Diagramma di Hertzsprung-Russell

L'asse verticale di un diagramma di Hertzsprung-Russell mostra la luminosità delle stelle, come se fossero tutte misurate dalla stessa distanza. Un altro termine per questo è magnitudine assoluta. Più una stella è luminosa, più alto sarà il suo grafico su questo diagramma.

L'asse orizzontale mostra la temperatura superficiale delle stelle. Tuttavia, le temperature scendono, non salgono, man mano che ci si sposta verso destra. Cioè, la sinistra del diagramma contiene le stelle con le trame di temperatura più alte (maggiori di 30.000 Kelvin) mentre la destra mostra stelle con temperature di soli 3000K.

In generale, la temperatura di una stella è correlata al suo colore. In cima al grafico, insieme alle temperature, ci sono le Classi Spettrali. Le stelle più calde sono di colore bianco-blu (classe O), quelle con temperature medie sono gialle (classe G) e quelle più fredde sono rosse (classe M). (Naturalmente, quando diciamo "più fredde" delle stelle, dobbiamo renderci conto che la temperatura più bassa per una stella è quasi 5000 gradi Fahrenheit).

Infatti, quando i diagrammi di Hertzsprung-Russell furono sviluppati all'inizio del 1900, gli astronomi non sapevano come scoprire la temperatura di una stella. I primi diagrammi tracciavano la magnitudine assoluta delle stelle (dove aggiungere uno significava che la luminosità sarebbe scesa di circa due volte e mezzo) contro il colore, rappresentato dalle classi spettrali dal bianco-blu al rosso.

Come puoi vedere, le stelle tendono a cadere solo in certe regioni del diagramma quando sono graficate in questo modo. Tutte le stelle in una data area di un diagramma di Hertzsprung-Russell condividono luminosità e temperature simili. La regione principale dove appaiono le stelle è la linea diagonale curva, che va dall'alto a sinistra (calda e luminosa) al basso a destra (più fredda e meno luminosa). Questa è chiamata Sequenza Principale. Sopra la sequenza principale c'è un'altra regione che contiene le giganti rosse. Sotto c'è una linea curva che rappresenta le nane bianche.

Queste collezioni di stelle per luminosità e temperatura sono importanti quando si parla di evoluzione stellare. In generale, le stelle vengono create nella sequenza principale. (Naturalmente, quando diciamo "nella sequenza principale" in realtà intendiamo "avere una luminosità e una temperatura che le porta ad essere tracciate all'interno della sequenza principale su un diagramma di Hertzsprung-Russell"). Dopo miliardi di anni, si espandono in giganti rosse. Poi, dopo altri uno o due miliardi di anni, si restringono in nane bianche.

Fu solo negli anni '30 e '40 che gli scienziati iniziarono a capire il ruolo della fusione nucleare nel creare e mantenere stelle come il nostro sole. Oggigiorno i diagrammi di Hertzsprung-Russell sono usati per presentare l'evoluzione stellare in immagini agli studenti. Non sono più molto usati per sviluppare nuove teorie scientifiche.

Su un diagramma di Hertzsprung-Russell, il nostro Sole è tracciato molto vicino al centro della sequenza principale all'intersezione di luminosità 1 e temperatura 5780K. Pertanto, il Sole è di classe G o una "stella gialla").