ASTROfiSICa
I l
s i s t e ma
p e r i od i co
de l
c o s mo
Un semplice diagramma, pubblicato
esattamente un secolo fa, è ancora oggi
il più importante strumento concettuale
dell’astrofisica stellare
Rogelio Bernal Andreo/deepskycolors.com
di Ken Croswell
L’ammasso stellare delle Pleiadi,
uno dei più noti e studiati, è così giovane che
molte delle sue stelle blu massicce, di vita
breve, splendono ancora. Questo ammasso è
stato l’oggetto del primo «sistema periodico»
pubblicato in astronomia, quello che oggi
chiamiamo diagramma di Hertzsprung-Russell.
44 Le Scienze
517 settembre 2011
l’
astronomia moderna ci presenta l’immagine vivida di un universo nato da un’enorme esplosione, popolato da stelle esotiche che vanno dalle
colossali supergiganti rosse, grandi come un sistema solare di modeste dimensioni, fino a oggetti iperdensi come le nane bianche e buchi neri
più piccoli della Terra. Queste scoperte sono ancora più entusiasmanti
se si pensa che gli scienziati riescono a effettuarle a partire dalla rilevazione di sorgenti luminose debolissime: a volte una manciata di fotoni. Una delle chiavi dei loro successi è una rappresentazione grafica
pubblicata da due astronomi esattamente un secolo fa.
Le Scienze 45
Guida al diagramma H-R
COLORE E TIPO STELLARE
Il colore di una stella rispecchia la sua
temperatura superficiale, da un rosso «tiepido»
(estrema destra) a un rovente blu (estrema
sinistra). Gli astronomi dividono le stelle in sette
tipi spettrali principali, in base a quali elementi
chimici degli strati esterni assorbono la luce, il
che a sua volta dipende della temperatura: O, B,
A, F, G, K e M.
0
0
B
B
A
A
F
10.000.000
10.000.000
F
G
G
K
K
M M
T IPO
T IPO
SPET
SPET
TRAL
TRAL
E E
–12 –12
–11 –11
1.000.000
1.000.000
–10 –10
ETA CARINAE
ETA CARINAE
–9 –9
DENEB
DENEB
–7 –7
ALNILAM
ALNILAM
10.000
10.000
10001000
1
1
1⁄101⁄10
HZ 43
HZA43 A
SSTT
EELL
LLEE
NANE BRUNE
Una frontiera della ricerca astronomica è
l’individuazione e caratterizzazione delle nane
brune, stelle di massa insufficiente a sostenere la
fusione nucleare. Nel diagramma H-R si
sovrappongono alle stelle più rosse e deboli
nell’angolo inferiore destro e proseguono
scomparendo verso destra. Per classificarle,
dieci anni fa furono introdotti i tipi spettrali L e T
(non mostrati nell’illustrazione).
