Diagramma HR: cos’è, chi lo ha inventato e come funziona
Il modo più chiaro per capire l'evoluzione di una stella nel corso del suo ciclo vitale, capendone di conseguenza anche l'età, è il Diagramma HR, inventato nel 1910 dall'astronomo Henry Norris Russell e dal chimico Ejnar Hertzsprung.
Che cos’è e quali sono le origini del diagramma HR?
Il diagramma HR è un grafico fondamentale nell’ambito dell’astrofisica, in quanto consente di monitorare e classificare i vari stadi di vita di tutte le stelle a noi conosciute; le stelle vengono infatti ordinate in base alla loro magnitudine assoluta in funzione della temperatura.
Partendo dal basso verso l’alto, le stelle sono posizionate in ordine crescente di dimensione, tenendo conto che la massa di una stella è direttamente proporzionale alla sua luminosità.
Avere sott’occhio l’evoluzione stellare è molto importante, in quanto si può avere un’idea dell’età della stella, del suo stato e delle sue caratteristiche.
Quando una stella muta nel tempo, varia anche la sua posizione nel diagramma HR.
Questo grafico però è solo la punta dell’iceberg nella storia del monitoraggio delle stelle. A gettarne le basi fu Angelo Secchi, un astronomo che a metà Ottocento cominciò a catalogare le stelle in cinque tipi basandosi sul loro colore.
Questa soluzione si rivelerà molto importante: la variazione di colore delle stelle dal bianco-azzurro al rosso scuro catalogate da Secchi indicano la diminuzione della temperatura della stella, aspetto basilare per l’analisi dello spettro stellare. Quelli fra Ottocento e Novecento furono anni molto prolifici per la scienza, astronomia e astrofisica inclusa.
Chi ha creato il diagramma HR?
Grazie alle considerazioni fatte da Secchi e integrando le varie scoperte fatte in quegli anni, nel 1913 l’astronomo danese Ejnar Hertzsprung (H) e l’astronomo inglese Henry Russel (R) costruirono dapprima due grafici distinti: Hertzsprung mise in relazione la misura della temperatura delle stelle, segnata appunto dal colore, con la loro magnitudine assoluta, ovvero la misura della luminosità. Russel, invece, considerò la classe spettrale delle stelle invece del loro colore, ma ottenne la stessa distribuzione del grafico di Hertzsprung. L’integrazione di questi due lavori diede vita al grafico di Hertzprung-Russel, che giustifica il legame fra temperatura e spettro stellare. Questo diagramma viene usato ancora oggi per avere informazioni sul raggio stellare, sulla luminosità e sulla massa delle stelle, classificandole in base alla loro evoluzione.
Come funziona il diagramma HR?
Il diagramma HR mette dunque in relazione la luminosità di una stella con la sua stessa temperatura.
Lo splendore di una stella dipende dalla sua distanza dalla Terra e dalla luminosità assoluta, ossia la quantità di energia irradiata in una singola unità di tempo. Spesso ti ritrovi a osservare stelle che ti appaiono poco luminose solo perché molto lontane, quando in realtà sono brillantissime. Ebbene la magnitudine assoluta è il parametro usato per paragonare la luminosità di tutte le stelle di grandezza pari o comunque simile e distanti dal pianeta Terra 10 Parsec.
Osservando il Diagramma HR, noterai che le stelle sono posizionate in una posizione chiaramente crescente a seconda delle sue dimensioni, tenendo conto della proporzione tra la luminosità e la massa.
Diagramma HR: significato dei colori e classificazione delle stelle
Il Diagramma HR è composto da un asso orizzontale e uno verticale: sul primo è collocata la temperatura superficiale assoluta della stella, chiamata anche classe spettrale. Le stelle più fredde sono colorate di rosso, mentre quelle più calde si riconoscono per il loro colore azzurro.
Sull’asse verticale è indicata la suddetta magnitudine assoluta, con in basso le stelle considerate meno luminose. Se osservi il Diagramma HR, scorgerai una sorta di scia diagonale che altro non è che la sequenza principale dove si concentra il maggior numero di stelle, compreso il Sole.
In basso a destra, dunque all’altezza del vertice inferiore, si trovano le stelle più piccole e fredde, ossia le stelle Rosse. All’opposto vertice superiore si trovano invece le stelle Azzurre, cioè quelle caldi e molto più grandi.
Al di fuori della sequenza principale ci sono le Giganti Rosse, che sono grandi ma fredde, oppure le Nane Bianche che al contrario si presentano piccole e calde: queste categorie sfuggono alla rigida relazione tra la luminosità e la massa. Al di fuori troviamo anche la Stella Polare.
Evoluzione stellare e diagramma HR: ecco perché è importante il loro collegamento
Ora che abbiamo un’idea su come si monitori la vita delle stelle, andiamo ad analizzare gli stadi della loro vita. Le stelle nascono da nebulose di polveri fredde e gas che, disturbate dall’equilibrio gravitazionale, cominciano a ruotare formando un nucleo di condensazione attorno al quale la forza di gravità fa addensare le polveri.
Questo accumulo di materiale aumenta la forza gravitazionale e la velocità di rotazione: questo processo è fondamentale per compattare il nucleo. Nel frattempo, pressione, attrito fra le particelle e liberazione dell’energia gravitazionale fanno aumentare la temperatura, consentendo la nascita della protostella. Dal momento in cui la temperatura è abbastanza elevata da innescare le reazioni termonucleari, la protostella diventa una stella vera e propria.
Comincia allora la sua fase di stabilità, che nel diagramma HR è rappresentata nella sequenza principale.
Questa fase di stabilità è mantenuta dall’equilibrio che sussiste tra la forza del campo gravitazionale e il suo calore. Il calore viene emesso finchè la stella ha il combustibile per le reazioni termonucleari. Più una stella è grande, più rapidamente esaurirà il combustibile: si è infatti notato che stelle piccole come per esempio il Sole sono in grado di bruciare l’idrogeno in circa 10 miliardi di anni, mentre stelle più grandi impiegano solo poche centinaia di migliaia di anni per esaurirsi. Quando il combustibile nel nucleo esaurisce, la stella non produce più calore in grado di farla dilatare e dunque prevale la forza di gravità, che fa collassare il nucleo su se stesso.
Questo processo fa aumentare nuovamente la temperatura, provocando la combustione dell’elio e trasformandolo in carbonio; queste reazioni avvengono negli strati più esterni della stella, facendola dilatare e diventare una gigante rossa. Arrivata a questo punto, la stella si trova nella fase finale della sua vita. In questo stadio la massa della stella influisce molto sull’andamento della sua decaduta: le stelle di massa piccola si trasformeranno in nebulosa planetaria, quelle di massa media muteranno in supernove mentre quelle grandi diventeranno buchi neri.
