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L’ammasso stellare delle Pleiadi, uno dei più noti e studiati, è così giovane che molte delle sue stelle blu massicce, di vita breve, splendono ancora. Questo ammasso è stato l’oggetto del primo «sistema periodico» pubblicato in astronomia, quello che oggi chiamiamo diagramma di Hertzsprung-Russell.

c o s mod e l

I ls I s t e m a

p e r I o d I c o

ASTROfiSiCA

Un semplice diagramma, pubblicato esattamente un secolo fa, è ancora oggi il più importante strumento concettuale

dell’astrofisica stellare

di Ken Croswell

astronomia moderna ci presenta l’immagine vi-vida di un universo nato da un’enorme esplosio-ne, popolato da stelle esotiche che vanno dalle colossali supergiganti rosse, grandi come un si-stema solare di modeste dimensioni, fino a og-getti iperdensi come le nane bianche e buchi neri

più piccoli della Terra. Queste scoperte sono ancora più entusiasmanti se si pensa che gli scienziati riescono a effettuarle a partire dalla rile-vazione di sorgenti luminose debolissime: a volte una manciata di fo-toni. Una delle chiavi dei loro successi è una rappresentazione grafica pubblicata da due astronomi esattamente un secolo fa.

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S T E L L E D E L L A S E Q U E N Z A P R I N C I P A L E

G I G A N T I

S U P E R G I G A N T I

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TIPO SPETTRALE

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HZ 43 A

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GD 165 G 29-38

YY GEMINORUMGLIESE 229 A

LACAILLE 9352

LALANDE 21185WOLF 630 A

AD LEONISSTRUVE 2398 AGLIESE 581

KRÜGER 60 AWOLF 1061STELLA DI LUYTEN

STEIN 2051 AWOLF 629

ROSS 154GROOMBRIDGE 34 B

KRÜGER 60 B

ROSS 248

ROSS 614 BWOLF 359

GICLAS 51-15

STELLA DI VAN BIESBROECK

SCR 1845–6357 ADENIS 1048–3956

LHS 2065LHS 2924

LP 944–20

LHS 292STELLA DI TEEGARDENVB 8LHS 3003

WOLF 424 AGICLAS 208–44 ALUYTEN 726–8 A

LHS 288GICLAS 208–45

LUYTEN 726–8 B

GJ 1061 GICLAS 9–38 A

LUYTEN 789–6 APROXIMA CENTAURI

ESO 439–26

LP 658–2GICLAS 240–72

STELLA DI VAN MAANEN

STEIN 2051 B

EG 82 PROCIONE B

GROOMBRIDGE 1618

EPSILON INDI

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BETA HYDRI

KAPPA FORNACISBETA COMAE BERENICESIOTA HOROLOGII

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ETA CASSIOPEIAE A

ZETA1 RETICULI

16 CYGNI B

82 ERIDANI61 VIRGINIS

XI BOOTIS A

MU CASSIOPEIAE A

ZETA2 RETICULI47 URSAE MAJORIS

16 CYGNI AALPHA CENTAURI A

51 PEGASI18 SCORPII

CHI1 ORIONIS A ALPHA MENSAE

TAU CETI

54 PISCIUM70 OPHIUCHI A12 OPHIUCHI ALPHA CENTAURI B

107 PISCIUMOMICRON2 ERIDANI AEPSILON ERIDANI

SIGMA DRACONIS36 OPHIUCHI A

GROOMBRIDGE 1830CHI DRACONIS B

36 OPHIUCHI B

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BY DRACONIS B61 CYGNI B

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ETA CASSIOPEIAE B

STELLA DI BARNARD

EQ PEGASI AEV LACERTAEGLIESE 876

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CHI DRACONIS AZETA TUCANAE

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STELLA DI KAPTEYN

89 HERCULISMIRFAK

STELLA POLARE

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ETA AQUILAE

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Guida al diagramma H-RCOLORE E TIPO STELLAREIl colore di una stella rispecchia la sua temperatura superficiale, da un rosso «tiepido» (estrema destra) a un rovente blu (estrema sinistra). Gli astronomi dividono le stelle in sette tipi spettrali principali, in base a quali elementi chimici degli strati esterni assorbono la luce, il che a sua volta dipende della temperatura: O, B, A, F, G, K e M.

