Astrofisica Stellare

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====== 1.3 Diagramma HR e isocrone di ammasso. ======

<WRAP justify>
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 
[[wp.it>Diagramma_Hertzsprung-Russell|diagramma di Hertzsprung Russel]] 
o // diagramma HR// dal nome dei
due ricercatori ([[wp.it>Ejnar Hertzsprung]] e [[wp.it>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 del[[wp.it>Sole]], le cui distanze sono note
grazie alle [[c01:a03|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 [[wp.it>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 [[wp.it>Corpo_nero|corpo nero]], 
è immediato dedurne che le prime devono essere
sensibilmente più piccole e le seconde più grandi, evidenza
che giustifica i nomi di [[wp.it>Nana_bianca|Nane Bianche]] (// White Dwarfs = WD//)
per le prime e di [[wp.it>Gigante_rossa|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 "[[wp.it>Stella_subnana|Subnane]] di
campo" (// Subdwarfs = SD//)
</WRAP>

{{c01:fig1_06.jpg?400}}

//**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
[[wp.it>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. //

<WRAP justify>
Informazioni analoghe sono anche ottenibili tracciando 
il diagramma HR per stelle appartenenti ad un [[wp.it>Ammasso_stellare|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 ([[c01:a02|modulo di distanza
dell'ammasso]], vedi A1.2).
</WRAP>

{{fig1_07.jpg?400}}

//**Fig.1.6** Diagramma HR dell'[[wp.it>Iadi|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.// 

{{fig1_08.jpg?400}}

//**Fig.1.7** Magnitudini visuali V in funzione del colore B-V per le stelle dell'
[[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=M+5 | ammasso globulare M5]] di alone. 
La freccia riporta la magnitudine V del Sole posto alla distanza dell'ammasso (DM∼15.07 ). //

<WRAP justify>
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 [[wp.it>Ammasso_aperto|ammassi di disco]] mostrano diagrammi HR
per molti versi analoghi a quello delle stelle nella vicinanza del
Sole. Gli [[wp.it>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 [[wp.it>Telescopio_spaziale_Hubble|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.
</WRAP>
{{fig1_19.jpg?600}}

//**Fig.1.8** Diagramma CM delle stelle 
nell'[[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=M+92 |ammasso globulare M92]]
ottenuto combinando le osservazioni da Terra con le osservazioni
HST//
<WRAP justify>
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 [[c01:a07|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 ∼ M<sup>3.5</sup>, 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.
</WRAP>
{{fig1_09.jpg?400}} 

//**Fig.1.9** La relazione massa-luminosità per stelle di sequenza
principale in sistemi binari.//
<WRAP justify>
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 [[wp.it>Via_Lattea|Galassia]], quadro che una opportuna teoria
delle strutture e della evoluzione stellare è chiamata a
confermare e precisare.      
</WRAP>
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===== Collegamenti esterni =====

  * [[wp.it>Diagramma_HR | Diagramma di Hertzsprung Russel]] su //Wikipedia//
               
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