Le stelle e il diagramma H-R

Nei primi anni del ‘900 gli astronomi iniziarono a raccogliere gli spettri di decine di migliaia di stelle, rendendo disponibili una gran quantità di dati riguardanti la loro temperatura e luminosità. Un gran lavoro! Ma che cosa si può ricavare da tutto questo? Lo vedremo in questo articolo.

Le premesse

La rappresentazione grafica è uno strumento essenziale, utilizzato dagli scienziati per mettere in relazione due o più quantità. Se, ad esempio, consideriamo un gruppo di persone e tracciamo un grafico del loro peso rispetto alla loro altezza, troveremo una correlazione tra l’altezza di una persona e il suo peso: in generale, più una persona è alta, maggiore è il suo peso.

All’inizio del ‘900 gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, utilizzando proprio questo strumento, misero in relazione la temperatura e la luminosità delle stelle.

Ejnar Hertzsprung (1873-1967) è stato un astronomo danese, direttore dell’osservatorio di Leida, che si interessò principalmente di questioni fotometriche. Henry Norris Russell (1877–1957) è stato un astronomo statunitense, professore di astronomia all’università di Princeton, pioniere dell’uso della fisica atomica per l’analisi degli spettri stellari.

Il diagramma H-R

Nel 1911 Hertzsprung tracciò un grafico che rapportava la magnitudine assoluta delle stelle con il loro colore (e quindi con la loro temperatura superficiale). Ogni stella rappresentava un punto del diagramma. Nel 1913 Russell, indipendentemente da Hertzsprung, mise in relazione la classe spettrale delle stelle (quindi la temperatura) con la loro magnitudine assoluta.

Ma, ahimè, la magnitudine assoluta richiede la conoscenza della distanza delle stelle che, come abbiamo già detto, è assai complicata da misurare. Come fecero, quindi, i due a venirne a capo?

Già agli inizi del ‘900 erano stati scoperti dei gruppi di stelle visualmente vicine tra di loro; tali raggruppamenti furono chiamati ammassi. La cosa interessante è che le stelle degli ammassi sono anche vicine fisicamente, e quindi si trovano alla stessa distanza dalla Terra.

Gli astronomi hanno individuato due tipi di ammassi: gli ammassi aperti e gli ammassi globulari.Gli ammassi aperti (come l’ammasso delle Pleiadi) hanno forma generalmente irregolare e sono formati da centinaia, a volte migliaia di stelle. Gli ammassi globulari hanno una forma sferoidale (come l’ammasso M13) e sono formati da decine di migliaia, a volte milioni di stelle. 

Poiché i membri dell’ammasso sono tutti alla stessa distanza dalla Terra, la differenza tra le magnitudini apparenti e quelle assolute è una costante, chiamata modulo di distanza. Ma allora, se ci limitiamo alle stelle di un ammasso, per costruire il diagramma possiamo utilizzare le magnitudini relative e il colore.

Ecco quindi trovata la soluzione! 

Hertzsprung e Russel cominciarono infatti col tracciare il grafico Temperatura-Magnitudine per le stelle appartenenti ad ammassi. Il diagramma prese il nome dai due autori che lo tracciarono per primi: diagramma Hertzsprung Russell, o diagramma H-R. Nel corso degli anni gli astronomi hanno risolto il problema di come misurare la distanza delle stelle, e quindi di unire in un solo diagramma tutte le stelle conosciute. La figura 1 mostra un esempio di diagramma H-R.

Cosa si aspettavano di trovare H-R nel loro diagramma? Forse dei punti distribuiti ovunque? Oppure dei punti ordinati in una retta? Ed ecco la sorpresa! 

Nel diagramma HR le stelle non si dispongono a caso, ma si addensano in alcune aree preferenziali. La maggior parte di esse si dispone lungo una fascia che attraversa diagonalmente il diagramma, che prende il nome di sequenza principale e che comprende stelle che hanno luminosità molto diverse a seconda della loro temperatura. In alto a sinistra ci sono quelle più calde e luminose, mentre dall’altro capo della sequenza trovano posto le stelle più fredde. 

Tuttavia, oltre alle stelle della sequenza principale, se ne sono trovate altre, pure raggruppate in fasce. In alto a destra si trovano stelle di bassa temperatura e alta luminosità: giganti e supergiganti rosse, rispettivamente decine e centinaia di volte più grandi del Sole. In basso a sinistra vi sono stelle di alta temperatura e bassa luminosità: nane bianche, stelle piccole con dimensioni fino a quelle planetarie.

L’85% delle stelle appartiene alla sequenza principale, circa il 10% sono giganti e supergiganti rosse, mentre il 3-6% sono nane bianche.

In figura 1 l’asse delle ascisse mostra in basso la temperatura superficiale e in alto la classe spettrale (O,B,A,F,G,K,M). Spesso viene anche utilizzato l’indice di colore B-V perché la sua misura è abbastanza semplice. B-V è definito come differenza tra la magnitudine apparente B misurata con un filtro blu e la magnitudine apparente V misurata con un filtro giallo-verde. Si tratta di un indice diretto della temperatura e quindi del colore della stella: stelle più fredde hanno indice di colore maggiore di stelle più calde.

A questo punto, gli astronomi si sono fatti tante domande: perché queste divisioni? Come si collega il diagramma H-R con l’evoluzione delle stelle? Considerate che, ad ogni momento, nell’Universo ci sono stelle con tutte le età possibili: appena nate, nel corso della vita, quasi estinte, estinte! 

Ebbene, quello che sembrava un esercizio senza troppe pretese si è dimostrata la scoperta più importante in campo astronomico del secolo XX. Grazie al diagramma H-R è possibile non solo suddividere le stelle in classi, ma soprattutto capire quale fase della propria vita stanno attraversando. 

Le stelle della sequenza principale si trovano in uno stato di equilibrio, in cui la pressione generata dalle reazioni nucleari che avvengono nel nucleo contrasta la forza gravitazionale che tende a farle collassare: sono in una fase della loro vita caratterizzata da una certa stabilità.

Quando la stella giunge a fine vita si discosta dalla sequenza principale e segue un ramo quasi orizzontale che piega verso destra. Il diagramma di figura 2 mostra, ad esempio, cosa succederà al nostro Sole. Ma allora anche il Sole morirà? Tranquilli, ne riparleremo tra qualche miliardo di anni!