SEQUENZA PRINCIPALEGran parte delle stelle si colloca lungo una diagonale, indicando che la loro luminosità e temperatura sono determinate da una terza proprietà ancora più fondamentale: la massa. Le stelle calde e luminose a sinistra sono le più massicce. Quando una stella inizia a produrre energia mediante la fusione dei nuclei di idrogeno, raggiunge un equilibrio interno stabile e mantiene più o meno la stessa posizione nel diagramma per buona parte della vita.

GIGANTI E SUPERGIGANTISono stelle che si trovavano nella sequenza principale e che, avendo esaurito l’idrogeno nel nucleo, usano come combustibile altri elementi, come l’elio. Se una supergigante rossa sostituisse il Sole, il suo raggio si estenderebbe fino all’orbita di Giove. Queste stelle non restano in una posizione fissa nel diagramma H-R, ma migrano via via che invecchiano.

IPERGIGANTILe stelle più massicce sono in cima al diagramma. L’attuale primato è di R136a1, che, alla nascita, era 320 volte più massiccia del Sole; da allora ha perso massa espellendo gas. Un’altra stella estremamente massiccia e instabile è Eta Carinae, avviluppata in una nebulosa di gas.

NANE BIANCHESono i resti di stelle defunte. Ormai incapaci di generare energia, si compattano in «palle» grandi circa come la Terra. Con il passare del tempo una nana bianca migra verso l’estremità destra del diagramma, fino a diventare quasi invisibile.

SOLEIl Sole fa parte della sequenza principale. Alla nascita era una debole protostella e, quando avrà esaurito l’idrogeno nel nucleo, diventerà una gigante rossa e infine una nana bianca. Contrariamente a un’opinione diffusa, il Sole non è una stella ordinaria; nel diagramma H-R circa il 95 per cento delle stelle si trova sotto di esso.

NANE BRUNEUna frontiera della ricerca astronomica è l’individuazione e caratterizzazione delle nane brune, stelle di massa insufficiente a sostenere la fusione nucleare. Nel diagramma H-R si sovrappongono alle stelle più rosse e deboli nell’angolo inferiore destro e proseguono scomparendo verso destra. Per classificarle, dieci anni fa furono introdotti i tipi spettrali L e T (non mostrati nell’illustrazione).

48 Le Scienze 517 settembre 2011 www.lescienze.it Le Scienze 49

Il diagramma di Hertzsprung-Russell (H-R) è semplice. Mette in relazione due proprietà fondamentali delle stelle: la luminosi-tà intrinseca e la temperatura superficiale (indicata dal colore). In questo modo è diventato per l’astronomia stellare uno strumento analogo al sistema periodico per la chimica. Mentre quest’ultimo raggruppa elementi dalle proprietà chimiche simili – per esempio tutti i gas nobili, come elio, neon e argo, sono nella stessa colonna – il diagramma H-R raggruppa le stelle che si trovano nella mede-sima fase di vita. Quando fu ideato, nessuno sapeva perché brilla-no il Sole e le altre stelle. Nessuno sapeva come nascono e muoio-no le stelle. Nessuno poteva garantire che il Sole non sarebbe mai esploso. E nessuno sapeva che le stelle hanno forgiato la maggior parte degli elementi che costituiscono la Terra e noi stessi.

Dopo aver svolto un ruolo fondamentale nella soluzione di que-sti problemi, il diagramma H-R continua a guidare gli astrono-mi nella ricerca di altre risposte. Esiste un limite alla massa di una stella? Com’erano le prime stelle nate dopo il big bang? Quando apparirà la prossima supernova nella nostra galassia?

