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c01:diagramma_hr_e_isocrone_di_ammasso

1.3 Diagramma HR e isocrone di ammasso.

Per integrare il quadro osservativo sul quale le teorie dell'evoluzione stellare sono chiamate ad operare, dobbiamo ora aggiungere le informazioni riguardanti le luminosità intrinseche degli oggetti stellari. A tale scopo appare naturale organizzare in un diagramma le due caratteristiche che definiscono le proprietà radiative di una struttura stellare: la luminosità L (energia emessa per unità di tempo) e temperatura efficace Te (vedi A1.1). Un tale diagramma prende il nome di diagramma di Hertzsprung Russel o diagramma HR dal nome dei due ricercatori (Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell) che agli inizi del novecento per primi ricorsero a tale rappresentazione. Quando al posto delle grandezze fisiche L, Te si usano le correlate grandezze osservative magnitudine e indice di colore tali diagrammi prendono anche il nome di diagrammi Colore Magnitudine o diagrammi CM.

Organizzando in tale diagramma i dati magnitudine assoluta-colore per le stelle nei dintorni delSole, le cui distanze sono note grazie alle parallassi trigonometriche, osserviamo che la maggior parte delle stelle si dispone lungo una sequenza monoparametrica che va dalle alte luminosità e alte temperature verso valori decrescenti di ambedue questi parametri osservativi (Figura 1.5). Non sorprendentemente, a tale sequenza viene dato il nome di Sequenza Principale o, con terminologia inglese, Main Sequence sovente abbreviata in MS. Nello stesso diagramma si notano alcune stelle che si distaccano sensibilmente dalla sequenza, poste rispettivamente a alte temperature e minori luminosità o a basse temperature e maggiori luminosità. Ricordando che la temperatura regola l'emissività del corpo nero, è immediato dedurne che le prime devono essere sensibilmente più piccole e le seconde più grandi, evidenza che giustifica i nomi di Nane Bianche ( White Dwarfs = WD) per le prime e di Giganti Rosse ( Red Giants = RG) per le seconde. Da segnalare infine la presenza di alcune, rare, stelle che si collocano al di sotto della MS, note come “Subnane di campo” ( Subdwarfs = SD)

Hipparcos entro 20 pc ed errore minore di 0.005 mas

Fig.1.5 Magnitudini visuali assolute Mv in funzione del colore B-V per stelle con distanza dal Sole minore di 20 pc, parallassate trigonometricamente dal satellite astrometrico Hipparcos. La freccia indica la magnitudine assoluta del Sole (Mv=4.8). Luminosità e temperatura delle sorgenti decrescono all'aumentare, rispettivamente, di Mv e B-V.

Informazioni analoghe sono anche ottenibili tracciando il diagramma HR per stelle appartenenti ad un ammasso: è lecito infatti assumere che le mutue distanze tra le stelle dell'ammasso siano molto minori della distanza dell'ammasso stesso dal Sole. In tale caso si conservano i rapporti delle diverse luminosità. Ricordando che nelle magnitudini appaiono i logaritmi delle luminosità, se ne trae che le magnitudini osservate si distribuiscono in tale diagramma esattamente come le magnitudini assolute, differendo da esse per una costante di scala additiva dipendente dalla distanza dell' ammasso (modulo di distanza dell'ammasso, vedi A1.2).

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Fig.1.6 Diagramma HR dell'ammasso aperto delle Iadi, tipico di ammassi aperti del disco galattico. In ordinata le magnitudini assolute (Mv) come ricavate dalle magnitudini relative e dal modulo di distanza (DM =3.33) fornito dal satellite astrometrico Hipparcos (vedi A1.2). In ascissa i colori B-V. Per opportuno confronto la freccia riporta la magnitudine assoluta del Sole.

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Fig.1.7 Magnitudini visuali V in funzione del colore B-V per le stelle dell' ammasso globulare M5 di alone. La freccia riporta la magnitudine V del Sole posto alla distanza dell'ammasso (DM∼15.07 ).

Costruendo così diagrammi HR per ammassi contenuti nel disco o nell'alone galattico (vedi Fig.1.7 e Fig.1.8) si osserva la costante presenza di sequenze monoparametriche, la cui topologia varia peraltro sensibilmente al variare della collocazione galattica. Gli ammassi di disco mostrano diagrammi HR per molti versi analoghi a quello delle stelle nella vicinanza del Sole. Gli ammassi globulari dell'alone galattico se ne discostano invece sensibilmente: sono assenti le giganti blu (come già avevamo indicato) ed appaiono nuove sequenze indicate rispettivamente come Ramo delle Giganti Rosse (RGB = Red Giant Branch), Ramo Orizzontale (HB = Horizontal Branch) e Ramo Asintotico (AGB = Asymptotic Giant Branch).