46 Le Scienze
MIRFAK
MIRFAK
STELLA
STELLA
POLARE
POLARE
ENIFENIF
EPSILON
EPSILON
GEMINORUM
GEMINORUM
ZETAZETA
GEMINORUM
GEMINORUM
II
T
T
AANN
G
G
SSUUPPEERR GGI I
ETA AQUILAE
ETA AQUILAE
BETABETA
CAMELOPARDALIS
CAMELOPARDALIS
ALPHA
ALPHA
AQUARII
AQUARII
DELTA
DELTA
CEPHEI
CEPHEI BETABETA
AQUARII
AQUARII
LAMBDA
LAMBDA
VELORUM
VELORUM
CAPELLA
CAPELLA
Ab Ab
RS CANUM
RS CANUM
VENATICORUM
VENATICORUM
PROCYON
PROCYON
A A
MENKAR
MENKAR
MIRACH
MIRACH
BETABETA
PEGASI
PEGASI
ALPHARD
ALPHARD
KOCHAB
KOCHAB
ALGEIBA
ALGEIBA
A A
ARCTURUS
ARCTURUS
CAPELLA
CAPELLA
Aa Aa
ETA DRACONIS
ETA DRACONIS
GGI IGGAANNTTI I
BETABETA
CASSIOPEIAE
CASSIOPEIAE
GAMMA
GAMMA
DORADUS
DORADUS
ALGEIBA
ALGEIBA
B B
–3 –3
ALBIREO
ALBIREO
A A
DUBHE
DUBHE
DELTA
DELTA
SCUTI
SCUTI
RR LYRAE
RR LYRAE
1⁄100
1⁄100
2
2
ERIDANI
ERIDANI
B B
OMICRON
OMICRON
SIRIOSIRIO
B B
1⁄1000
1⁄1000
ETAMIN
ETAMIN
ZZ CETI
ZZ CETI
GD 165
GD 165 G 29-38
G 29-38
–1 –1
GAMMA
GAMMA
CRUCIS
CRUCIS
0
1⁄10.000
1⁄10.000
POLLUCE
POLLUCE
MIRAMIRA
ETA ETA
BOÖTIS
BOÖTIS
BETABETA
HYDRI
HYDRI
XI OPHIUCHI
XI OPHIUCHI
A A
UPSILON
UPSILON
ANDROMEDAE
ANDROMEDAE
KAPPA
KAPPA
FORNACIS
FORNACIS
PI3 ORIONIS
PI3 ORIONISNU PHOENICIS
NU PHOENICIS
BETABETA
COMAE
COMAE
BERENICES
BERENICES
IOTAIOTA
HOROLOGII
HOROLOGII
MU ARAE
MU ARAE
CHI DRACONIS
CHI DRACONIS
A A
16 CYGNI
16 CYGNI
B B
DELTA
PAVONIS
PAVONIS
ZETAZETA
TUCANAE
TUCANAE
ETA CASSIOPEIAE
ETA CASSIOPEIAE
A A DELTA
14 HERCULIS
14 HERCULIS
S
O
S
L
E
O
L E61 VIRGINIS
1
1
54 PISCIUM
ALPHA
MENSAE
MENSAE54 PISCIUM
ORIONIS
ORIONIS
A A
CHI CHI
61 VIRGINIS ALPHA
70 OPHIUCHI
70 OPHIUCHI
A A
2
2
82 ERIDANI
82 ERIDANI
ZETAZETA
RETICULI
RETICULI
12 OPHIUCHI
12 OPHIUCHI
XI BOOTIS
XI BOOTIS
A A
ALPHA
ALPHA
CENTAURI
CENTAURI
B B
47 URSAE
47 URSAE
MAJORIS
MAJORIS
1
1
ZETAZETA
RETICULI
RETICULI
107 PISCIUM
107 PISCIUM2 2
TAU TAU
CETICETI
16 CYGNI
16 CYGNI
A A
OMICRON
OMICRON
ERIDANI
ERIDANI
A A
SIGMA
SIGMA
DRACONIS
DRACONIS
ALPHA
ALPHA
CENTAURI
CENTAURI
A A
EPSILON
EPSILON
ERIDANI
ERIDANI
MU CASSIOPEIAE
MU CASSIOPEIAE
A A 36 OPHIUCHI
36 OPHIUCHI
A A
51 PEGASI
51 PEGASI
36 OPHIUCHI
36 OPHIUCHI
B B
GROOMBRIDGE
GROOMBRIDGE
18301830
18 SCORPII
18 SCORPII
CHI DRACONIS
CHI DRACONIS
B B
EPSILON
EPSILON
INDI INDI
36 OPHIUCHI
36 OPHIUCHI
C C
BY DRACONIS
BY DRACONIS
A A
70 OPHIUCHI
70 OPHIUCHI
B B
61 CYGNI
61 CYGNI
A A
XI BOOTIS
XI BOOTIS
B B
STEIN
STEIN
20512051
A A
WOLF
WOLF
629 629
ROSSROSS
154 154
GROOMBRIDGE
GROOMBRIDGE
34 B34 B
KRÜGER
KRÜGER
60 B60 B
10.000
10.000
K K
7500
7500
K K