Uno sguardo al bestiario stellare«Nessuno immaginava che sarei diventato un astronomo», di-

chiarò lo scienziato danese Ejnar Hertzsprung. In effetti, quando aveva vent’anni, la famiglia vendette i libri di astronomia del pa-dre defunto. Ma Hertzsprung non si perse d’animo. Il suo primo diagramma che metteva in relazione luminosità e colore degli am-massi stellari risale al 1908. L’astronomo tedesco Hans Rosenberg, che verosimilmente conosceva il lavoro di Hertzsprung, pubblicò un diagramma analogo nel 1910 e lo stesso Hertzsprung ne pubbli-cò diversi nel 1911. All’epoca, Hertzsprung era un perfetto scono-sciuto, mentre Henry Norris Russell, che realizzò il suo diagramma nel 1913, senza conoscere il lavoro di Hertzsprung, era uno dei più insigni astronomi statunitensi. Dato il suo prestigio, gli astronomi iniziarono a usare il nome «diagramma di Russell», che poi diven-ne «diagramma di Russell-Hertzsprung» e infine – ripristinando la priorità storica – «diagramma di Hertzsprung-Russell».

Collocando le stelle nel diagramma H-R, gli astronomi notaro-no evidenti raggruppamenti. La grande maggioranza, compreso il Sole, giace su una diagonale che va dall’angolo superiore sinistro (stelle calde e luminose) all’angolo inferiore destro (stelle fredde e deboli) (si veda l’illustrazione nelle pagine precedenti). Questa dia-gonale, la sequenza principale, è sorprendente, poiché correla stel-le che appaiono molto diverse tra loro. Tutte le stelle della sequen-za principale generano luce con lo stesso meccanismo: reazioni di fusione nucleare che convertono idrogeno in elio al centro della stella. Maggiore è la massa di una stella della sequenza principale, più elevata è la temperatura nel centro e più velocemente procedo-no le reazioni di fusione, rendendo la stella è più calda e luminosa. Perciò la sequenza principale è in realtà una sequenza ordinata in funzione della massa.

Un altro gruppo di stelle si trova sopra e a destra della sequenza principale. Consiste di stelle più luminose di quelle della sequen-

za principale che hanno la stessa temperatura e colore. La mag-gior parte di esse è più fredda del Sole, e tutte sono più brillanti. A prima vista può sembrare contraddittorio: più una stella è fred-da, minore è la radiazione che emette per unità di superficie, per cui come fa una stella rossa fredda essere da 100 a 10.000 volte più brillante del Sole? La risposta è nelle dimensioni colossali di que-ste stelle, che gli astronomi chiamano giganti e supergiganti. Sono stelle della sequenza principale che hanno esaurito l’idrogeno che le alimentava al centro. Le supergiganti muoiono con un’esplosio-ne di supernova, mentre le giganti escono di scena in modo me-no impressionante.

Il diagramma H-R rivela anche il destino delle giganti. Esso contiene un gruppo di stelle che formano una diagonale al di sot-to della sequenza principale: ciò significa che, a parità di tempera-tura e colore, sono meno luminose rispetto alle stelle della sequen-za principale. Per lo stesso ragionamento esposto in precedenza, queste stelle devono essere di piccole dimensioni, e infatti vengo-no chiamate nane bianche. A dispetto del nome, però, ricadono in un ampio intervallo di colori. Questi oggetti sono i nuclei densi ed estremamente caldi di stelle giganti che hanno espulso i propri strati più esterni. Non essendo più in grado di sostenere rea zioni nucleari, con il passare del tempo di solito si raffreddano e svani-scono. Se fanno parte di un sistema binario, tuttavia, possono ri-succhiare materia dalla stella compagna e, raggiunta la massa cri-tica, esplodere come supernove.

I caratteristici e onnipresenti raggruppamenti del diagramma H-R permettono di ricavare anche proprietà stellari che non so-no mostrate direttamente. Per esempio, gli astronomi determina-no l’età di un ammasso stellare costruendo un diagramma H-R li-mitato alle stelle che fanno parte dell’ammasso. Si nota così che nell’ammasso delle Pleiadi la sequenza principale include stelle blu molto luminose, mentre nell’ammasso delle Iadi queste stelle sono assenti. Di conseguenza, le Iadi devono essere più antiche; le bril-lanti stelle blu un tempo presenti nell’ammasso si sono estinte.

