Il Diagramma HR di Hertzsprung-Russell (Evoluzione

Il Diagramma HR
di
Hertzsprung-Russell
(Evoluzione Stellare Parte IV)
Definizioni
• Profondità ottica 
• Temperatura di profondità ottica:
1 3 
T    Te    
2 4 
1
4
• Intensità Specifica:
I  
• Radianza superficiale:
F   I   cos  d
• Flusso per unità si frequenza:
L  SF

• Radianza totale:
F   F d   Te4
• Luminosità assoluta:
L  SF  S Te4
• Temperatura superficiale:
Te
T0  T 0  
16
0
Il Diagramma HR
Catalogate un numero sufficiente di stelle, gli astronomi,
E.Hertzspung (danese) e H.N.Russell (americano),
hanno indipendentemente elaborato un diagramma che
prende il nome di diagramma H-R. Il diagramma è una
relazione di dispersione tra:
1. I-M
– X
Indice di colore (tipo spettrale)
– Y
Magnitudine visuale assoluta
2.
T-L
– X
– Y
Temperatura superficiale
Luminosità assoluta
Diagramma HR
di
Hertzsprung - Russell
Il Sole si trova all’incirca
al centro del diagramma
HR nel mezzo della
sequenza principale. La
sue caratteristiche
spettrali e di massa si
possono considerare
tipiche di una stella di
medie dimensioni, quindi
rappresentative della
popolazione stellare della
sequenza principale.
Cosa rappresenta?
•
Il diagramma HR è di fondamentale importanza per
lo studio dell’evoluzione stellare.
•
In base alla posizione di una stella nel diagramma, si
possono dedurre le principali proprietà fisiche e lo
stadio evolutivo in cui la stella si trova.
•
Nel diagramma HR la luminosità o la magnitudine
assoluta delle stelle viene riportata sull’asse delle
ordinate con valori crescenti, mentre la temperatura o
l’indice di colore lungo l’asse delle ascisse con valori
decrescenti.
La Sequenza Principale
• La maggior parte delle stelle si raggruppata lungo una
fascia detta Sequenza Principale (SP), che attraversa il
piano in diagonale, passando dalle alte alle basse
temperature e luminosità.
• La luminosità delle stelle in SP è proporzionale alla
massa stellare M, quindi la SP è anche una sequenza di
masse composta da:
– Sottonane (in basso a destra del diagramma HR).
– Stelle Nane molto calde ma di piccola superficie.
– Giganti Blu (in alto a sinistra del diagramma HR).
Diagramma HR
Tipo Spettrale-Indice di Colore
Magnitudine visuale assoluta
“La luminosità delle stelle in SP è
proporzionale alla massa stellare
M, quindi la SP è anche una
sequenza di masse composta da:
– Sottonane (in basso a destra
del diagramma HR).
– Stelle Nane molto calde ma di
piccola superficie.
– Giganti Blu (in alto a sinistra
del diagramma HR).”
Stelle Fuori Sequenza Principale
– Stelle di pre-sequenza; si distribuiscono all’incirca
lungo una linea verticale sulla destra a temperature inferiori ai
2000 gradi. Quando incomincia la fusione nucleare si spostano
verso la sequenza principale, ciascuna nel punto che
corrisponde alla propria massa.
– Nane Bianche; in basso a sinistra (alte temperature e
basse luminosità): stelle molto piccole, calde e compatte. Esse
emettono grandi quantità di energia per unità di superficie, per
le loro dimensioni ridotte la superficie irradiante, quindi la
luminosità totale è bassa.
– Giganti Rosse; in alto a destra nel diagramma (alte
luminosità, basse temperature): gli strati esterni sono molto
espansi, quindi pur non avendo alte temperature hanno una
grande superficie irradiante e un’alta luminosità.
Ramo Orizzontale
Si tratta di una fase successiva alla SP,
caratterizzata da una distribuzione a striscia
orizzontale di stelle di piccola massa che
bruciano elio nel nucleo.
Le loro magnitudini assolute sono circa 0,5.
Diagramma HR
Tipo spettrale
Magnitudine visuale assoluta
Suddivisione per Classe
I - Supergiganti
II - Giganti luminose
III - Giganti
IV - Sottogiganti
V - Nane
VI - Sottonane
VII - Nane Bianche
Masse Stellari
• Le teorie dell’evoluzione stellare, unite alle
osservazioni di come le stelle si
distribuiscono nei vari intervalli di massa
(diagramma HR), consentono di fissare
limiti inferiore e superiore della massa di
una stella:
– Limite inferiore 0.08 masse solari; per valori inferiori
non si innescano le reazioni termonucleari.
– Limite superiore tra 100 e 120 masse solari; la stella
è gravitazionalmente instabile perché l’energia prodotta
non è sufficiente a sostenerne la gravità.
Probabilità di Osservazione di
una Stella in una data Fase
Considerando che:
•
La probabilità che una stella popoli una regione del diagramma è
proporzionale alla durata della fase corrispondente.
•
L'idrogeno è un elemento molto abbondante nelle stelle e la fase di
combustione dell’idrogeno nel nucleo dura molto a lungo
•
Le stelle che si trovano in sequenza principale sono quelle che
trasformano l’idrogeno in elio.
Segue che:
•
La probabilità di osservazione di una stella in sequenza principale
è la più alta.
•
L’osservazione di una stella in altre fasi evolutive corrispondenti
alle regioni delle Giganti Rosse o del ramo orizzontale, essendo fasi
più rapide, hanno bassa probabilità.
Tipo Spettrale
In ordine di temperatura
dalle stelle più calde alle più fredde
W O B A F G K M R NS
Per ogni tipo spettrale esistono dei sottotipi indicati da
numeri tra 0 a 9. Per esempio il Sole è G5.
Una filastrocca per ricordare la classificazione…
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W- Temperature superiori ai 30mila gradi. Sono circondate da strati di gas in espansione
O- Giganti azzurre. La temperatura superficiale è superiore ai 30mila gradi. Presentano nel
loro spettro le righe dell'elio ionizzato. Sono stelle relativamente rare.
B- Giganti azzurre. La loro temperatura superficiale è compresa tra 15mila e 25mila gradi.
Più comuni di quelle di classe O, ma ancora rare.
A- Stelle di temperatura compresa tra 8 e 12mila gradi circa, sono molto numerose. Nel
loro spettro dominano le righe dell’idrogeno. A questo tipo spettrale appartengono per
esempio Sirio, Vega e Altair. Sono circa 3 volte più grandi del Sole.
F- Sono le stelle di colore bianco, con temperature comprese tra 6 e 8mila gradi, nello
spettro dominano le righe del calcio ionizzato. La Stella Polare appartiene a questo tipo
spettrale.
G- Stelle come il Sole. Stelle gialle, con temperature superficiali di 4-6mila gradi lo spettro
è caratterizzato dalle righe dei metalli e del calcio ionizzato
K- Stelle fredde, Nane o Giganti Rosse. La loro temperature è compresa tra 3500 e 5000
gradi e lo spettro è caratterizzato dalle righe dei metalli e del calcio neutro.
M: Nane fredde, la massa è 1/3 di quella solare. Appartengono a questa classe Betelgeuse e
Antares. Hanno temperature superficiali di 2-3mila gradi e sono caratterizzate dalle righe
dell’ossido di titanio.
R: La temperatura è quella della classe M, ma il loro spettro è dominato dal carbonio Sono
stelle piuttosto rare.
N: Come R. Predomina il carbonio.Vengono dette "stelle al carbonio"
S:
Come M. Possiedono le righe dell'ossido di zirconio nel loro spettro. Sono molto rare.
Luminosità – Temperatura
• La luminosità assoluta (nel visibile) della stella è
proporzionale alla superficie stellare S e alla
quarta potenza della temperatura superficiale:

