Diagramma di Hertzsprung-Russell

Diagramma di Hertzsprung-Russell In astronomia, grafico che rappresenta la relazione esistente tra la luminosità e la temperatura superficiale delle stelle. Elaborato dai due scienziati Ejnar Hertzsprung e Henry Russell nel 1913, evidenzia una regolarità nella distribuzione delle stelle conosciute: la maggior parte di esse trova collocazione lungo una diagonale del grafico, in quella che viene definita la 'sequenza principale'; le rimanenti si addensano nelle due aree in alto a destra e in basso a sinistra del diagramma. Lo studio del diagramma di Hertzsprung–Russell (diagramma H-R) permette di seguire le principali fasi dell’evoluzione stellare per tutte le classi di stelle conosciute.

Nel grafico, le temperature sono riportate sull’asse delle ascisse, la luminosità su quello delle ordinate. Più precisamente, in ascisse è riportata la classe spettrale, un parametro che permette di raggruppare gli astri con spettri simili e quindi con temperature superficiali dello stesso ordine di grandezza; si indica con le lettere dell’alfabeto O, B, A, F, G, K, M, procedendo dalle temperature più calde alle temperature più fredde: le stelle classificate 'O' hanno temperature di circa 50.000 K e appaiono di colore blu (giganti blu), mentre quelle della classe 'M' hanno temperature di circa 3500 K e sono di colore rosso (nane rosse). Il Sole, che ha una temperatura superficiale di 5500 K, è di colore giallo e trova collocazione nella classe intermedia 'G'.

In ordinate, la luminosità è espressa in termini di magnitudine assoluta, un parametro che assume i valori compresi tra +15 per le stelle meno luminose, e –5 per le stelle più brillanti. Esprime la luminosità intrinseca delle stelle, quella che verrebbe misurata se gli astri si trovassero tutti alla medesima distanza dalla Terra (10 parsec). Il Sole, che ha una luminosità intrinseca media, ha una magnitudine assoluta pari a +4,7.

Le stelle rappresentate nella sequenza principale sono circa il 90% di quelle conosciute. Questo significa che nell’arco della loro esistenza, le stelle passano circa il 90% del loro tempo nella sequenza principale (più propriamente, per il 90% della loro vita i loro parametri sono quelli caratteristici della sequenza principale). La diversa posizione lungo la traccia diagonale dipende dalle dimensioni: le stelle più luminose e calde sono le più grandi, quelle meno luminose e 'fredde', le più piccole.

Oltre alla sequenza principale, esistono altri due raggruppamenti significativi nel diagramma H-R: quello delle giganti e supergiganti rosse, in alto a destra, e quello delle nane bianche, in basso a sinistra. Le prime, caratterizzate da bassa temperatura e luminosità elevata, sono stelle molto grandi, di colore rosso; possono essere protostelle di recente formazione, che non hanno ancora raggiunto la temperatura e le dimensioni di equilibrio della sequenza principale, o stelle anziane, che hanno terminato la fase saliente della loro evoluzione e vanno incontro a una momentanea espansione e a un conseguente raffreddamento. Le seconde – le nane bianche – sono caratterizzate da alta temperatura e bassa luminosità; sono stelle di piccole dimensioni, che si avviano verso la fase finale della loro vita: esaurito l’idrogeno che alimentava le reazioni nucleari, si sono contratte per effetto dell’attrazione gravitazionale, diventando molto dense e calde.