Ci sono poche centinaia di miliardi di stelle nella nostra galassia, la Via Lattea e miliardi di galassie nelluniverso. Una tecnica importante nella scienza è cercare di ordinare o classificare le cose in gruppi e cercare tendenze o modelli. Gli astronomi lo fanno con le stelle.
Finora abbiamo discusso della luminosità e del colore o della temperatura effettiva delle stelle. Questi possono essere tracciati per formare quello che è uno dei grafici più utili per lastronomia stellare, il diagramma Hertzsprung-Russell (o H-R). Prende il nome dagli astronomi danesi e americani che hanno sviluppato versioni indipendenti del diagramma allinizio del XX secolo.
In un diagramma H-R la luminosità o lenergia prodotta da una stella è tracciata sullasse verticale. Questo può essere espresso come un rapporto tra la luminosità della stella e quella del Sole; L * / Lsun. Gli astronomi usano anche il concetto storico di magnitudine come misura della luminosità di una stella. La magnitudine assoluta è semplicemente una misura della luminosità di una stella a 10 parsec di distanza e quindi consente di confrontare semplicemente le stelle. Solo per confondere le cose, più bassa o più negativa è la magnitudine, più luminosa è la stella. Per definizione una stella di magnitudine 1 è 100 volte più luminosa di una di magnitudine 6. Il nostro Sole ha una magnitudine assoluta di + 4,8.
La temperatura effettiva di una stella è tracciata sullasse orizzontale di un diagramma H-R. Una stranezza qui è che la temperatura è tracciata in ordine inverso, con lalta temperatura (circa 30.000 – 40.000 K) a sinistra e la temperatura più fredda (circa 2.500 K) a destra. In pratica gli astronomi misurano effettivamente una quantità chiamata indice di colore che è semplicemente la differenza nella magnitudine di una stella misurata attraverso due filtri colorati diversi. Le stelle con un indice di colore negativo sono bluastre mentre le stelle arancioni o rosse più fredde hanno un indice di colore positivo.
La terza scala possibile per lasse orizzontale è la classe spettrale di una stella. Dividendo la luce da una stella attraverso uno spettrografo il suo spettro può essere registrato e analizzato. Stelle di dimensioni, temperatura, composizione e altre proprietà hanno spettri simili e sono classificate nella stessa classe spettrale. Le principali classi spettrali per le stelle vanno da O (la più calda) a B, A, F, G, K e M (la più fredda). Il nostro Sole è una classe G. stella. Confrontando gli spettri di una stella sconosciuta con gli spettri di stelle di riferimento standard selezionate, è possibile determinare una grande quantità di informazioni, incluso il suo colore o la temperatura effettiva.
Se ora tracciamo un diagramma di Hertzsprung-Russell per un poche migliaia di stelle più vicine o più luminose vediamo quanto segue:
Come possiamo vedere, le stelle non compaiono in modo casuale sulla trama ma sembrano essere raggruppate in quattro regioni principali. Ciò è altamente significativo in quanto suggerisce sta che ci possa essere qualche relazione tra la luminosità e la temperatura di una stella. Sebbene non sorprenda (anzi abbiamo già visto che una stella più calda emette più energia per unità di superficie rispetto a una stella più fredda) la relazione è complicata dalla presenza di questi quattro gruppi. Esaminiamoli più da vicino.
La maggior parte delle stelle sembra rientrare nel gruppo A. Mostra una tendenza generale da stelle fredde e scure nellangolo in basso a destra fino a stelle calde ed estremamente luminose nellangolo in alto a sinistra che si adatta alla nostra relazione attesa tra temperatura e luminosità. Questo gruppo è chiamato sequenza principale, quindi le stelle che si trovano su di esso sono stelle della sequenza principale. Il nostro Sole è uno di questi esempi. Altri includono α Cen, Altair, Sirius, Achernar e Barnard “s Star.
Le stelle nel gruppo B sono per lo più 6.000 K o più fredde ma più luminose delle stelle della sequenza principale della stessa temperatura. Come può essere? Il motivo è che queste stelle sono molto più grandi delle stelle della sequenza principale. Sebbene emettano la stessa quantità di energia per metro quadrato delle stelle della sequenza principale, hanno una superficie molto maggiore (area ∝ raggio2) lenergia totale emessa è quindi molto maggiore. Queste stelle sono chiamate giganti. Gli esempi includono Aldebaran e Mira.
Le stelle nel gruppo C sono ancora più luminose delle giganti. Queste sono le supergiganti, la più grande delle stelle con luminosità estremamente elevata. Una rossa supergigante come Betelgeuse si estenderebbe oltre lorbita di Giove se sostituisse il Sole nel nostro sistema solare.
Lultimo gruppo di interesse sono le stelle del gruppo D. Dalla loro posizione sul diagramma HR vediamo che sono molto calde ma molto deboli.Sebbene emettano grandi quantità di energia per metro quadrato, hanno una bassa luminosità, il che implica che devono quindi essere molto piccole. Le stelle del gruppo D sono infatti conosciute come nane bianche. Sirius B e Procyon B sono esempi. Le nane bianche sono molto più piccole delle stelle della sequenza principale e hanno allincirca le dimensioni della Terra. Il diagramma seguente mostra i gruppi principali etichettati insieme a stelle di esempio in ciascun gruppo.
