Ma è opportuno fermarsi un attimo, prima di entrare nel vivo delle teorie sull’evoluzione stellare, per introdurre un prezioso strumento assolutamente indispensabile all’interpretazione ed alla collocazione all’interno dei modelli teorici sviluppati sui dati osservativi: il Diagramma di Hertzsprung e Russell.
Gran parte delle conoscenze sull'evoluzione stellare, in effetti, ci deriva dalla relazione statistica tra luminosità e temperatura superficiale; la rappresentazione grafica di tale relazione é il diagramma di Hertzsprung-Russell (più comunemente detto "diagramma h-r"). In esso, al posto della temperatura, spesso viene considerato il tipo spettrale o il colore della stella, parametri che dipendono, oltre che da altre variabili, dalla temperatura.
Per il
primo diagramma (Fig.1 qui a destra, fare clik per lo
zoom), costruito una settantina d'anni fa, indipendentemente l'uno dall'altro,
da Hertzsprung e Russell, furono prese in considerazione tutte le
stelle di magnitudine visuale assoluta e tipo spettrale noti. Da esso risultò
evidente che non tutte le coppie magnitudine assoluta/tipo
spettrale hanno uguale probabilità di verificarsi: se così fosse
stato, i punti del diagramma sarebbero dovuti apparire disposti a caso sul piano; invece,
essi andavano a raggrupparsi prevalentemente in certe
regioni piuttosto che in altre.
La maggior parte dei punti del diagramma si disponeva più o meno diagonalmente lungo una fascia che fu chiamata "Sequenza principale", mentre
un altro gruppo abbastanza cospicuo andò a collocarsi in una zona a destra in alto, corrispondente ad elevata luminosità e colore dal giallo al rosso. Le stelle di questo secondo gruppo hanno lo stesso tipo spettrale, e quindi le stesse temperature superficiali (basse) (101), delle stelle più deboli della sequenza principale, ma sono molto più luminose (102). Se la temperatura é la stessa, deve essere uguale la quantità di radiazione emessa per unità di superficie. Quindi, a parità di tipo spettrale, le stelle più luminose devono essere più grandi di quelle più deboli. Dunque, le stelle più deboli della sequenza principale dovevano essere molto più piccole, e furono chiamate "nane rosse", mentre quelle del gruppo staccato, in alto, dovevano essere veramente enormi, e furono dette "giganti rosse".
Inoltre, in quantità minore, c’erano stelle più luminose delle giganti, che furono dette "supergiganti", e
stelle deboli come le nane rosse, ma generalmente bianche, che furono dette "nane bianche" (in basso a sinistra). La regione delle giganti si addensa grossolanamente intorno ad una retta inclinata leggermente rispetto all'asse delle ascisse, mentre quella delle supergiganti gli é quasi parallela.
L'andamento alquanto irregolare
dei punti in questo diagramma (Fig. 1) é dovuto al fatto che il tipo spettrale é una
variabile discontinua; é per questo che, più spesso, si mette in ascissa l'indice di colore (differenza tra la magnitudine nel blu, o
fotografica, e quella nel giallo, o visuale), indicato con [B-V],
che é una funzione praticamente lineare del tipo spettrale (Fig.
2).
Una prima occhiata a questo diagramma, costruito, torniamo a ripeterlo, con TUTTE le stelle di cui erano al tempo noti spettri e distanze, sembra suggerire che nell'universo siano molto più numerose le stelle giganti che non le nane. Ma le giganti, per il fatto di essere molto più luminose, sono visibili a distanze immensamente maggiori. Se prendiamo in esame tutte le stelle visibili, le nane non hanno alcuna probabilità di vedersi rappresentate in modo adeguato rispetto a stelle che si rivelano fino a distanze anche di migliaia di anni luce. Se però costruiamo un diagramma h-r relativo alle stelle la cui distanza rispetto a noi sia limitata a 10 pc (Fig. 3), allora vediamo che le giganti risultano del tutto assenti, le nane rosse predominano, e le nane bianche sono discretamente rappresentate.
E’ importante osservare che, mentre la
regione delle nane si estende dai tipi spettrali O e B fino ai tipi M senza soluzione di
continuità, la regione delle giganti presenta una discontinuità, alla quale é stato
dato il nome di "Lacuna di Hertzsprung",
in cui le stelle sono molto rare, tra i tipi A5 e G0.
Torniamo, adesso, al collasso gravitazionale che, abbiamo detto, è il primo atto dell’evoluzione stellare.
Note
(101) più il punto che rappresenta la stella è spostato verso la destra del diagramma, e quindi verso il rosso, più bassa è la temperatura della stella stessa. <- (102) Più il punto che rappresenta la stella è spostato verso l’alto, maggiore è la sua luminosità. <-