Più grosse e più cattiveIl diagramma H-R è tuttora uno strumento vitale. Buona parte

delle attuali ricerche di astronomia stellare può essere interpreta-ta come un modo per esplorare gli estremi del diagramma. In bas-so a destra ci sono le stelle più deboli, più rosse e meno massicce. La sequenza principale termina con fioche stelle rosse la cui mas-sa è pari all’8 per cento circa di quella solare. Oltre questo limite inizia il dominio delle nane brune, stelle di massa insufficiente per

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sostenere la fusione nucleare, le cui proprietà e origini sono ancora un enigma per gli astronomi (si veda l’articolo La misteriosa origi-ne delle nane brune, di Subhanjoy Mohanty e Ray Jayawardhana, in «Le Scienze» n. 451, marzo 2006).

All’estremo opposto, la zona in alto a sinistra del diagramma H-R ospita le stelle più luminose, calde e massicce della sequen-za principale. Ma c’è un limite superiore alla massa di una stella? Le stelle luminose sono facili da osservare, ma studiarle è diffici-le perché sono rare. Le poche che nascono esauriscono il loro com-bustibile così rapidamente da esplodere dopo qualche milione di anni. Gli studi su ammassi stellari molto giovani indicano che il limite superiore si colloca a circa 150 masse solari. Nel 2010, pe-rò, Paul Crowther, dell’Università di Sheffield, e collaboratori han-no alzato la posta affermando che una stella della Grande Nube di Magellano – una piccola galassia vicina – è così luminosa e blu che la sua massa alla nascita doveva essere pari a 320 masse solari. Alcuni astronomi, però, sono scettici su questa stima della massa, poiché presuppone che la stella si conformi agli stessi andamenti di massa, luminosità e temperatura osservati nelle stelle ordinarie della sequenza principale.

Comunque stiano le cose, le primissime stelle dell’universo do-vevano essere ancora più grandi. Nel big bang furono sintetizza-ti i tre elementi più leggeri: idrogeno, elio e un po’ di litio. Il brodo primordiale era privo di carbonio e ossigeno, i quali emettono ra-diazione infrarossa che sfugge dalle attuali nubi interstellari con-sentendo loro di raffreddarsi e suddividersi. Pertanto le più antiche nubi gassose dove avveniva la formazione stellare dovevano es-sere calde e di grandi dimensioni, tali da dare origine a stelle con masse centinaia di volte superiori a quella del Sole (si veda l’arti-colo Le stelle più antiche dell’universo, di Richard B. Larson e Vol-ker Bromm, in «Le Scienze» n. 401, gennaio 2002). In tal caso, si trattava di oggetti ancora più luminosi e caldi delle più estreme tra le stelle attuali; la loro posizione si troverebbe al di sopra e a sini-stra dell’angolo superiore sinistro del diagramma H-R.

Una stella di massa otto volte superiore a quella del Sole è desti-nata a esplodere (si veda l’articolo Catastrofisica: quando esplode una stella, di Wolfgang Hillebrandt, Hans-Thomas Janka ed Ewald Müller, in «Le Scienze» n. 460, dicembre 2006). Ogni anno si osser-

vano centinaia di esplosioni di supernova in altre galassie. Ma è dal 1604 – quando ancora non era stato introdotto il telescopio – che non si ammira una di queste esplosioni nella Via Lattea. Quale sarà la prossima stella ad autodistruggersi e quando la vedremo?

Nella Via Lattea si verificano circa due esplosioni di superno-va per secolo, ma non siamo certi di riuscire a osservarle. La no-stra galassia è enorme – assai più grande della maggior parte delle altre – e il disco è intasato da polvere interstellare, che è in gra-do di bloccare anche la luce di una supernova. In effetti, oltre cin-quant’anni fa fu individuata una gigantesca nube di detriti che prese il nome di Cassiopea A; la luce dell’esplosione che la generò raggiunse la Terra alla fine del Seicento, ma passò inosservata.

