Il diagramma di Hertzsprung-Russell

Il satellite Gaia dell'ESA ha disposto oltre quattro milioni di stelle su un unico grafico di colore e luminosità.

Un grafico che ordina le stelle

All'inizio degli anni 1900 due astronomi, Ejnar Hertzsprung in Danimarca e Henry Norris Russell negli Stati Uniti, rappresentarono indipendentemente le stelle in base alla luminosità e al colore o alla classe spettrale. Se le stelle fossero state distribuite a caso, i punti si sarebbero sparsi ovunque. Non fu così. La maggior parte cadeva lungo una fascia diagonale, con un gruppo separato di stelle luminose e fredde sopra e, più tardi, un gruppo di stelle deboli e calde sotto. Oggi il grafico si chiama diagramma di Hertzsprung-Russell, o diagramma HR, ed è uno degli strumenti più usati in astronomia.

Due convenzioni del grafico possono ingannare. La temperatura procede al contrario, con il caldo a sinistra, perché la vecchia sequenza spettrale O B A F G K M era scritta da sinistra a destra. Inoltre, entrambi gli assi sono logaritmici: ogni passo verso l'alto sull'asse della luminosità significa dieci volte più luce, da un decimillesimo del Sole a un milione di Soli. Senza questa scala il Sole e le stelle deboli sarebbero schiacciati in una linea invisibile in basso.

I gruppi

• Sequenza principale: la fascia diagonale dalle stelle calde e luminose in alto a sinistra alle nane rosse fredde e deboli in basso a destra. Queste stelle fondono idrogeno nel nucleo. Secondo la NASA, circa il 90% delle stelle appartiene alla sequenza principale, compreso il Sole.
• Giganti: stelle fredde ma luminose sopra la sequenza principale, come Arturo e Aldebaran. L'ESA descrive il ramo delle giganti rosse come il braccio che lascia la sequenza principale e piega a destra mentre le stelle invecchiano e si espandono.
• Supergiganti: la cima del grafico, con stelle come Rigel e Betelgeuse che emettono decine di migliaia di volte più del Sole, o anche di più.
• Nane bianche: stelle calde ma deboli in basso a sinistra, come Sirio B, i nuclei lasciati da stelle simili al Sole.

Perché le nane bianche sono deboli se sono calde? Usa la formula dell'unità sul colore: luminosità = raggio² × (temperatura ÷ 5772)⁴. Sirio B ha circa 25 200 K, temperatura che da sola renderebbe ogni metro quadrato 360 volte più luminoso della superficie solare. Ma il suo raggio è solo 0.0086 Soli e 0.0086² è circa 0.000074. Moltiplicando, l'intera stella emette circa 0.027 Soli. Per Betelgeuse accade il contrario: è più fredda del Sole, quindi ogni metro quadrato è più debole, ma ha circa 524 000 volte l'area superficiale e brilla come decine di migliaia di Soli.

È ciò che mostrano le linee tratteggiate del modello. Su ogni linea tutte le stelle hanno lo stesso raggio, da 0.01 Soli in basso a sinistra a 1000 Soli in alto a destra. Le nane bianche sono vicine alla linea 0.01, la sequenza principale attraversa valori da circa 0.1 a circa 10 e le supergiganti si avvicinano a 1000. Leggere la posizione di una stella indica quindi tre cose insieme: temperatura, luminosità e dimensioni.

Una fotografia, non un percorso

È facile leggere la sequenza principale come una strada percorsa da ogni stella. Gli educatori NASA sottolineano che è invece un ritratto di molte stelle di masse diverse in un dato istante. La massa determina la posizione sulla sequenza principale, con stelle pesanti in alto a sinistra e leggere in basso a destra, e la stella resta lì vicino per gran parte della vita. Se ne allontana solo quando esaurisce l'idrogeno del nucleo, salendo verso destra per diventare una gigante. Attiva «Percorso futuro del Sole» nel modello per vedere il percorso indicativo previsto per il Sole: su lungo il ramo delle giganti e poi giù verso le nane bianche. La linea è uno schizzo, non un calcolo.