Mega ciao!
Abbiamo visto come sarà l’evoluzione del nostro Sole.
Adesso andiamo a vedere com’è fatto il diagramma di Hertzsprung-Russell.
Questo diagramma ci mostra come evolvono stelle di diversa massa.
Sull’asse delle ascisse (asse x) abbiamo la temperatura, che decresce
andando verso destra, mentre sull’asse delle ordinate (asse y) abbiamo
la luminosità, che cresce andando verso l’alto. Le stelle vengono divise
in diverse classi spettrali in base alla loro temperatura (O, B,
A, F, G, K e M). Esiste una frase molto carina che permette di
ricordare le diverse classi, partendo dalla più calda: Oh Be A Fine
Girl, Kiss Me! Qui le lettere maiuscole denotano le diverse classi. Le
stelle di tipo O sono le più calde e possono raggiungere temperature
superficiali maggiori di 30000 K (dove la K indica i gradi Kelvin),
mentre le stelle di tipo M sono le più fredde con temperature
superficiali di appena 2300-3000 K. Le temperature ci danno
un’indicazione sul colore delle stelle: quelle più calde saranno blu,
mentre le più fredde saranno rosse. Le stelle intermedie tra questi due
estremi saranno azzurre, bianche, gialle e arancioni. Nel diagramma si
nota subito una linea diagonale, che parte in basso a destra e arriva in
alto a sinistra. Questa linea rappresenta la sequenza principale, cioè
la fase della vita di una stella in cui gli atomi di idrogeno vengono
fusi tra loro attraverso reazioni nucleari per formare atomi di elio. La
fase principale ha una durata che dipende dalla massa della stella: per
stelle di 0,1 masse solari (classe spettrale M) dura più di 1000
miliardi di anni, per il Sole (classe spettrale G) 10 miliardi di anni,
mentre per stelle di 60 masse solari (tipo O) dura appena 3,6 milioni di
anni. Questo perchè le stelle più massicce necessitano di più energia
per mantenere la condizione di equilibrio idrostatico, cioè in cui forza
di gravità (che tende a far convergere la materia verso il centro) è
bilanciata dalla pressione idrostatica delle particelle (che spinge
verso l’esterno), dunque bruciano più velocemente il loro carburante.
Una volta terminata la sequenza principale, le stelle si spostano verso
destra nel diagramma H-R. Se la stella è di classe spettrale O, B o A
evolve diventando una supergigante, mentre le stelle delle altre classi
spettrali diventano giganti. Finito tutto il “carburante” le stelle come
il Sole si spostano nella regione in basso a sinistra del diagramma,
diventando delle nane bianche. Queste sono stelle morte, che non sono
più sostenute dai processi di fusione nucleare, quindi piano piano si
raffredderanno e diventeranno invisibili. L’evoluzione di stelle più
massicce invece porta alla formazione di una stella di neutroni o di un
buco nero.
A presto!
Sara
