Fin dalla prima scoperta del diagramma si sospettò che esso fosse in qualche modo connesso con la costituzione interna e con l’evoluzione della vita di una stella.
Oggi é provato che la posizione di una stella nel diagramma h-r dipende da tre parametri: massa, costituzione chimica ed età. Ciò risulta di facile comprensione se si osservano i diagrammi costruiti per gli ammassi stellari.
Questi (ammassi globulari e ammassi galattici, o aperti) sono famiglie di stelle, i cui membri si sono presumibilmente formati più o meno nella stessa epoca e da uno stesso materiale. Costanti dunque sono, dei tre parametri menzionati, composizione chimica iniziale ed età. Allora, la posizione nel diagramma h-r dipende solo dal parametro massa. Inoltre, il diagramma é valido anche se non si conoscono le distanze, e quindi le magnitudini assolute delle stelle: appartenendo allo stesso ammasso, infatti, possiamo considerarle ragionevolmente come poste tutte alla stessa distanza, per cui la forma del diagramma in funzione della magnitudine apparente e dei tipi spettrali sarà in ogni caso valida.
Prendiamo le stelle di un ammasso giovane come quello di Orione (Fig. 4, a destra), in cui le stelle stanno ancora formandosi.
Dato che esse, provenendo tutte dallo stesso materiale, hanno più o meno la stessa composizione chimica iniziale oltre che un’età, astronomicamente parlando, più o meno uguale, é evidente che, se venissero generate tutte con la stessa massa, raggiungendo l’equilibrio dopo la fase di protostella dovrebbero avere tutte temperatura e luminosità uguale, e quindi dovrebbero cadere tutte, nel diagramma h-r, nello stesso punto.
Poiché ciò non accade, dato che il diagramma h-r costruito in base ad osservazioni su quell’ammasso dice che le sue stelle sono distribuite lungo tutta la sequenza principale, e dato che la composizione chimica é la stessa così come, grosso modo, l’età, é evidente che temperatura e luminosità, cioè la posizione sul diagramma, sono determinate soprattutto dalla massa.
Inoltre: sono sempre più evidenti, andando verso destra, numerosi punti sparpagliati a ventaglio, per la maggior parte non appartenenti alla sequenza principale. Quei punti rappresentano stelle che non hanno ancora raggiunto l’equilibrio, cioè protostelle. Sappiamo infatti che le stelle, più sono pesanti, più presto arrivano alla sequenza principale. I punti sparpagliati, a destra, corrispondono dunque alle protostelle di massa minore che, impiegando molto più tempo per arrivare alla sequenza principale, non l’hanno ancora raggiunta e sono ancora in fase di contrazione gravitazionale.
Riguardo a questo tipo di diagramma c’é ancora un particolare che merita di essere sottolineato. Nella teoria basata sulla correlazione tra età, massa e costituzione chimica iniziale, le stelle considerate, avendo la stessa origine, dovrebbero disporsi secondo una linea e non, come avviene, secondo una fascia. In effetti, nella fascia della sequenza principale ci sono anche stelle che stanno arrivando, ma che non hanno ancora innescato le reazioni termonucleari, e stelle adulte, che mostrano piccole variazioni in tempi relativamente lunghi. Le condizioni postulate dalla teoria si hanno comunque sicuramente nel momento in cui iniziano le reazioni nucleari. Le stelle che si trovano in questa situazione si distribuiscono appunto secondo una linea, chiamata “linea d’età zero“, che corre lungo il lato basso della sequenza principale, e in Fig. 5 é rappresentata in rosso.
Dunque, lo studio dei diagrammi h-r degli ammassi é più facile perché le stelle di ogni ammasso costituiscono un gruppo omogeneo e si può supporre che abbiano la stessa composizione chimica iniziale. Ora, se le stelle di ogni ammasso fossero distribuite in tutti allo stesso modo anche per quanto riguarda le masse, sarebbe logico aspettarci diagrammi h-r tutti con lo stesso aspetto. In realtà ciò non avviene. Perché? Nella risposta a questa domanda é contenuta la chiave per la comprensione dell’evoluzione stellare.