517 settembre 2011
6000
6000
K K
www.lescienze.it
+4 +4
+5 +5
+6 +6
+7 +7
+8 +8
+13+13
+14+14
+15+15
+16+16
+17+17
+18+18
STELLA
STELLA
DI VAN
DI VAN
BIESBROECK
BIESBROECK
+19+19
LHS LHS
20652065
DENIS
DENIS
1048–3956
1048–3956 LHS LHS
29242924
SCR SCR
1845–6357
1845–6357
A A
LP 944–20
LP 944–20
+20+20
T EMTPERATU
EM PERATU
RA RA
SU PERFI
SU PERFI
C IALE
C IALE
31.000
31.000
K K
2
2
OMICRON
OMICRON
ERIDANI
ERIDANI
C C
ROSSROSS
614 A614 A
STELLA
STELLA
DI BARNARD
DI BARNARD
EQ PEGASI
EQ PEGASI
B B
ROSSROSS
128 128
GICLAS
GICLAS
51-15
51-15 STELLA
STELLA
DI DI
LHS LHS
292 292 TEEGARDEN
TEEGARDEN
VB 8VB 8
LHS LHS
30033003
ESO ESO
439–26
439–26
1⁄1.000.000
1⁄1.000.000
+3 +3
+9 +9
YZ CETI
YZ CETI
ROSSROSS
248 248 GICLAS
GICLAS
208–44
208–44
A A
WOLF
WOLF
424 A424 A
LUYTEN
LUYTEN
726–8
726–8
A A
GICLAS
9–389–38
A A
GJ 1061
GJ 1061 GICLAS
LHS LHS
288 288
LUYTEN
LUYTEN
789–6
789–6
A A
GICLAS
GICLAS
208–45
208–45
PROXIMA
PROXIMA
CENTAURI
CENTAURI
LUYTEN
LUYTEN
726–8
726–8
B B
ROSSROSS
614 B
614 B
WOLF
WOLF
359 359
LP 658–2
LP 658–2
1⁄100.000
1⁄100.000
+2 +2
LACAILLE
LACAILLE
93529352
+10+10
GROOMBRIDGE
GROOMBRIDGE
34 A34 A
LALANDE
LALANDE
21185
21185
WOLF
WOLF
630 A630 A
STELLA
STELLA
DI KAPTEYN
DI KAPTEYN
AD LEONIS
AD LEONIS
+11+11
STRUVE
STRUVE
23982398
A A EQ PEGASI
EQ PEGASI
A A
EV LACERTAE
EV LACERTAE
GLIESE
GLIESE
581 581
KRÜGER
KRÜGER
60 A60 A
GLIESE
GLIESE
876 876
WOLF
WOLF
10611061
+12+12
STRUVE
STRUVE
23982398
BYZ BCANIS
STELLA
STELLA
DI LUYTEN
DI LUYTEN
YZ CANIS
MINORIS
MINORIS
STELLA
STELLA
DI VAN
DI VAN
MAANEN
MAANEN
HHE E
+1 +1
LALANDE
LALANDE
21258
21258
A A
STEIN
STEIN
20512051
B B
GICLAS
GICLAS
240–72
240–72
0
HAMAL
HAMAL
DDEE
LLLLAA
SSEEQQ
UUEENN
ZZAA
PPRR
I INN
CCI I
PPAA
LLEE
NNAA
NNEE BBI I
AANNCC
–2 –2
ALPHA
ALPHA
HERCULIS
HERCULIS
BETABETA
GRUIS
GRUIS
MU GEMINORUM
MU GEMINORUM
ALDEBARAN
ALDEBARAN
PROCIONE
B B
EG 82
EG 82 PROCIONE
50.000
50.000
KELVIN
KELVIN
–4 –4
ZETAZETA
AURIGAE
AURIGAE
ALMACH
ALMACH
BETABETA
DRACONIS
DRACONIS
BETABETA
CORVI
CORVI
DENEB
DENEB
KAITOS
KAITOS
–5 –5
PI PUPPIS
PI PUPPIS
GROOMBRIDGE
GROOMBRIDGE
16181618
61 CYGNI
61 CYGNI
B B
BY DRACONIS
BY DRACONIS
B B
ETA CASSIOPEIAE
ETA CASSIOPEIAE
B B
LACAILLE
LACAILLE
87608760
YY GEMINORUM
YY GEMINORUM
GLIESE
GLIESE
890 890
GLIESE
GLIESE
229 A229 A
LB 1497
LB 1497
SOLE
Il Sole fa parte della sequenza principale. Alla
nascita era una debole protostella e, quando avrà
esaurito l’idrogeno nel nucleo, diventerà una
gigante rossa e infine una nana bianca.
