Il diagramma H-R

Il diagramma Hertzsprung-Russell, dal nome dei due astronomi che lo idearono all’inizio del ‘900, è uno grafico in cui le stelle vengono classificate in base alla relazione fra la loro temperatura (asse delle ascisse) e la loro luminosità (asse delle ordinate).

Dato che esiste un preciso legame sia fra la temperatura di una stella e il suo colore, sia fra la luminosità e la magnitudine, si può ottenere una versione del diagramma in cui si mettono in relazione due quantità, il colore e la magnitudine, direttamente misurabili da un osservatore.

Qui, per esempio, viene indicata temperatura, colore, tipo spettrale e magnitudine assoluta in un unico semplice grafico:

Ma a cosa serve questo diagramma? Innanzitutto, permette di comprendere caratteristiche ed evoluzione delle singole stelle; grazie ad esso poi si può verificare l’accuratezza dei modelli di evoluzione stellare confrontandone le predizioni con l’osservazione e studiare numerosi aspetti delle popolazioni stellari, tra cui età, composizione chimica, distanza ecc.

La classificazione stellare utilizzata nel diagramma H-R si basa principalmente su due scale: una scala di luminosità e una di temperatura. Quella di temperatura si divide in sette classi (tipi spettrali): O, B, A, F, G, K e M. Le stelle di classe O sono le più calde mentre quelle di classe M le più fredde:

La scala di luminosità invece è strutturata su otto classi, dalle stelle più luminose alle più deboli: 0, I, II, III, IV, V, VI e VII.

Osservando il diagramma, risalta immediatamente il fatto che le stelle tendano a posizionarsi in regioni ben distinte. In particolare, oltre il 95% di esse è collocata su una struttura diagonale detta sequenza principale, che comprende tutte le stelle nella lunga fase evolutiva che inizia nel momento in cui si innescano le reazioni nucleari e termina quando l’idrogeno nel nucleo finisce.

Le stelle di sequenza principale appartengono alla classe di luminosità V. Le dimensioni e la luminosità aumentano con la temperatura, per cui le stelle rosse di sequenza principale saranno le più piccole e deboli, mentre quelle azzurre saranno le più grandi e luminose. Il nostro Sole si posiziona all’incirca a metà della sequenza principale: la sua temperatura superficiale di circa 5700°C lo colloca infatti tra le stelle bianco-gialle (classe G), di massa e luminosità media.

Le stelle che escono dalla sequenza principale sono quelle che hanno concluso la fase stabile della loro vita e ora si avviano a quella serie di trasformazioni che, in un periodo di tempo più o meno lungo, le porteranno alla morte. Tra i gruppi principali che vanno a formarsi troviamo:

– Quello delle Ipergiganti, stelle di dimensioni colossali, che in sequenza principale erano state le blu di tipo spettrale O, con un raggio che può superare i 2000 raggi solari e una massa fino a oltre 100 masse solari. Queste stelle, le più luminose conosciute, appartengono alla classe 0. Un esempio Ipergigante Rossa è VY Canis Majoris.

– Quello delle Supergiganti, con una massa di 10-50 masse solari ed un raggio fino a 1000 volte il raggio della nostra stella, derivate da stelle B. La loro luminosità le pone nella classe I, tra cui ricordiamo le famose Eta Carinae e Betelgeuse.

– Quello delle Giganti Brillanti, le stelle di classe II, che rappresentano una sorta di “via di mezzo” tra le Giganti e le Supergiganti. In sequenza principale erano state stelle B oppure A. Alcuni esempi di Giganti Brillanti sono Rasalgethi, Alphard e Dabih.

– Quello delle Giganti, classe di luminosità III, stelle di grandi dimensioni e luminosità ma non necessariamente molto massicce. Il Sole evolverà allo stadio di Gigante, come tutte le stelle che in Sequenza Principale appartengono ai tipi spettrali F e G. Fra le Giganti troviamo Aldebaraan e Arturo.

– Quello delle Subgiganti, classe IV, come Delta Eridani, stelle che, esaurito l’idrogeno nel nucleo, si stanno avviando a diventare delle Giganti.

– Quello delle Subnane, classe VI, stelle particolari che possono essere di tutte le classi di temperatura. Ciascun tipo di Subnana è stata originata da un evento diverso che lo ha portata ad avere una luminosità da 1,5 a 2 magnitudini inferiore alle stelle di sequenza principale dello stesso tipo spettrale. Si conoscono pochissime stelle di questo gruppo, fra le quali ricordiamo Goombridge 1830 e la Stella di Kapteyn.

– Quello delle Nane Bianche, classe VII, stelle non più soggette alla fusione nucleare, che rappresentano lo stadio finale dell’evoluzione di una stella di massa medio-piccola. Si tratta di oggetti aventi dimensioni paragonabili a quelle della Terra ma con una massa simile a quella del Sole, e sono perciò molto dense. Fra le Nane Bianche abbiamo la famosissima Sirio B, la debole compagna della stella più luminosa del cielo notturno.

Un caso a parte sono poi le Nane Brune, ovvero oggetti di natura forse più planetaria che stellare, che non hanno raggiunto per poco la massa critica per innescare stabilmente la fusione dell’idrogeno; e le Nane Nere (ipotetiche), che non sono nient’altro che il resto di una Nana Bianca che ha disperso tutto il suo calore nell’Universo.

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