Diagramma HR

Luminosità

La misurazione della luminosità non è sempre un compito semplice per diversi motivi:

• La radiazione elettromagnetica si propaga nello spazio come un'onda provocata da un sasso gettato in un lago. Poiché di solito siamo molto lontani dagli oggetti di cui misuriamo la luminosità, riceviamo solo una parte dell'energia totale irradiata, di cui dobbiamo tenere conto.

• La trasmissione della radiazione elettromagnetica non è perfetta. Tra il corpo emittente e l'osservatore sono presenti polveri, gas e altro materiale interstellare che possono dissipare parzialmente o completamente la radiazione elettromagnetica, renndendo le misure inesatte.

• La luminosità deve essere misurata per ogni possibile frequenza. Non dobbiamo quindi limitarci alla porzione visibile dello spettro elettromagnetico (quella che possiamo percepire con i nostri occhi) perché, a seconda delle caratteristiche della stella, la luminosità misurata in altre regioni può essere addirittura più elevata di quella visibile ad occhio nudo!

Tuttavia, se possiamo stimare la luminosità totale dai dati che osserviamo (conoscendo la distanza noi e la stella) e se abbiamo un modello di quanto assorbimento avviene a causa di gas e polveri, possiamo conoscere con una buona precisione la potenza irradiata dalla stella senza doverci essere vicini.

Vediamo ora perché la luminosità è rilevante per caratterizzare una stella. Si tratta di una misura della sua potenza irradiata, ovvero della quantità di energia elettromagnetica emessa. Quindi, in prima approssimazione, la luminosità di una stella è legata a:

• Potenza nucleare generata all'interno della stella: maggiore è la potenza, più luminosa è la stella.

• Il raggio della stella: più grande è la stella, più grande è la superficie che emette luce, maggiore la quantità di energia emessa per unità di tempo.

Se abbiamo due stelle con le stesse reazioni che avvengono allo stesso ritmo, quella più grande avrà una luminosità maggiore. Se invece abbiamo due stelle della stessa dimensione ma con reazioni nucleari diverse che generano energia, quella le cui reazioni nucleari generano più energia per unità di tempo avrà una luminosità maggiore. Per quasi tutti i tipi di stelle, si può ipotizzare che le reazioni nucleari siano simili e che si possa considerare la luminosità come una misura indiretta del raggio della stella.

Legge di Wien e relazione colore-temperatura

Consideriamo brevemente perché il colore di una stella (la sua cromaticità) è legato alla sua temperatura superficiale. È importante capire, anzitutto, che le stelle seguono estremamente bene le leggi valide per corpi neri.

Per i corpi che emettono come un corpo nero, esiste una relazione tra la temperatura superficiale e alcune caratteristiche della radiazione elettromagnetica emessa. La quantità correlata alla temperatura superficiale in questo caso è la frequenza della radiazione elettromagnetica (o, equivalentemente alla sua lunghezza d'onda).

Per la radiazione elettromagnetica, esiste una classificazione dei tipi di onde in termini di frequenze (raggi X, onde radio, radiazioni visibili, ecc.). Nella regione del visibile, le frequenze corrispondono a ciò che percepiamo come colori. Le frequenze più alte della regione visibile corrispondono ai colori blu e viola, mentre quelle più basse corrispondono ai colori rosso e arancione.

Fig. 2 - Lo spettro elettromagnetico e alcuni interessanti fatti.

Per i corpi neri esiste una legge che determina quali frequenze sono emesse più intensamente per una determinata temperatura. Poiché le stelle sono approssimate con grande precisione ai corpi neri, possiamo applicare anche a loro questa legge. In figura 3 possiamo vedere una rappresentazione empirica di questa legge.

Fig. 3 - Lo spettro di emissione di corpo nero a diverse temperature.

