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Da un diagramma alla fisica delle stelle

La curiosità del mese di dicembre 2012 a cura di Tomaso Belloni

Guardando il cielo da una grande città si può avere l’impressione che i colori delle stelle non si vedano a occhio nudo.
In realtà spostandosi in località più buie si può apprezzare come le stelle non appaiano tutte uguali. Ci sono quelle più rosse e quelle più blu, con tutta una serie di sfumature intermedie.
Partendo da questo fatto, nel 1910 gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell ebbero l’intuizione di produrre un diagramma in cui ogni stella occupa una posizione determinata dal suo colore e dalla sua luminosità.

Al tempo non si sapeva ancora che le stelle funzionassero tramite reazioni nucleari, quindi qualsiasi informazione osservativa poteva essere cruciale.
Certo, per avere la luminosità vera di una stella bisogna conoscerne la distanza, ma lavorando con stelle in un ammasso stellare siamo sicuri che la distanza sia più o meno la stessa.
Il diagramma che se ne ricava, chiamato diagramma colore-magnitudine o diagramma Hertzsprung-Russell (a seconda della definizione precisa) è sorprendente.
Le stelle non si distribuiscono ovunque nel diagramma, ma soltanto in alcune zone.
In particolare, su una fascia diagonale che parte dalle stelle molto luminose e molto blu, ovvero calde (in alto a sinistra) e arriva alle stelle deboli e rosse, molto più fredde (in basso a destra).

È quella che si chiama "sequenza principale", per ovvi motivi.
Altre stelle occupano una regione abbastanza complessa in alto a destra mentre stelline deboli e calde appaiono in basso a sinistra.
Al tempo le teorie sul funzionamento delle stelle prevedevano per il sole una vita di solo qualche decina di milioni di anni, mentre si sapeva che la terra è molto più vecchia di così.
Dopo la presentazione di questo diagramma, Arthur Eddington propose una spiegazione per il diagramma, anche se l’energia termonucleare era ancora da scoprire.
Poi negli anni 30 e 40, la scoperta della fusione nucleare ha permesso di capire il funzionamento delle stelle e la natura del diagramma.
a vita di una stella può essere seguita (ipoteticamente, dati i tempi in gioco) sul diagramma.
Dopo il (breve) periodo in cui si forma, la stella si piazza sulla sequenza principale in una posizione dipendente dalla sua massa.
Le stelle più massive sono grandi e calde, quelle meno massive piccole e fredde.
Quando l’idrogeno come combustibile finisce, in un tempo che può andare dai milioni di anni per le stelle più grandi ai miliardi di anni per quelle più piccole, ancora a seconda della sua massa la stella evolve spostandosi in modo abbastanza complesso nella parte a destra del diagramma, contribuendo agli altri bracci visibili nella figura.
Le stelle molto massive esplodono come supernove e non appaiono più sul diagramma, lasciando un buco nero o una stella di neutroni.
Quelle meno massive finiscono la vita come nane bianche, poco luminose e calde, il braccio in basso a sinistra.
Tutto questo lo si può capire non seguendo una stella nella sua vita, cosa che sarebbe ovviamente impossibile, ma studiando proprio questo diagramma, che ha rivoluzionato lo studio delle proprietà fisiche delle stelle.