Un primo sguardo d’assieme che paragoni i diagrammi di alcuni ammassi-campione di età diverse (fig. 6, sopra a destra), ci dice innanzi tutto che la maggior parte delle stelle si trova sulla sequenza principale. Ciò significa, probabilmente, che il più lungo periodo della vita di una stella si svolge lì sopra.
Un’altra impressione immediata si ha confrontando i diagrammi di un giovane ammasso aperto, ricco di materia oscura, con quello di un vecchissimo ammasso globulare (Fig. 7, a sinistra). Notiamo subito che nel diagramma del primo la parte superiore della sequenza principale (stelle azzurre) é popolata, mentre manca completamente nel diagramma dell’ammasso globulare, nel quale é invece riccamente rappresentata la famiglia delle giganti rosse.
Le differenze di andamento tra i diagrammi h-r dei vari ammassi sono estremamente rivelatrici quando si riesce a comporle, facendo coincidere le linee di età zero delle rispettive sequenze principali. Fu appunto con tale procedimento che Sandage, nel 1957, costruì un diagramma composito, formato da quelli di 10 ammassi (Fig. 8); questo diagramma mostrò alcuni fatti importantissimi, la cui interpretazione fornì la chiave osservativa per comprendere l’evoluzione delle stelle.
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Nel diagramma relativo ad NGC2362, la sequenza principale non presenta deviazioni dal lato delle maggiori luminosità. Ciò significa che neppure le stelle più brillanti, e quindi più massicce, hanno cominciato ad evolvere.
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In quello relativo ad h e c Persei la sequenza principale é altrettanto estesa dal lato delle stelle più luminose, ma la deviazione che essa presenta nella parte superiore indica che l’evoluzione fuori dalla sequenza principale é già cominciata per le stelle 10.000 volte più brillanti del Sole.
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Il diagramma delle Pleiadi, come quello di NGC2362, non presenta deviazioni, ma si arresta molto più in basso.
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In tutti gli altri, che interrompono la sequenza principale più in basso, e mostrano, staccata, una zona popolata di giganti rosse, é chiaramente visibile la lacuna di Hertzsprung.
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In M67, infine, che é l’ammasso galattico più antico, la cui età é paragonabile a quella degli ammassi globulari, l’andamento dalla sequenza principale alle giganti é continuo.
Questo diagramma composito, quindi, conferma ciò che avevamo notato confrontando prima i diagrammi di alcuni singoli ammassi. Riassumiamo i risultati:
- le stelle più brillanti di ogni singolo ammasso non hanno lo stesso splendore in tutti. Ciò, quando si confrontano tra loro ammassi galattici, può significare semplicemente che in alcuni di essi mancano le stelle più massicce. Ma il discorso si fa più complicato se si paragona il diagramma di M67 con quello tipico degli ammassi globulari. Il problema merita un ulteriore approfondimento, e lo affronteremo più tardi;
- in tutti gli ammassi, nel punto in cui la sequenza principale finisce, subisce anche un incurvamento verso un gruppo di stelle, pure appartenente all’ammasso, che sono giganti rosse;
- il tratto in cui la sequenza principale s’incurva, in quasi tutti gli ammassi é separato da quello delle giganti rosse da una lacuna più o meno larga, mentre in altri prosegue lungo una curva continua, sempre formata da stelle appartenenti all’ammasso.
Tutto ciò fornisce la chiave osservativa per risolvere il problema dell’evoluzione stellare: era già da tempo assodato che le stelle della sequenza principale sono in equilibrio perché producono energia trasformando l’idrogeno in elio. Già nel 1942 Schonberg e Chandrasekhar avevano trovato teoricamente che il bruciamento dell’idrogeno é tanto più rapido quanto più la stella é luminosa e di massa elevata, e che quando una certa percentuale di idrogeno si é trasformata in elio la stella lascia la sequenza principale. A quel punto la stella diventa più luminosa e meno blu e poi, passando rapidamente per una fase in cui non é in equilibrio, diventa una gigante rossa.
Questa teoria spiega:
- la parte alta, incurvata, della sequenza principale, formata appunto dalle stelle che se ne stanno staccando;
- il gruppo delle giganti rosse;
- la zona intermedia, vuota di stelle, o Lacuna di Hertzsprung.
