E’ un diagramma, molto usato in astrofisica, che mette in relazione la temperatura e luminosità assoluta di una stella. Temperatura e luminosità sono due parametri che dipendono dalle caratteristiche intrinseche dell’astro, come la massa e la composizione chimica, e che non possono essere misurate direttamente dall’osservatore ma possono essere derivate da modelli astrofisici. Tale diagramma permette di comprendere le caratteristiche ed evoluzione delle singole stelle; grazie ad esso poi si può verificare l’accuratezza dei modelli di evoluzione stellare confrontandone le predizioni con l’osservazione e studiare numerosi aspetti delle popolazioni stellari, tra cui età, composizione chimica, distanza ecc.
Questo grafico fu ideato in modo indipendente da Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell verso il 1910.
Come si vede dal grafico della fig.1, disponendo un gran numero di luminosità e magnitudini di stelle, non si andavano a raggruppare in un solo punto e questo significava che non avevano la stessa temperatura e lo stesso splendore. Ma non si disponevano neppure sparpagliate nel diagramma come sarebbe avvenuto se avessero potuto avere qualsiasi temperatura e luminosità. Esse andavano invece ad occupare zone particolari del diagramma. La maggior parte di loro si disponevano più o meno diagonalmente secondo una fascia chiamata “sequenza principale, mentre un altro gruppo più o meno cospicuo andavano disporsi in una zona in alto a destra. Le stelle di questo secondo gruppo hanno gli stessi tipi spettrali e quindi le stesse temperature superficiali di quelle più deboli della sequenza principale ma sono molto più luminose di quest’ultime. Se la temperatura è la stella per una nota legge fisica, detta di Stephan, devono emettere la stessa quantità di radiazione per unità di superficie. Il diverso splendore tra le stelle dei due gruppi deve essere dovuto quindi unicamente ad una maggiore o minore area della superficie . Si concluse che le stelle più deboli della sequenza principale dovevano essere molto più piccole e furono chiamate “nane rosse” mentre quelle del gruppo in alto dovevano essere grandissime e furono chiamate “giganti rosse”. Sul diagramma risultò anche che c’erano anche stelle più luminose delle giganti rosse, indicate col nome di “supergiganti rosse” e questi gruppi apparivano costituire una sparuta minoranza oppure costituissero la reale percentuale del gruppo in seno alla totalità delle stelle esistenti nello spazio. Rimuovendo l’effetto selettivo della distanza di osservazione delle stelle, per la quale ad esempio le stelle nane bianche potevano apparire poco numerose in quanto deboli di luminosità a differenza delle giganti rosse che erano molto visibili in quanto molto luminose, rimuovendo questo effetto risultò che l’85% delle stelle appartiene alla sequenza principale, dal 3% al 6% sono nane bianche, ed il rimanente 10% sono rappresentale da stelle giganti, supergiganti e di altro tipo.
In definitiva il diagramma H-R non corrisponde a punti occupati dalle stelle diverse che rimangono sempre nella stessa posizione. Questo è certamente vero in un dato momento ma, dato che col passare delle migliaia di anni le stelle si evolvono cambiando la luminosità e la temperatura, cambieranno quindi anche la posizione sul grafico. Ma vediamo ora il percorso che fa una stella come il nostro sole all’interno di tale diagramma dal momento della sua nascita alla sua morte facendo riferimento alla fig.2 sotto.
Il processo di formazione stellare non è ancora compreso bene nei dettagli, ma si può benissimo supporre che inizi da una nube di gas interstellare dalla densità estremamente bassa, dell’ordine di 10-21 Kg/m3, che inizia a contrarsi sotto il proprio peso diventando una protostella. Questo collasso della nube interstellare probabilmente procede in modo non uniforme, cioè le regioni centrali si contraggono più rapidamente di quelle superficiali e per una stella come il nostro sole tale processo durerebbe circa un milione di anni. Quando questa regione si è contatta in misura sufficiente, può diventare abbastanza calda da innescare le reazioni di fusione termonucleare dell’idrogeno ed acquistare quell’equilibrio idrostatico tale per cui la stella smette di contrarsi. Ma ancora prima dell’innesco della combustione dell’idrogeno, la protostella produce una quantità significativa di energia in conseguenza della contrazione gravitazionale. Questa energia viene emessa sotto forma di radiazione infrarossa e sarebbe invisibile con i normale telescopi ottici, tipo l’Hubble o i telescopi ottici terrestri, ma perfettamente visibili con i telescopi spaziali ad infrarossi come il James Webb Space Telescope (JWST) o lo Spitzer Telescope
Quando le reazioni di fusione che porta alla trasformazione dell’idrogeno in elio con sviluppo di energia, essa si trova nella sequenza principale in prossimità dell’età zero. Man mano che la trasformazione procede, l’idrogeno contenuto nel nucleo si consuma e si arricchisce di elio. Quando il combustibile comincia a scarseggiare, la produzione di energia non continua più con gli stessi ritmi di prima ed il nucleo inizia a contrarsi. A poco a poco la trasformazione dell’idrogeno in elio arriva ad esaurirsi nel nucleo, e in assenza di un rimescolamento di materiali della stella, le reazione di fusione di spostano negli strati più esterni della stella, essendo questi ancora ricchi di idrogeno, determinando così un’espansione di questi strati diventando una gigante rossa. La stella aumenta di dimensioni e seguendola nel suo percorso nel diagramma H-R, abbandona la sequenza principale entrando nel ramo delle giganti rosse passando attraverso la zona di instabilità dove la stella potrebbe avere un comportamento di tipo pulsante diventando così una stella variabile cefeide. La zona di instabilità ha un periodo piuttosto breve ragionando in tempi astronomici. Questa fase è caratterizzata dalla combustine dell’elio.
La combustione dell’elio che porta alla trasformazione dell’elio in carbonio nel nucleo centrale della stella, e prosegue fino ad esaurirsi. A questo punto le reazioni nucleari cesseranno del tutto, se la stella ha la massa circa uguale a quella del Sole, e mancando la produzione di energia che sostenevano la stella contrastando la gravità, questa imploderà dando origine ad una nebulosa planetaria. Essa è formata da una stella centrale molto calda dalla temperatura dell’ordine di 105 °K e da un involucro freddo in espansione. Mentre l’involucro freddo piano piano si dissolverà la stella centrale si raffredderà anch’essa fino a diventare una nana bianca. Una stella tipica nana bianca ha un raggio simile a quello terrestre (5000 Km), una densità media di circa 106 g/cm3 ed una temperatura alla superficie di circa 104 °K
Il diagramma H-R illustrato dalla figura sopra, è il percorso del sole vedremmo se la nostra vita durasse 10 milioni di anni circa, che sarebbe il tempo che intercorre tra la sua nascita e la sua morte.
Alcuni esempi di diagrammi Hertzsprung – Russell
Diagramma H-R Galassia NGC 2264
Diagramma H-R di stelle con masse d1 1 – 5 – 15 masse solari
Diagramma H-R dell’ammasso globulare M67