Come si può notare, a temperature più elevate un corpo emette radiazioni elettromagnetiche con una lunghezza d'onda più corta (frequenza più alta o "più blu"), mentre a temperature più basse l'intensità dell'emissione si sposta verso lunghezze d'onda più lunghe (frequenze più basse o "più rosse"). Questo è il motivo per cui nel diagramma di Hertzsprung-Russell mostrato nella Figura 1 sono inclusi anche i colori: essi sono direttamente correlati alla temperatura superficiale delle stelle. Le stelle calde sono blu e quelle fredde sono rosse.Lo spettro di emissione determina quindi con grande precisione le proprietà termiche del corpo oggetto di studio. Studiando l'intensità della radiazione osservata lungo tutto lo spettro, possiamo giungere a conclusioni sia sulla luminosità della stella che sulla sua temperatura. Tuttavia, è importante notare che, pur provenendo dagli stessi dati, si tratta di quantità non correlate. La luminosità (con le dovute correzioni per quello che riguarda gli assorbimenti interstellari) è legata alla somma totale della radiazione emessa, mentre la temperatura è legata alla distribuzione della radiazione nello spettro!Questo vuol dire che due stelle con lo stesso picco dello spettro di corpo nero avranno la stessa temperatura, ma se la prima ha uno spettro alto il doppio della seconda, vuol dire che la sua luminosità sarà maggiore!Allo stesso modo, se abbiamo due stelle con due spettri con la stessa "somma" totale di radiazione, ma picchi a lunghezza d'onda diversi, queste avranno la stessa luminosità, ma temperatura diversa!

Diagramma HR: spiegazione

Piuttosto che sviluppare un modello complesso per determinare come la temperatura superficiale e la luminosità siano correlate per tutti i tipi di stelle, possiamo usare il diagramma HR dopo aver raccolto abbastanza dati per fare previsioni sulla natura di queste quantità. Si scopre che, a causa dei processi che avvengono all'interno delle stelle, queste due quantità, che non sono costanti per tutta la vita delle stelle, determinano il loro stadio di vita. Il diagramma di Hertzsprung-Russell può quindi essere utilizzato come rappresentazione visiva della vita delle stelle.

Fig. 4 - Percorsi evolutivi di 4 stelle di diversa massa. In base alla massa, le stelle partono da un punto diverso della sequenza principale (in nero) e si evolvono seguendo percorsi unici.

Sequenza principale

La sequenza principale è la fase in cui le stelle trascorrono la maggior parte della loro vita. Le caratteristiche iniziali di una stella, come la sua massa, determinano il punto di partenza lungo la sequenza principale, da cui poi si evolve lentamente cambiando posizione man mano che invecchia. In figura 4 si possono osservare i percorsi evolutivi di stelle di 4 diverse masse.

Braccio delle giganti e delle supergiganti

Le stelle non rimangono sempre nella sequenza principale. A causa di processi interni, possono cambiare drasticamente la loro luminosità e/o temperatura superficiale e diventare giganti o supergiganti (questi termini indicano che il loro raggio aumenta). Le stelle con le masse più elevate diventano supergiganti, mentre quelle con masse intermedie o basse diventano giganti. Il nostro Sole, per esempio, si evolverà per diventare una gigante tra crca 5 miliardi di anni.

Braccio delle nane bianche

Le nane bianche occupano un luogo molto specifico, di bassa luminosità e altissima temperatura nel diagramma HR. Questi oggetti sono molto particolari, poiché si pensa che rappresentino le fasi evolutive finali di stelle di media/bassa massa che, giunte al termine della loro vita, espellono i propri strati esterni. Quello che rimane è un nucleo estremamente compatto di materia degenere estremamente caldo e poco luminoso che, nel tempo, si raffredderebbe fino a "spegnere" la stella, rendendola una nana nera. Quest'ultima fase non è mai stata osservata ad oggi, poiché si ritiene che i tempi per raggiungerla siano superiori al tempo di vita attuale dell'universo.