Contrariamente a un’opinione diffusa, il Sole non
è una stella ordinaria; nel diagramma H-R circa il
95 per cento delle stelle si trova sotto di esso.
89 HERCULIS
89 HERCULIS
GAMMA
GAMMA
VIRGINIS
VIRGINIS
–6 –6
BETELGEUSE
ANTARES
ANTARESBETELGEUSE
VV CEPHEI
VV CEPHEI
CANOPUS
CANOPUS
ATLAS
ELECTRA
ELECTRAATLAS
MEROPE
MEROPE
EL NATH
EL NATH
THUBAN
THUBAN
ZUBENESCHAMALI
ZUBENESCHAMALI
PLEIONE
PLEIONE
ALKAID
ALKAIDREGULUS
ALHENA
ALHENA
REGULUS
ALBIREO
ALBIREO
B B
ALIOTH
ALIOTH
ALGOL
ALGOL
A COR
A COR
CAROLI
CAROLI
MIZAR
MIZAR
A A
PHECDA
PHECDA
MERAK
MERAK
GEMMA
GEMMA
MENKALINAN
MENKALINAN
VEGAVEGA
ZUBENELGENUBI
ZUBENELGENUBI
RASALHAGUE
MEGREZ
MEGREZRASALHAGUE
SIRIOSIRIO
A A
ALDERAMIN
ALDERAMIN
FOMALHAUT
FOMALHAUT
DENEBOLA
DENEBOLA
ALCOR
ALCOR
ALTAIR
ALTAIR
BETABETA
PICTORIS
PICTORIS
100 100
10 10
ETA LEONIS
ETA LEONIS
5300
5300
K K
3900
3900
K K
2200
2200
K K
Le Scienze Pitch Interactive (grafica); Ken Croswell (dati stellari)
IOTAIOTA
ORIONIS
ORIONIS
SAIPH
SAIPH
1
1
ORIONIS
ORIONIS
C C
THETA
THETA
BETABETA
CANIS
CANIS
MAJORIS
MAJORIS
BETABETA
CENTAURI
CENTAURI
ZETAZETA
OPHIUCHI
OPHIUCHI
LYRAE
LYRAE
A A
ADHARA
ADHARABETABETA
AE AURIGAE
AE AURIGAE
1
1
CRUCIS
CRUCIS
ALPHA
ALPHA
SPICA
SPICA
BETABETA
CRUCIS
CRUCIS
2
2
SHAULA
SHAULA
A A
CRUCIS
CRUCIS
ALPHA
ALPHA
MU COLUMBAE
MU COLUMBAE BELLATRIX
ALCYONE
ALCYONE
BELLATRIX
ACHERNAR
ACHERNAR
SHAULA
SHAULA
B B
ZETAZETA
PUPPIS
PUPPIS
LUMINOSITÀ NEL VISIBILE (MAGNITUDO ASSOLUTA)
NANE BIANCHE
Sono i resti di stelle defunte. Ormai incapaci di
generare energia, si compattano in «palle» grandi
circa come la Terra. Con il passare del tempo una
nana bianca migra verso l’estremità destra del
diagramma, fino a diventare quasi invisibile.
