Corso di astronomia, Lezione 2, 18/11/2010. Daniele Gasparri.

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pratica, queste sono le classi alle quali appartengono tutte le stelle dell’Universo. Nessun’altra combinazione è possibile. Incredibile ma vero! Nei primi anni del 900 due astronomi, Hertzsprung e Russell, in modo totalmente indipendente, compilarono un diagramma oggi diventato strumento insostituibile nello studio delle stelle dell'universo. Il diagramma HR è un semplice grafico nel quale in ascissa è riportata la temperatura delle stelle, la classificazione spettrale o l'indice di colore, tutte quantità indicanti la temperatura, ed in ordinata la luminosità assoluta, espressa in termini di magnitudine assoluta o luminosità solare. Il grafico è chiamato anche diagramma colore magnitudine (C-M), per sottolineare le grandezze coinvolte nella sua costruzione. Questo grafico fu costruito per scoprire qualche correlazione tra varie grandezze fisiche stellari, alla ricerca delle regole che la natura ha stabilito per il funzionamento e l'evoluzione di questi oggetti. E' bene sottolineare, infatti, che nulla nell'universo è lasciato al caso, tutto si può descrivere attraverso leggi fisiche, che vengono sempre rispettate. In un certo senso, possiamo dire che la natura ha un suo schema, delle regole ben precise, spesso difficili da scoprire: questo è il lavoro di un astronomo. Determinando la luminosità assoluta e la temperatura di un campione di stelle, Hertzsprung e Russell scoprirono proprio alcune fondamentali proprietà delle stelle dell'Universo. Un moderno diagramma HR è rappresentato dalla seguente figura, tratta da Wikipedia: Come possiamo vedere, gran parte delle stelle si concentra in una sottile zona all'incirca diagonale, chiamata sequenza principale (main sequence in inglese). Tutti gli astri passano oltre il 90% della loro vita in questa zona del diagramma, bruciando nel loro nucleo l'idrogeno. Quando l'idrogeno si esaurisce, la struttura stellare subisce notevoli modificazioni e, se la massa è superiore alle 0,5 volte quella del Sole, la stella riesce a bruciare anche l'elio, uscendo dalla sequenza principale e dirigendosi lentamente verso la parte superiore del diagramma, nel ramo delle giganti e supergiganti. In questa zona si trovano stelle giunte quasi al termine 6
della loro esistenza, molte sono le cosiddette variabili intrinseche, cioè stelle che variano la loro luminosità nel corso del tempo. La cosa importante è osservare che nell'universo non troveremo mai, ad esempio, stelle con una temperatura superficiale di 10000 K e una luminosità pari a quella solare, oppure che una stella di sequenza principale nel corso del tempo occupi zone del diagramma non previste. Il fatto che tutte le stelle si trovino in zone ben distinte, invece che sparse in modo casuale, suggerisce che tutte seguono delle regole ben precise, senza eccezioni. Più in dettaglio, nel diagramma HR si sono classificate 5 classi di luminosità, ovvero 5 diverse categorie di stelle, in base alle dimensioni e luminosità (quindi non considerando la temperatura). Completando questa classificazione con la precedente, in base al colore (o temperatura), possiamo dire che il Sole è una stella di tipo G2V, dove V indica l'appartenenza alla sequenza principale. E' importante notare come tutte le stelle dell'Universo si comportino in questo modo, entrando nella sequenza principale, come appartenenti alla classe V, e dirigendosi poi verso la parte alta del diagramma, verso classi minori (in realtà le stelle estremamente rosse dei tipi NRS non raggiungono queste zone, a causa della massa ridotta). La collocazione esatta ed il tempo di permanenza dipendono unicamente dalla massa. Alla fine, molte di esse si trasformeranno in nane bianche, altre esploderanno come supernovae, trasformandosi in stelle di neutroni o buchi neri. In effetti, il diagramma HR può essere utilizzato anche come indicatore dell'evoluzione delle stelle. Il tipo di diagramma analizzato fino ad ora è definito teorico, perché considera le luminosità assolute delle stelle, le quali si conoscono solamente se si riesce a stimare la loro distanza. In questi casi, dalla conoscenza anche della temperatura (attraverso lo spettro o l'indice di colore) di un campione significativo, si costruisce questo grafico valido per ogni stella dell'universo, che può essere utilizzato per indagare le proprietà di tutte le stelle. Una delle applicazioni più utili è la cosiddetta parallasse spettroscopica. Determinare la distanza delle stelle è piuttosto difficile e si riesce, in modo diretto ed esatto, solo per astri relativamente vicini alla Terra (metodo della parallasse trigonometrica, qualche centinaio di anni luce). Per oggetti più distanti si devono usare altri sistemi, che richiedono una calibrazione. Se disponiamo di un diagramma HR calibrato su stelle vicine, delle quali conosciamo bene la distanza, quindi la luminosità assoluta, possiamo utilizzarlo per stimare la distanza di astri molto più lontani. Attraverso lo studio dello spettro, riusciamo a capire se una stella appartiene alla sequenza principale, e determinare la temperatura superficiale (questo anche con la fotometria). Se abbiamo a disposizione questi dati, sappiamo sicuramente dove posizionare l'astro nel nostro diagramma HR teorico, in quanto l'appartenenza alla sequenza principale e una temperatura fissata determinano un unico punto, al quale corrisponde una fissata luminosità assoluta. In questo modo possiamo leggere direttamente la luminosità assoluta della stella e scoprire quindi la distanza dalla Terra. Questo metodo produce incertezze di circa il 20% (dovute al diverso contenuto in metalli e fase evolutiva delle stelle), ma è comunque un ottimo indicatore di partenza per stimare la distanza di oggetti molto lontani e fare da controllo per altri metodi (cefeidi in particolare) Un altro tipo di diagramma HR è quello osservativo. Un diagramma osservativo lo si costruisce per gruppi di stelle che possiamo considerare alla stessa distanza e con la stessa età, ergo per tutti gli ammassi stellari (globulari e aperti). La distanza dalla Terra (migliaia di anni luce) di questi oggetti è molto superiore rispetto alla diversa posizione delle singole stelle (al massimo qualche decina di anni luce), tanto che, con ottima approssimazione, possiamo considerarle tutte alla stessa distanza. In questo caso, la differenza che misuriamo nella magnitudine apparente (luminosità delle stelle) è dovuta esclusivamente a differenze di luminosità assoluta. In una situazione di questo tipo possiamo costruire un diagramma HR ponendo in ascissa la solita temperatura (o indice di colore o classe spettrale) e in ordinata la magnitudine apparente, che riusciamo a misurare accuratamente senza conoscere la distanza dell'oggetto, di ogni stella. Sovrapponendo questo diagramma ad uno teorico, possiamo calibrarlo con le luminosità assolute e stimare subito la distanza dell'ammasso stellare con il metodo della parallasse spettroscopica. Inoltre, se supponiamo che tutte le stelle si siano formate all'incirca nello stesso periodo, analizzando la forma della sequenza principale riusciamo a stimare l'età dell'ammasso stellare. 7
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