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c01:diagramma_hr_e_isocrone_di_ammasso

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Linea 1: Linea 1:
 +====== 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>
 +\\
 +
 +===== Collegamenti esterni =====
 +
 +  * [[wp.it>Diagramma_HR | Diagramma di Hertzsprung Russel]] su //Wikipedia//
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 +~~DISQUS~~

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