ALPHA
ALPHA
CAMELOPARDALIS
CAMELOPARDALIS
LUMINOSITÀ NEL VISIBILE (MAGNITUDO ASSOLUTA)
IPERGIGANTI
Le stelle più massicce sono in cima al
diagramma. L’attuale primato è di R136a1, che,
alla nascita, era 320 volte più massiccia del Sole;
da allora ha perso massa espellendo gas. Un’altra
stella estremamente massiccia e instabile è Eta
Carinae, avviluppata in una nebulosa di gas.
R136A1
R136A1
MU CEPHEI
MU CEPHEI
RIGEL
RIGEL
LUMINOSITÀ NEL VISIBILE (MULTIPLI DI LUMINOSITÀ SOLARE)
GIGANTI E SUPERGIGANTI
Sono stelle che si trovavano nella sequenza
principale e che, avendo esaurito l’idrogeno nel
nucleo, usano come combustibile altri elementi,
come l’elio. Se una supergigante rossa sostituisse
il Sole, il suo raggio si estenderebbe fino all’orbita
di Giove. Queste stelle non restano in una posizione
fissa nel diagramma H-R, ma migrano via via che
invecchiano.
–8 –8
100.000
100.000
LUMINOSITÀ NEL VISIBILE (MULTIPLI DI LUMINOSITÀ SOLARE)
SEQUENZA PRINCIPALE
Gran parte delle stelle si colloca lungo una
diagonale, indicando che la loro luminosità e
temperatura sono determinate da una terza
proprietà ancora più fondamentale: la massa. Le
stelle calde e luminose a sinistra sono le più
massicce. Quando una stella inizia a produrre
energia mediante la fusione dei nuclei di
idrogeno, raggiunge un equilibrio interno stabile e
mantiene più o meno la stessa posizione nel
diagramma per buona parte della vita.
47
Il diagramma di Hertzsprung-Russell (H-R) è semplice. Mette
in relazione due proprietà fondamentali delle stelle: la luminosità intrinseca e la temperatura superficiale (indicata dal colore). In
questo modo è diventato per l’astronomia stellare uno strumento
analogo al sistema periodico per la chimica. Mentre quest’ultimo
raggruppa elementi dalle proprietà chimiche simili – per esempio
tutti i gas nobili, come elio, neon e argo, sono nella stessa colonna
– il diagramma H-R raggruppa le stelle che si trovano nella medesima fase di vita. Quando fu ideato, nessuno sapeva perché brillano il Sole e le altre stelle. Nessuno sapeva come nascono e muoiono le stelle. Nessuno poteva garantire che il Sole non sarebbe mai
esploso. E nessuno sapeva che le stelle hanno forgiato la maggior
parte degli elementi che costituiscono la Terra e noi stessi.
Dopo aver svolto un ruolo fondamentale nella soluzione di questi problemi, il diagramma H-R continua a guidare gli astronomi nella ricerca di altre risposte. Esiste un limite alla massa di una
stella? Com’erano le prime stelle nate dopo il big bang? Quando
apparirà la prossima supernova nella nostra galassia?