Con questi risultati si può cominciare ad interpretare il diagramma h-r degli ammassi.
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In principio, tutte le stelle si trovano sulla sequenza principale, tranne quelle di piccola massa, in basso a destra, che ancora non l’hanno raggiunta.
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Col passare del tempo, le stelle dell’ammasso di massa più elevata si staccano per diventare giganti rosse.
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Siccome le stelle più luminose evolvono più rapidamente, abbiamo poche probabilità di osservare una tale stella durante quel relativamente breve intervallo della sua vita in cui passa dalla sequenza principale alla regione delle giganti rosse. Ciò spiega perché non si trovi quasi nessuna stella nella lacuna di Hertzsprung. Dato che l’evoluzione é più lenta a più basse luminosità, la lacuna si assottiglia man mano che aumenta l’età dell’ammasso. Negli ammassi più vecchi la lacuna é totalmente assente.
Dalla posizione da cui le stelle migrano dalla sequenza principale verso la regione delle giganti rosse, é possibile dunque calcolare l’età dell’ammasso.
Cosa accade dopo che una stella é passata attraverso lo stadio di gigante?
Questo lo possiamo dedurre dai diagrammi h-r dei più vecchi ammassi conosciuti, come M67 e gli ammassi globulari.
In questi casi appare un nuovo ramo, che non é presente in nessuno degli ammassi più giovani: é quello delle variabili RR Lyrae.
Così, le luminose stelle blu che una volta popolavano la parte superiore della sequenza principale di un vecchio ammasso sono prima diventate supergiganti rosse. In seguito, quando l’elio é diventato la loro più importante sorgente di energia, esse si sono trasferite a sinistra, nella regione delle RR Lyrae. Infine, dopo una successione di eventi non ancora del tutto compresi, le stelle raggiungono lo stadio finale, diventando, a seconda della loro massa, nane bianche, stelle di neutroni o, forse, buchi neri.
I diagrammi degli ammassi globulari sono molto simili a quello del vecchissimo ammasso aperto M67. Però, sebbene le loro sequenze principali terminino allo stesso punto, suggerendo circa la stessa età per l’uno e per gli altri, le giganti di M67 arrivano solo ad una luminosità pari a 100 volte quella del Sole, mentre quelle degli ammassi globulari arrivano a luminosità pari a 10.000 volte quella solare. La teoria prova che questa differenza è dovuta ad una differenza nella composizione chimica, che produce una differenza nell’opacità della materia stellare: M67 ha una percentuale più elevata di metalli.
L’osservazione mostra che generalmente l’età è associata con la composizione chimica: le stelle più giovani sono più ricche di elementi pesanti rispetto a quelle più vecchie. Da qui l’idea che le stelle che nel corso della loro vita hanno fabbricato nel loro interno elementi più pesanti dell’idrogeno, nel corso delle successive esplosioni e perdita di materia che deve accompagnare la fase finale della loro vita, prima che si riducano all’ultimo stadio di nane bianche o pulsar, arricchirebbero la materia interstellare di elementi pesanti, e da questa materia interstellare, più ricca di tali elementi, si formerebbero stelle di una successiva generazione. Il fatto che M67 abbia un’età paragonabile a quella degli ammassi globulari, che sono poverissimi di elementi pesanti, ma abbia una composizione chimica simile a quella degli altri ammassi galattici più giovani, suggerisce che l’arricchimento di elementi pesanti sia avvenuto più rapidamente sul piano galattico che non nell’alone.
Oltre a ciò, l’esame dei diagrammi h-r degli ammassi globulari evidenzia altre notevoli particolarità: oltre alla mancanza totale di giganti azzurre e di tutto il primo ramo della sequenza principale, si nota che quella parte del piano che nel diagramma primitivo era vuota o comunque scarsamente popolata, e che va sotto il nome di Lacuna di Hertzsprung, è ora occupato, e vi si trovano le variabili del tipo RR Lyrae. Secondo l’ipotesi di Baade, i due tipi di diagrammi caratterizzerebbero due distinte popolazioni stellari, una tipica dell’alone galattico, detta “Popolazione II“, l’altra delle braccia della galassia, e questa ha preso il nome di “Popolazione I“.