Diagramma Hertzsprung-Russell
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Il diagramma Hertzsprung-Russell (dal nome dei due astronomi, Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, che verso il 1910 lo idearono indipendentemente; in genere abbreviato in diagramma H-R) è un potente "strumento" teorico che mette in relazione la temperatura efficace (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle. La temperatura efficace e la luminosità sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella (massa, età e composizione chimica), non sono misurabili direttamente dell'osservatore ma possono essere derivate attraverso modelli fisico-matematici.
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[modifica] Diagramma Colore-Magnitudine
Esistono legami, tra la temperatura efficace di una stella ed il suo colore, e tra la luminosità della stessa e la sua magnitudine apparente (o assoluta), che permettono di ottenere una "versione osservativa" del diagramma H-R (detta diagramma Colore-Magnitudine) che mette in relazione due quantità misurabili direttamente dall'osservatore: il colore della stella e la sua magnitudine. L'esatta trasformazione da diagramma H-R a diagramma Colore-Magnitudine non è banale, e dipende da fattori osservativi e teorici: distanza, arrossamento, età, composizione chimica e gravità della stella, modelli di interni e di atmosfere stellari.
[modifica] A cosa serve
Il diagramma H-R ed il diagramma Colore-Magnitudine vengono utilizzati per comprendere l'evoluzione e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari: ammassi aperti, ammassi globulari e galassie. Grazie al diagramma H-R è possibile: confrontare le predizioni teoriche dei modelli di evoluzione stellare con le osservazioni per verificare l'accuratezza delle prime; determinare l'età, la composizione chimica e la distanza di una popolazione stellare; derivare la storia della formazione stellare di una agglomerato di stelle etc.
[modifica] Come funziona
Da un primo esame del diagramma H-R si osserva immediatamente come le stelle tendano a posizionarsi in regioni ben distinte: la struttura evolutiva predominante è la diagonale che parte dall'angolo in alto a sinistra (dove si trovano le stelle piu' massicce, calde e luminose) verso l'angolo in basso a destra (dove si posizionano le stelle meno massicce, piu' fredde e meno luminose), chiamata la sequenza principale. In basso a sinistra si trova la sequenza delle nane bianche, mentre sopra la sequenza principale, verso destra, si dispongono le giganti rosse e le supergiganti.
[modifica] Bibliografia
- V. Catellani, P. Giannone, Evoluzione stellare, Edizioni Sistema, Roma, 1973
- V. Catellani, Astrofisica Stellare, Zanichelli editore, 1985
- A. Braccesi, Dalle stelle all'universo, Zanichelli editore, 2000, ISBN 88-08-09655-6