Uno sguardo al bestiario stellare
«Nessuno immaginava che sarei diventato un astronomo», dichiarò lo scienziato danese Ejnar Hertzsprung. In effetti, quando
aveva vent’anni, la famiglia vendette i libri di astronomia del padre defunto. Ma Hertzsprung non si perse d’animo. Il suo primo
diagramma che metteva in relazione luminosità e colore degli ammassi stellari risale al 1908. L’astronomo tedesco Hans Rosenberg,
che verosimilmente conosceva il lavoro di Hertzsprung, pubblicò
un diagramma analogo nel 1910 e lo stesso Hertzsprung ne pubblicò diversi nel 1911. All’epoca, Hertzsprung era un perfetto sconosciuto, mentre Henry Norris Russell, che realizzò il suo diagramma
nel 1913, senza conoscere il lavoro di Hertzsprung, era uno dei più
insigni astronomi statunitensi. Dato il suo prestigio, gli astronomi
iniziarono a usare il nome «diagramma di Russell», che poi divenne «diagramma di Russell-Hertzsprung» e infine – ripristinando la
priorità storica – «diagramma di Hertzsprung-Russell».
Collocando le stelle nel diagramma H-R, gli astronomi notarono evidenti raggruppamenti. La grande maggioranza, compreso il
Sole, giace su una diagonale che va dall’angolo superiore sinistro
(stelle calde e luminose) all’angolo inferiore destro (stelle fredde e
deboli) (si veda l’illustrazione nelle pagine precedenti). Questa diagonale, la sequenza principale, è sorprendente, poiché correla stelle che appaiono molto diverse tra loro. Tutte le stelle della sequenza principale generano luce con lo stesso meccanismo: reazioni di
fusione nucleare che convertono idrogeno in elio al centro della
stella. Maggiore è la massa di una stella della sequenza principale,
più elevata è la temperatura nel centro e più velocemente procedono le reazioni di fusione, rendendo la stella è più calda e luminosa.
Perciò la sequenza principale è in realtà una sequenza ordinata in
funzione della massa.
Un altro gruppo di stelle si trova sopra e a destra della sequenza
principale. Consiste di stelle più luminose di quelle della sequen-
Ken Croswell, specializzatosi in astronomia alla Harvard
University, è astronomo e scrittore. Il suo libro The Alchemy
of the Heavens (Anchor, 1995) è stato finalista al Los Angeles
Times Book Prize.
1 miliardo di chilometri
za principale che hanno la stessa temperatura e colore. La maggior parte di esse è più fredda del Sole, e tutte sono più brillanti.
A prima vista può sembrare contraddittorio: più una stella è fredda, minore è la radiazione che emette per unità di superficie, per
cui come fa una stella rossa fredda essere da 100 a 10.000 volte più
brillante del Sole? La risposta è nelle dimensioni colossali di queste stelle, che gli astronomi chiamano giganti e supergiganti. Sono
stelle della sequenza principale che hanno esaurito l’idrogeno che
le alimentava al centro. Le supergiganti muoiono con un’esplosione di supernova, mentre le giganti escono di scena in modo meno impressionante.
Il diagramma H-R rivela anche il destino delle giganti. Esso
contiene un gruppo di stelle che formano una diagonale al di sotto della sequenza principale: ciò significa che, a parità di temperatura e colore, sono meno luminose rispetto alle stelle della sequenza principale. Per lo stesso ragionamento esposto in precedenza,
queste stelle devono essere di piccole dimensioni, e infatti vengono chiamate nane bianche. A dispetto del nome, però, ricadono
in un ampio intervallo di colori. Questi oggetti sono i nuclei densi
ed estremamente caldi di stelle giganti che hanno espulso i propri
strati più esterni. Non essendo più in grado di sostenere rea­zioni
nucleari, con il passare del tempo di solito si raffreddano e svaniscono. Se fanno parte di un sistema binario, tuttavia, possono risucchiare materia dalla stella compagna e, raggiunta la massa critica, esplodere come supernove.
I caratteristici e onnipresenti raggruppamenti del diagramma
H-R permettono di ricavare anche proprietà stellari che non sono mostrate direttamente. Per esempio, gli astronomi determinano l’età di un ammasso stellare costruendo un diagramma H-R limitato alle stelle che fanno parte dell’ammasso. Si nota così che
nell’ammasso delle Pleiadi la sequenza principale include stelle blu
molto luminose, mentre nell’ammasso delle Iadi queste stelle sono
assenti. Di conseguenza, le Iadi devono essere più antiche; le brillanti stelle blu un tempo presenti nell’ammasso si sono estinte.
