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 uno "strumento" teorico che mette in relazione la temperatura effettiva (riportata in ascissa) e la luminosità (riportata in ordinata) delle stelle. La temperatura effettiva e la luminosità sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella (massa, età e composizione chimica), non sono misurabili direttamente dall'osservatore ma possono essere derivate attraverso modelli fisici.

Poiché esistono legami tra la temperatura effettiva di una stella ed il suo indice di colore, e tra la luminosità della stessa e la sua magnitudine apparente (o assoluta), è possibile 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 semplice e dipende da fattori osservativi e teorici: distanza, età, composizione chimica, gravità superficiale e struttura interna ed atmosferica della stella.

Diagramma Hertzsprung-Russell

A cosa serve[modifica | modifica sorgente]

Il diagramma H-R e 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 un agglomerato di stelle etc.

Come funziona[modifica | modifica sorgente]

La posizione del Sole nel diagramma H-R.

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 più massicce, calde e luminose) verso l'angolo in basso a destra (dove si posizionano le stelle meno massicce, più 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.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

  • V. Castellani, P. Giannone, Evoluzione stellare, Edizioni Sistema, Roma, 1973
  • V. Castellani, Astrofisica Stellare, Zanichelli editore, 1985
  • A. Braccesi, Dalle stelle all'universo, Zanichelli editore, 2000, ISBN 88-08-09655-6

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