Perciò, per farsi notare nel cielo, una stella massiccia che esplo-de deve essere vicina, probabilmente entro 20.000 anni luce di di-stanza dalla Terra. Per individuare stelle che sembrano prossime all’esplosione gli astronomi cercano nella zona in alto a destra del diagramma H-R, dove risiedono le supergiganti rosse. Le più pros-sime e luminose sono Betelgeuse e Antares, che distano dalla Terra rispettivamente 640 e 550 anni luce: sono quindi abbastanza vici-ne perché la loro esplosione raggiunga una luminosità confronta-bile con quella della Luna, ma abbastanza lontane da non costitui-re un pericolo.

Ma il cosmo riserva sempre qualche sorpresa. La famosa su-pernova del 1987 nella Grande Nube di Magellano non è stata prodotta da una supergigante rossa ma da una massiccia stella blu. Oggetti simili si trovano anche nella nostra galassia, e includono due delle stelle più vistose del cielo notturno, Deneb e Rigel.

In alternativa, potremmo osservare un tipo diverso di superno-va, che si verifica quando una nana bianca supera una certa massa critica. Sebbene queste supernove siano più rare, sono anche più luminose e, poiché di solito si trovano sopra o sotto il piano ricco di polvere del disco galattico, sono più facili da individuare. Del-le cinque supernove nella nostra galassia che sono state osserva-te a partire dal 1000 d.C., tre – e forse quattro – erano esplosioni di nane bianche. Purtroppo le stelle di questa classe sono così debo-li che non è facile identificare le candidate a una imminente esplo-sione di supernova.

Nondimeno, la radiazione emessa dalla prossima supernova galattica sta propagandosi verso di noi in questo stesso istante. Quando infine ci raggiungerà, gli astronomi rintracceranno la po-sizione della stella progenitrice nel diagramma H-R per ricostruir-ne la vita e la morte. Hertzsprung e Russell sarebbero compiaciuti nel sapere che il loro semplice strumento è ancora oggi così prezio-so. Oltre a ciò, il suo successo ha ispirato la creazione di diagram-mi analoghi relativi ad altre classi di oggetti celesti, in particolare i molti pianeti extrasolari individuati finora. Un simile diagramma potrebbe svelare una messe di informazioni sulla parentela galatti-ca della Terra non meno copiosa delle conoscenze che il diagram-ma H-R ha fornito sulla stirpe del Sole. n

Ken Croswell, specializzatosi in astronomia alla Harvard University, è astronomo e scrittore. Il suo libro The Alchemy of the Heavens (Anchor, 1995) è stato finalista al Los Angeles Times Book Prize.

Una caratteristica notevole dell’astronomia è la capacità di ricavare un gran numero di informazioni da sorgenti luminose debolissime. Parte del segreto di questa capacità è in una

rappresentazione grafica detta diagramma di Hertzsprung-Russell (H-R), che nel 2011 compie un secolo di vita.Il diagramma H-R mette in relazione luminosità e temperatura

delle stelle, evidenziando chiari raggruppamenti che permettono di classificare le stelle in funzione della loro fase di vita e che rivelano come la maggior parte delle loro proprietà sia, in ultima analisi,

determinata dalla massa.Il diagramma H-R ha aiutato a dedurre che gran parte delle stelle brilla grazie a reazioni di fusione nucleare, ed è tuttora uno strumento fondamentale per l’astronomia.

I n b r e v e

1 miliardo di chilometri

La supergigante rossa betelgeuse è una delle pochissime stelle che al telescopio appaiono come un disco anziché un semplice punto luminoso. Questa immagine nell’infrarosso vicino è stata realizzata dal Very Large Telescope dello European Southern Observatory.

The Cambridge Encyclopedia of Stars. Kaler J.B., Cambridge University Press, 2006.

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P e r a P P r o f o n d I r e