La supergigante rossa Betelgeuse è una delle pochissime stelle
che al telescopio appaiono come un disco anziché un semplice punto
luminoso. Questa immagine nell’infrarosso vicino è stata realizzata
dal Very Large Telescope dello European Southern Observatory.
Più grosse e più cattive
Il diagramma H-R è tuttora uno strumento vitale. Buona parte
delle attuali ricerche di astronomia stellare può essere interpretata come un modo per esplorare gli estremi del diagramma. In basso a destra ci sono le stelle più deboli, più rosse e meno massicce.
La sequenza principale termina con fioche stelle rosse la cui massa è pari all’8 per cento circa di quella solare. Oltre questo limite
inizia il dominio delle nane brune, stelle di massa insufficiente per
Una caratteristica notevole
dell’astronomia è la capacità di
ricavare un gran numero di
informazioni da sorgenti luminose
debolissime. Parte del segreto di
questa capacità è in una
48 Le Scienze
rappresentazione grafica detta
diagramma di Hertzsprung-Russell
(H-R), che nel 2011 compie un
secolo di vita.
Il diagramma H-R mette in
relazione luminosità e temperatura
delle stelle, evidenziando chiari
raggruppamenti che permettono
di classificare le stelle in funzione
della loro fase di vita e che rivelano
come la maggior parte delle loro
proprietà sia, in ultima analisi,
determinata dalla massa.
Il diagramma H-R ha aiutato a
dedurre che gran parte delle stelle
brilla grazie a reazioni di fusione
nucleare, ed è tuttora uno strumento
fondamentale per l’astronomia.
517 settembre 2011
P. Kervella/ESO
In breve
sostenere la fusione nucleare, le cui proprietà e origini sono ancora
un enigma per gli astronomi (si veda l’articolo La misteriosa origine delle nane brune, di Subhanjoy Mohanty e Ray Jayawardhana,
in «Le Scienze» n. 451, marzo 2006).
All’estremo opposto, la zona in alto a sinistra del diagramma
H-R ospita le stelle più luminose, calde e massicce della sequenza principale. Ma c’è un limite superiore alla massa di una stella?
Le stelle luminose sono facili da osservare, ma studiarle è difficile perché sono rare. Le poche che nascono esauriscono il loro combustibile così rapidamente da esplodere dopo qualche milione di
anni. Gli studi su ammassi stellari molto giovani indicano che il
limite superiore si colloca a circa 150 masse solari. Nel 2010, però, Paul Crowther, dell’Università di Sheffield, e collaboratori hanno alzato la posta affermando che una stella della Grande Nube di
Magellano – una piccola galassia vicina – è così luminosa e blu
che la sua massa alla nascita doveva essere pari a 320 masse solari.
Alcuni astronomi, però, sono scettici su questa stima della massa,
poiché presuppone che la stella si conformi agli stessi andamenti
di massa, luminosità e temperatura osservati nelle stelle ordinarie
della sequenza principale.
Comunque stiano le cose, le primissime stelle dell’universo dovevano essere ancora più grandi. Nel big bang furono sintetizzati i tre elementi più leggeri: idrogeno, elio e un po’ di litio. Il brodo
primordiale era privo di carbonio e ossigeno, i quali emettono radiazione infrarossa che sfugge dalle attuali nubi interstellari consentendo loro di raffreddarsi e suddividersi. Pertanto le più antiche
nubi gassose dove avveniva la formazione stellare dovevano essere calde e di grandi dimensioni, tali da dare origine a stelle con
masse centinaia di volte superiori a quella del Sole (si veda l’articolo Le stelle più antiche dell’universo, di Richard B. Larson e Volker Bromm, in «Le Scienze» n. 401, gennaio 2002). In tal caso, si
trattava di oggetti ancora più luminosi e caldi delle più estreme tra
le stelle attuali; la loro posizione si troverebbe al di sopra e a sinistra dell’angolo superiore sinistro del diagramma H-R.
