|
|
|
|
|
|
|
|
|
Tante stelle, tante storie
Claudio
Elidoro
|
Gli
affezionati lettori di queste spigolature certamente ricordano che, almeno in
un paio di altre occasioni, abbiamo già affrontato l’argomento relativo al
diagramma di Hertzsprung-Russel (diagramma h-r),
sottolineandone non solo il significato fisico e la validità quale strumento
d’indagine astronomica, ma segnalandone anche l’utilità pratica qualora si
voglia indagare sull’evoluzione di una stella. A qualche mese di distanza
torniamo nuovamente sull’argomento e non lo facciamo per mancanza di
fantasia, bensì per mettere allo scoperto un aspetto che finora non era stato
esplicitamente sottolineato, ma che – ne siamo quasi certi – non era sfuggito
ai nostri attenti lettori. Intendiamo, cioè, provare a indagare su ciò che si
incontra quando si prova a tracciare un diagramma h-r di un gruppo di stelle che si sono formate dalla
stessa nube molecolare gigante, più o meno nello stesso periodo. Astronomicamente
parlando, queste associazioni di astri vengono indicate con il termine di “ammassi
stellari” e su ogni libro di astronomia troviamo stupende immagini che in
maniera chiara ci fanno comprendere la classificazione nelle due tipologie di
“ammassi aperti” e “ammassi globulari”. Ciò che salta subito all’occhio è il
differente numero di stelle che li compongono. Mentre gli ammassi aperti
contano da poche decine a qualche migliaio di stelle al massimo, la
popolazione di quelli globulari può persino superare alcune centinaia di
migliaia di astri. Per comprendere in che modo il nostro ragionare intorno al
diagramma h-r possa riguardare
gli ammassi, proviamo a ricostruire in modo semplice cosa ci si può attendere,
seguendo l’evoluzione di un ammasso stellare. Assolutamente impensabile, data
la lunghezza dei tempi in gioco, che si possa davvero effettuare una simile
osservazione, ma le conoscenze che l’astrofisica teorica ci ha permesso di
raggiungere ci consentono una simulazione estremamente attendibile. Per
rendere il discorso più concreto, ci aiutiamo con la Fig. 1.
Fig. 1. Evoluzione di un
ipotetico ammasso stellare, registrata su un diagramma h-r. In ascissa sono indicate le
temperature in gradi Kelvin, mentre le luminosità in ordinata sono espresse
in unità solari. I quattro diagrammi fotografano la situazione in altrettanti
momenti della vita dell’ammasso. Nelle fasi
iniziali della vita dell’ammasso (grafico a),
ci aspettiamo di osservare una sequenza principale ben delineata per le
stelle più luminose e massicce (parte superiore), mentre, nella parte
inferiore, le più piccole ancora si stanno attardando nelle fasi di
pre-sequenza. Quando anche tutte le stelle nane si sono finalmente collocate
sulla sequenza principale (grafico b),
le più luminose hanno già terminato la fase di bruciamento dell’idrogeno del
nucleo e hanno, dunque, già cominciato ad abbandonare la sequenza principale,
spostandosi nella regione del grafico destinata a ospitare le giganti. Man
mano che il tempo passa (grafico c),
si può notare come gradualmente diminuisca il valore della luminosità delle
stelle che sono ancora sulla sequenza principale e appaia sempre più evidente
il ramo delle giganti rosse. Poiché i tempi evolutivi di queste ultime sono
piuttosto rapidi, non ci dobbiamo stupire se, dopo pochi miliardi di anni
(grafico d), la loro presenza è
diventata estremamente esigua. Per quell’epoca, infatti, quasi tutte saranno
già andate incontro al loro pirotecnico destino esplodendo come supernovae e
lasciando dietro di sé un guscio di detriti in espansione oppure un esotico
oggetto di incredibile densità (stella di neutroni o buco nero). Per le
stelle meno massicce, dunque, i tempi evolutivi sono di gran lunga più
dilatati. Il nostro Sole, per esempio, è destinato a restare sulla sequenza
principale per una decina di miliardi di anni. Il che significa che, più o
meno, attualmente si trova «nel mezzo del cammin della sua vita». Poiché ciò
che abbiamo tracciato è il comportamento generale di un ammasso di stelle
qualunque, ci sentiamo autorizzati a pensare che i diagrammi h-r di qualsiasi ammasso presentino un
andamento simile e possano quasi essere sovrapposti. Una considerazione
corretta, la cui applicazione pratica ha portato gli astronomi a escogitare
un sistema per determinare la distanza di alcuni ammassi stellari. Vediamo
come. Ammettiamo
di poter disporre di un diagramma h-r
(ovviamente statisticamente significativo) di un ammasso stellare del quale
conosciamo con esattezza la distanza e del diagramma h-r di un altro ammasso del quale, al contrario, non
conosciamo affatto la distanza. Questo significa che in ordinata del primo diagramma
avremo la magnitudine assoluta delle stelle (M), mentre nel secondo caso ci dovremo accontentare di indicare quella
apparente (m). In entrambi i casi,
però, le ascisse sono le stesse (temperatura o tipo spettrale) e dunque
possiamo sovrapporre i due grafici allineando gli assi orizzontali. A questo
punto è possibile far scivolare verticalmente un grafico sull’altro, fino a
quando le due sequenze principali non si sovrappongano perfettamente.
Confrontando la situazione sugli assi verticali, possiamo dunque determinare
la differenza (m – M) e da questa, applicando
l’equazione delle magnitudini, ricavare la distanza in gioco. La domanda
immediata riguarda la praticabilità di un simile metodo di sovrapposizione
della sequenza principale. Senza entrare nei dettagli, può essere
significativo osservare che, in genere, oltre il 70% delle stelle della
sequenza principale sono di tipo M
e solo il 9% sono stelle di tipo G
come il Sole. Le stelle più brillanti sono incredibilmente rare: solo una su
1000 è di tipo B e soltanto lo
0,00004% appartiene al tipo O. Una
distribuzione che ci autorizza a pensare la parte inferiore della sequenza
principale un luogo statisticamente molto significativo e, quel che più
conta, sufficientemente stabile per lunghissimi tempi. |
