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Diagramma di Hertzprung-Russel

Il diagramma di Hertzprung-Russel permette di classificare tutte le stelle in funzione della loro temperatura e della loro luminosità. Come si vede la maggior parte delle stelle tendono a raggrupparsi in una striscia, nota come sequenza principale, che dall’angolo in alto a sinistra procede fino all’angolo in basso a destra. Sulla sequenza principale si trovano le stelle, come il Sole, che stanno attraversando la fase più lunga e stabile della loro esistenza: il loro equilibrio è infatti garantito dalla fusione di idrogeno in elio. A questo stadio le stelle di tipo O sono più calde e luminose di quelle di tipo M, perché sono più massive e sono costrette a bruciare una quantità maggiore di idrogeno per rimanere in equilibrio, emettendo più energia e quindi più luce. Meno intuitivo è capire perché esistano stelle di tipo M, con basse temperature, ma molto luminose. Prese due stelle di tipo M, una brillante ed debole, esse devono avere la stessa temperatura dal momento che appartengono alla stessa classe spettrale. Quindi la stella più luminosa è quella che ha superficie maggiore. Infatti stelle di questo tipo vengono chiamate “Giganti” o “Supergiganti”, a seconda delle dimensioni raggiunte; sono oggetti che non appartengono più alla sequenza principale; si trovano infatti in una fase avanzata della loro evoluzione in cui il nucleo, esaurito l’idrogeno, si è compresso fino a raggiungere temperature in grado di innescare cicli di fusione successivi. Simmetricamente opposto al ramo delle giganti c’è quello delle nane bianche, caratterizzate da una elevata temperatura e una piccolissima superficie. Le nane bianche in realtà rappresentano il nucleo di stelle che hanno espulso per necessità gli strati superficiali della loro atmosfera. Oltre le nane bianche, ci sarebbero le stelle di neutroni, resti di stelle massicce così calde da non emettere nello spettro visibile per cui non possono essere rappresentate sul diagramma.

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