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Il diagramma H-R e l'evoluzione stellare


Il diagramma H-R (dal nome delle iniziali di Ejnar Hertzsprung e Henry Russel, che l’idearono all’inizio del 20° secolo) è fondamentale per la descrizione dell’evoluzione stellare. Esso illustra la relazione tra la luminosità e la temperatura (o la classe spettrale) delle stelle ed è uno strumento di grande utilità per valutare l’evoluzione di una stella dalla posizione che essa occupa nel diagramma. Nel corso della loro vita, infatti, le stelle evolvono secondo un determinato percorso, che dipende in particolar modo dalla loro massa. Nel diagramma (v. immagine a fianco), lungo le ordinate si riportano i valori della luminosità delle stelle in funzione della loro temperatura (i valori di quest’ultima sono riportati lungo le ascisse, in verso decrescente, ossia con i valori maggiori sulla sinistra dell’asse). Ciascun punto del diagramma rappresenta una stella di temperatura e luminosità noti.Si nota che non tutti i punti del diagramma sono interessati, ma soltanto alcune zone: queste individuano le diverse fasi dell’evoluzione delle stelle. La maggior parte dei punti del diagramma si ripartisce lungo una striscia diagonale che scende da sinistra a destra, detta sequenza principale (nell'immagine, main sequence): si tratta della regione di stabilità stellare, lungo la quale le stelle passano la maggior parte della loro vita, in piena evoluzione (il Sole si trova ora in questa fascia). In alto a sinistra si trovano le stelle più giovani; a mano a mano che si scende lungo la sequenza principale si trovano le stelle più vecchie, che stanno esaurendo l'idrogeno al loro interno. Poi, a seconda della massa, alcune stelle diventeranno giganti o supergiganti rosse, altre nane bianche, altre ancora buchi neri. Le stelle più calde irradiano di più e sono pertanto quelle con maggiore luminosità: si trovano quindi in alto a sinistra nella sequenza principale. In alto a destra si trovano invece le stelle giganti (giants), la cui dimensione è decine di volte maggiore di quella del Sole, e, ancora più in alto, le stelle supergiganti (supergiants), centinaia di volte più grandi del Sole, perché sono stelle che pur avendo bassa temperatura hanno grande luminosità in quanto sono molto grandi, molto di più delle stelle situate nella sequenza principale (per essere molto luminoso, un corpo a bassa temperatura deve avere grandi dimensioni). In basso si trovano le nane bianche (white dwarfs): sono stelle di alta temperatura, ma piccole, quindi poco luminose.
Prendendo come riferimento una stella come il Sole, nelle fasi iniziali della sua evoluzione l’astro mantiene una temperatura pressoché costante e si sposta nel diagramma H-R verso valori di luminosità decrescenti. Il trasporto del calore avviene in questa fase per convezione e la temperatura raggiunta è sufficiente a innescare le reazioni nucleari che bruciano il deuterio, ossia l’isotopo pesante dell’idrogeno. Successivamente, crescono sia la luminosità sia la temperatura e sono raggiunte le condizioni per il bruciamento dell’idrogeno con produzione di elio: la stella si stabilisce sulla sequenza principale e vi rimane per l’80-90 % della sua esistenza (il Sole si trova in questa fase e vi rimarrà ancora per circa 4-5 miliardi di anni; per conoscere cosa succederà dopo, clicca qui). Esaurito l’idrogeno, la stella subisce un’espansione e un raffreddamento, diventando una gigante rossa. Dopo il bruciamento dell'elio, la stella espelle i suoi strati esterni diventando una nebulosa planetaria. Ciò che resta diventa una nana bianca, ossia un corpo molto compatto in lento raffreddamento.
Una stella con una massa molto maggiore di quella del Sole (fino a 20 volte la massa solare) segue un percorso diverso, con tempi diversi. Brucia il combustibile nucleare molto più velocemente, pertanto resta sulla sequenza principale molto meno tempo (1-2 miliardi di anni, contro circa 10 miliardi del Sole), quindi termina la sua evoluzione in basso a destra nel diagramma.
Il diagramma H-R fornisce informazioni anche sul raggio delle stelle, in quanto la luminosità dipende dalla temperatura superficiale e dalla superficie che la emette, quindi dal raggio. Tale raggio stellare cresce a mano a mano che ci si sposta dalla zona in basso a sinistra (alta temperatura e bassa luminosità) verso quella in alto a destra.

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