Diagramma di Hertzsprung-Russell
Nel momento in cui la stella inizia il processo di fusione nucleare dopo
aver terminato le lunghe fasi del collasso gravitazionale diventa rappresentabile
in un particolare diagramma denominato “diagramma di Hertzsprung-Russell”
. Questo diagramma, proposto indipendentemente per la prima volta dagli astronomi
Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell,costituisce
un importante strumento teorico che gli astronomi possiedono per classificare
meglio le stelle. Esso è stato costruito mediante la comparazione dei valori
di luminosità e temperatura per ogni singola stella.
Osservando il diagramma si nota subito che le stelle non si distribuiscono casualmente
ma tendono a disporsi secondo una curva molto particolare che prende il nome
di “sequenza principale”. La sequenza principale rappresenta l’essenza del cammino
evolutivo che la stella percorre attraverso varie fasi diverse fino a raggiungere
gli stadi terminali che porranno fine al suo ciclo vitale.
Il diagramma riporta i valori di temperatura con relative classi spettrali sull’asse
delle ascisse e luminosità, espresse in unità di luminosità solari (per definizione
pari a 1), sull’asse delle ordinate. Nella zona alta del grafico sono rappresentate
stelle enormemente massive dell’ordine delle 60 masse solari, via via che si
procede verso il basso muovendosi lungo la curva le masse diminuiscono fino
a valori dell’ordine di 0.08 masse solari.
Osservando con attenzione il diagramma si possono notare tre altre zone distinte che raggruppano le stelle Supergiganti, Giganti e Nane Bianche. Le zone che raggruppano le Supergiganti e le Giganti includono stelle enormemente massive, questo eccesso di massa determina l’uscita dalla curva diagonale “canonica” denominata sequenza principale. La zona delle Nane Bianche racchiude quelle stelle che, avendo terminato il loro ciclo vitale tramite la fase di Novae, si avviano inesorabilmente verso la morte che le trasformerà in “Nane Brune”.
Analizziamo adesso più nel dettaglio i meccanismi che sono alla base del
funzionamento del diagramma HR. Cominciamo dal 2° diagramma presente nella figura
qui sopra che esprime, per il momento, solo una parte del messaggio scientifico.
Nel 2° diagramma possiamo notare le principali fasi del collasso di una nube
gravitazionale: Dalla fase 1 alla fase 4 la nube attraversa stati via via più
stabili. Nella fase 1 la nube composta da polveri e gas è omogenea e molto estesa
nello spazio. Nella fase 2 il collasso gravitazionale innescato dal predominio
dell’energia potenziale gravitazionale su quella cinetica produce un disco di
accrescimento con un “bulge” centrale che contiene la protostella. Nelle fasi
3 e 4 la stella, condensandosi sempre di più sotto il peso degli involucri esterni,
giunge ad un punto in cui la temperatura nucleare si innalza fino a 14-15 milioni
di gradi Kelvin. Questa temperatura innesca il primo ciclo di fusione nucleare
denominato catena Protone-Protone. Nella fase 4 la stella diventa rappresentabile
sulla curva denominata “sequenza principale” e va ad occupare la posizione “permessa”
dai valori della sua massa e della sua temperatura. Nel caso specifico è rappresentata
la fase di collasso che ha subito una stella nana gialla che va ad occupare
la classe G (il nostro Sole) con temperatura superficiale pari a 5870 gradi
Kelvin e luminosità pari ad uno (perché le luminosità nel diagramma HR sono
rappresentate per definizione in unità di masse solari); in altre parole la
stella evidenziata è il nostro Sole ma le fasi del collasso sono uguali per
tutte le stelle, appare evidente che ognuna di esse, in relazione alla sua massa
e alla sua temperatura, andrà ad occupare diverse posizioni della curva.
Prima di procedere all’analisi del 1° grafico abbiamo bisogno di introdurre
due semplici relazioni fisiche. Per le stelle vale una relazione che lega luminosità
e massa secondo l’equazione:
Questa relazione ci permettere indipendentemente di stimare la luminosità o la massa in relazione al parametro noto che conosciamo. La seconda relazione importante che ci permette di stimare quanto la stella può vivere è espressa dall’equazione:
Dove T è il tempo nucleare di vita che è uguale al rapporto tra massa e luminosità. Il tempo nucleare , per definizione, è il tempo in cui la stella rilascia energia per mezzo delle reazioni nucleari. Procediamo adesso combinando le due relazioni ottenute:
Questa relazione è molto importante poiché testimonia che il tempo nucleare di vita di una stella, ossia il tempo che una stella trascorre sulla sequenza principale, è inversamente proporzionale alla sua massa elevata alla 2.1. Questo concetto è ragionevole se si pensa al fatto che le stelle più massicce hanno bisogna di molta energia per sostenersi, ma per produrre molta energia bisogna bruciare molto combustibile nucleare, ma se si brucia molto combustibile la stella esaurisce le sue scorte in un tempo relativamente breve. Riportiamo adesso i valori medi di vita delle stelle in relazione alle rispettive masse:
| Massa stella in unità di massa solari (x volte la massa del Sole) | Vita media sulla sequenza principale (anni) |
|---|---|
| 60 | 400.000 |
| 10 | 30.000.000 |
| 3 | 600.000.000 |
| 1 | 10.000.000.000 |
| 0.3 | 200.000.000.000 |
| 0.1 | 3.000.000.000.000 |
Procediamo adesso all’analisi del 1° grafico della figura in alto. Le fasi di collasso delle diverse stelle, determinate strettamente dalle rispettive masse che sono influenzate dalla gravità, non giacciono su relazioni lineari ma attraversano stati altalenanti in cui la luminosità e la massa variano continuamente. Queste fluttuazioni si spiegano sostanzialmente con il fatto che le stelle nelle fasi del collasso sono molto instabili. I valori che sono riportati sulle diverse curve esprimono il tempo che le varie stelle impiegano a collassare e non devono essere confuse con i tempi di vita media. Nel grafico sono paragonate cinque stelle diverse di massa pari a 15, 9, 3, 1 e 0.5 masse solari rispettivamente; ovviamente le stelle più massicce collassano in tempi minori delle stelle più piccole perché possono contare su un contributo di energia potenziale gravitazionale molto più elevato.