L  2 S T  M ,
4
0
 4 0.4  M  10
 
 4  altra massa
Fenomeni che caratterizzano il diagramma HR
• Nel processo di combustione nucleare, il raggio stellare si riduce
durante la contrazione gravitazionale tra due fasi termonucleari,
ma rimane costante durante ciascuna fase (autoregolazione).
• Quando il 10% dell’H1 è esaurito la stella collassa. La
temperatura aumenta sino all’innesco della combustione
dell’He3. Il raggio cresce sotto la spinta della pressione di
radiazione e aumentano superficie stellare e la luminosità. La
temperatura si stabilizza a valori più bassi dei precedenti,
caratteristici del ciclo medio di combustione nucleare.
• Sul diagramma HR l’astro si pone a temperature minori e
luminosità superiori, “svoltando” verso la destra del grafico.
• Il punto di svolta segna la conclusione della pura combustione
dell’idrogeno. La stella esce dalla sequenza principale.
• Il tempo di combustione dell’idrogeno dipende dalla massa
stellare, quindi è valutabile dalla luminosità.
Età di un Ammasso
• Per un ammasso di stelle originate da una stessa nube di
gas, la luminosità media stellare L nel punto di svolta,
individua statisticamente il tempo medio Tsp , trascorso in
sequenza principale dalle stelle dell’ammasso, quindi l’età
media dell’ammasso.
Tsp 
X 1.8 Z 0.2
anni
L3
X : concentraz ione in peso di idrogeno
4
Z : concentraz ione in peso di metalli
Ammasso nella
Costellazione del Cancro
M67,
uno degli ammassi aperti
più vecchi della galassia.
Il suo diagramma HR
assomiglia a quello di un
antico ammasso globulare.
A causa dell’età superiore a
3 miliardi di anni anche le
componenti la cui massa è
di poco superiore a quella
del nostro Sole stanno
abbandonando la SP.
Diagramma HR (Età degli ammassi)