Una stella di massa otto volte superiore a quella del Sole è destinata a esplodere (si veda l’articolo Catastrofisica: quando esplode
una stella, di Wolfgang Hillebrandt, Hans-Thomas Janka ed Ewald
Müller, in «Le Scienze» n. 460, dicembre 2006). Ogni anno si osser-
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vano centinaia di esplosioni di supernova in altre galassie. Ma è
dal 1604 – quando ancora non era stato introdotto il telescopio –
che non si ammira una di queste esplosioni nella Via Lattea. Quale
sarà la prossima stella ad autodistruggersi e quando la vedremo?
Nella Via Lattea si verificano circa due esplosioni di supernova per secolo, ma non siamo certi di riuscire a osservarle. La nostra galassia è enorme – assai più grande della maggior parte delle
altre – e il disco è intasato da polvere interstellare, che è in grado di bloccare anche la luce di una supernova. In effetti, oltre cinquant’anni fa fu individuata una gigantesca nube di detriti che
prese il nome di Cassiopea A; la luce dell’esplosione che la generò
raggiunse la Terra alla fine del Seicento, ma passò inosservata.
Perciò, per farsi notare nel cielo, una stella massiccia che esplode deve essere vicina, probabilmente entro 20.000 anni luce di distanza dalla Terra. Per individuare stelle che sembrano prossime
all’esplosione gli astronomi cercano nella zona in alto a destra del
diagramma H-R, dove risiedono le supergiganti rosse. Le più prossime e luminose sono Betelgeuse e Antares, che distano dalla Terra
rispettivamente 640 e 550 anni luce: sono quindi abbastanza vicine perché la loro esplosione raggiunga una luminosità confrontabile con quella della Luna, ma abbastanza lontane da non costitui­
re un pericolo.
Ma il cosmo riserva sempre qualche sorpresa. La famosa supernova del 1987 nella Grande Nube di Magellano non è stata
prodotta da una supergigante rossa ma da una massiccia stella blu.
Oggetti simili si trovano anche nella nostra galassia, e includono
due delle stelle più vistose del cielo notturno, Deneb e Rigel.
In alternativa, potremmo osservare un tipo diverso di supernova, che si verifica quando una nana bianca supera una certa massa
critica. Sebbene queste supernove siano più rare, sono anche più
luminose e, poiché di solito si trovano sopra o sotto il piano ricco
di polvere del disco galattico, sono più facili da individuare. Delle cinque supernove nella nostra galassia che sono state osservate a partire dal 1000 d.C., tre – e forse quattro – erano esplosioni di
nane bianche. Purtroppo le stelle di questa classe sono così deboli che non è facile identificare le candidate a una imminente esplosione di supernova.
Nondimeno, la radiazione emessa dalla prossima supernova
galattica sta propagandosi verso di noi in questo stesso istante.
Quando infine ci raggiungerà, gli astronomi rintracceranno la posizione della stella progenitrice nel diagramma H-R per ricostruirne la vita e la morte. Hertzsprung e Russell sarebbero compiaciuti
nel sapere che il loro semplice strumento è ancora oggi così prezioso. Oltre a ciò, il suo successo ha ispirato la creazione di diagrammi analoghi relativi ad altre classi di oggetti celesti, in particolare
i molti pianeti extrasolari individuati finora. Un simile diagramma
potrebbe svelare una messe di informazioni sulla parentela galattica della Terra non meno copiosa delle conoscenze che il diagramma H-R ha fornito sulla stirpe del Sole.
n
p e r a pp r o f o n d i r e
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