Recentemente il grande progresso osservativo portato dal Telescopio Spaziale Hubble (HST= Hubble Space Telescope) ha consentito di estendere le osservazioni degli ammassi globulari a stelle di debole luminosità non rivelabili da Terra, integrando notevolmente le nostre conoscenze del diagramma CM di tali oggetti. La Figura 1.8 mostra come le fasi evolutive raggiunte da Terra siano quasi la punta di un iceberg, al di sotto della quale si estende una lunga Sequenza Principale che raggiunge stelle con luminosità anche inferiori a 1/100 di quella solare.

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Fig.1.8 Diagramma CM delle stelle nell'ammasso globulare M92 ottenuto combinando le osservazioni da Terra con le osservazioni HST

L'evidenza di diagrammi HR con sequenze monoparametriche conduce ad una rilevante deduzione. In linea del tutto generale ci si attende infatti che le caratteristiche evolutive delle stelle debbano dipendere da molti parametri e, in particolare, dalla composizione chimica della materia da cui si sono formate, dalla massa e dall'età delle strutture, non escludendo l'intervento di altri fattori quali, ad esempio, lo stato di rotazione delle strutture medesime. L'evidenza di sequenze monoparametriche indica che nelle stelle di un ammasso solo uno di tali parametri varia in maniera indipendente, governando la collocazione nel diagramma HR delle varie strutture. Se le stelle di un ammasso sono nate in un comune processo di formazione, nulla osta a che le stelle abbiano avuto in origine una comune composizione chimica e una comune età. Pare invece irrealistico che processi di fragmentazione del protoammasso gassoso abbiano portato a valori fissi per la massa degli oggetti stellari formati, così da suggerire che la massa stellare debba essere il parametro che governa la distribuzione nel diagramma HR.

Il diagramma HR conferma in tal modo l'ipotesi che le stelle di un ammasso si siano formate da un unica nube ed in una determinata epoca, in un intervallo di tempo piccolo rispetto all'età dell'ammasso. Il diagramma HR delle stelle di un ammasso deve quindi essere interpretato come il luogo, nel piano luminosità - temperatura, di stelle aventi massa diversa e costante età e composizione chimica (isocrona di ammasso).

Nel quadro evolutivo che siamo andati delineando, la differenza tra i diagrammi degli ammassi di alone e di disco dovrebbe essere, almeno in parte, attribuita a differenze di età. Se ne può trovare una conferma indiretta nello studio di sistemi binari per i quali è possibile valutare massa e luminosità delle stelle (vedi A1.7). Si trova infatti che in stelle di sequenza principale la luminosità è direttamente correlata alla massa, crescendo al crescere di questa. Di particolare rilevanza è la constatazione che la luminosità cresce secondo potenze superiori della massa (orientativamente L ∼ M3.5, vedi Fig.1.9). Se ne trae infatti l'evidenza che la quantità di energia emessa da una stella per unità di tempo e di massa cresce anch'essa rapidamente con la massa della stella.

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Fig.1.9 La relazione massa-luminosità per stelle di sequenza principale in sistemi binari.

Ciò suggerisce che le stelle a massa maggiore debbano esaurire più rapidamente la loro riserva di energia, qualunque essa sia, e che, quindi, abbiano tempi evolutivi più rapidi e vita totale più breve. Non stupisce quindi l'assenza di stelle luminose blu di sequenza principale nell'alone: se le stelle di alone sono sensibilmente più antiche di quelle di disco ci si attende appunto che le stelle più massicce abbiano esaurito il loro tempo di vita, scomparendo dalla sequenza principale. Resta naturalmente da identificare l'origine delle osservate sequenze di Giganti Rosse e di stelle di Ramo Orizzontale.

Colore, luminosità e spettri delle stelle contribuiscono quindi a suggerire un quadro evolutivo di notevole interesse per la storia della nostra Galassia, quadro che una opportuna teoria delle strutture e della evoluzione stellare è chiamata a confermare e precisare.


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c01/diagramma_hr_e_isocrone_di_ammasso.txt · Ultima modifica: 11/08/2016 12:06 da marco