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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 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 dell'osservatore ma possono essere derivate attraverso modelli fisici.

Esistono legami, tra la temperatura effettiva di una stella ed il suo colore (o in termini più tecnici, "indice di 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.

Diagramma Hertzsprung-Russell

Indice

[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

La posizione del "nostro" 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.

[modifica] Bibliografia

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