Nel diagramma due colori le quattro stelle si dispongono sopra una linea come si vede dal grafico fig 1. La linea ABCD si dice linea di blanketing.
Per ogni punto nella regione che corrisponde alle classi spettrali G e K passa una linea di blanketing che taglia la linea corrispondente ai membri di un ammasso, per esempio li Iadi, nel punto corrispondente alla metallicità di quest'ultimo.
Nella fig. 1 si è assunto che il punto A corrisponda all'ammasso campione. La differenza d(U-B) è la quantità osservata che permette di determinare il rapporto [Fe/H] utilizzando dati fotometrici UBV.
Per la determinazione del valore normalizzato a B-V = 0,6 di d(U-B) HR TRACE utilizza la tabella di normalizzazione di Sandage (Sandage A. 1969 Ap. J. 158, 1115) come segue :
d
= f(B-V) per diversi valori di d(0,6)
|
(1) (B-V) |
(2) Iadi (U-B) |
(3) Limite (U-B) |
(4) dMax |
(5) d(0.6)/dMax |
0.35 |
0.03 |
-0.22 |
0.25 |
1.24 |
0.4 |
0.01 |
-0.25 |
0.26 |
1.19 |
0.45 |
0 |
-0.27 |
0.27 |
1.15 |
0.5 |
0.03 |
-0.25 |
0.28 |
1.11 |
0.55 |
0.08 |
-0.22 |
0.3 |
1.03 |
0.6 |
0.13 |
-0.18 |
0.31 |
1 |
0.65 |
0.19 |
-0.11 |
0.3 |
1.03 |
0.7 |
0.25 |
-0.03 |
0.28 |
1.1 |
0.75 |
0.34 |
0.08 |
0.26 |
1.19 |
0.8 |
0.43 |
0.19 |
0.24 |
1.29 |
0.85 |
0.54 |
0.32 |
0.22 |
1.41 |
0.9 |
0.64 |
0.44 |
0.2 |
1.55 |
0.95 |
0.74 |
0.55 |
0.19 |
1.63 |
1 |
0.84 |
0.67 |
0.17 |
1.82 |
1.05 |
0.94 |
0.79 |
0.15 |
2.06 |
1.1 |
0.99 |
0.87 |
0.12 |
2.58 |
Questa tabella può essere usata per determinare d(0,6) Per ogni stella di cui si conosca B-Vo e d(U-B)interpolando tra le colonne 1 - 4 e 5.
LA RELAZIONE d(U-B)0.6, [Fe/H]
Per la determinazione di [Fe/H] Hr Trace utilizza la relazione di Cameron (Cameron M.L. 1985 A&A 146, 59)
[Fe/H] = +0,08 -4,93d - 13,51d2
Dove d = d(U-B)0,6.
Dove si notano le differenze anticipazioni sul diagramma HR
Il diagramma HR è un diagramma evolutivo, ci mostra cioè il grado di evoluzione raggiunto dagli oggetti in esso rappresentati.
Nella nostra galassia, così come in ogni altra, ci sono stelle giovani di media età e stelle molto invecchiate (evolute).
Tutte queste tre categorie trovano una loro propria allocazione (posizione) nel diagramma HR in funzione della massa iniziale e della composizione chimica, secondo il teorema di Wogt-Russel.
TEOREMA DI WOGT – RUSSEL:
la posizione di una stella nel diagramma HR è completamente determinata dalla sua massa, composizione chimica ed età.
Le popolazioni stellari e le loro differenze sul diagramma HR
Le stelle più vicine al nostro sole, le stelle presenti nelle braccia a spirale della galassia e quelle degli ammassi galattici aperti di cui conosciamo la magnitudine assoluta, si adeguano al diagramma HR di figura (2). Per buona parte della prima metà del secolo scorso gli astronomi ritennero che tutte le stelle vicine e lontane seguissero in qualche modo la relazione determinata in figura (2).
fig. (2) Diagramma Colore-Magnitudine per le stelle vicine al sole.
Fu H.Shapley che analizzando magnitudini e colori dei membri degli ammassi globulari dell’alone galattico, si accorse che, contrariamente a quanto ci si poteva aspettare, qui le stelle più luminose sono rosse e non blu e la sequenza principale è molto debole poco estesa al punto di sembrare quasi mancante. Per questo tipo di oggetti, l’intero diagramma colore – magnitudine assume la forma di una y coricata su un fianco vedi figura sottostante fig. 3:
Fig. 3
Chi comprese pienamente la differenza tra i due diagrammi fu W. Baade, che negli anni della seconda guerra mondiale risolvendo le stelle nel nucleo centrale di M31, con il telescopio Hooke da 100 pollici di Mount Wilson, notò che le stelle più brillanti erano anche qui rosse e non blu.
La scoperta di Baade dimostra l’esistenza di due tipi di popolazioni stellari, dove le stelle che appartengono alla popolazione di tipo I dominante le braccia e il disco galattico seguono il diagramma di Hertzsprung – Russel, mentre quelle dell’alone galattico e del nucleo di popolazione II, seguono l’andamento dei diagrammi colore - magnitudine dei globulari.
I due diagrammi a confronto diretto
Fig.(4):diagramma c-m popolazione II Fig.(5):diagramma c- m popolazione I
La diversità dei due diagrammi di fig. 4 e 5 risulta evidente all’osservazione, ed esprime la diversità evolutiva dei due tipi di popolazioni fotografate ad un certo istante.
In fig. 5 la sequenza principale è ben presente ed estesa coprendo un range da magnitudine assoluta -7 a +12 per gli ammassi più giovani, mentre la stessa sequenza non supera la magnitudine assoluta + 4 per i globulari fig. 4.
Sembrerebbe quindi lecito pensare che per qualche meccanismo intrinseco delle stelle, le giganti OB della parte alta della Zams si trasformino, con l’andare del tempo, in giganti rosse andando così ad occupare la posizione caratteristica sul diagramma riservato a questo tipo di stelle.
Oggi sappiamo dai teorici, che in realtà questo processo di lento consumo della sequenza principale è esattamente ciò che succede, perché le stelle blu con l’andare del tempo si trasformano andando a occupare le regioni rosse del diagramma HR.
Si dice che la sequenza principale si sgretola partendo dall’alto verso il basso. Questo fenomeno è prodotto dalla trasformazione dell’idrogeno in elio e la velocità a cui avviene e funzione della massa iniziale, così che le stelle giganti blu maggiormente massive, si trasformeranno in giganti rosse in un tempo sensibilmente minore rispetto a stelle come il nostro sole.
Quando nel nucleo di una gigante blu le riserve di idrogeno vanno verso l’esaurimento, viene a cadere la pressione di radiazione che garantisce l’equilibrio idrostatico opponendosi alla gravità che tende, invece, a far implodere la stella.
A causa della caduta della pressione di radiazione, provocata dalla diminuita produzione energetica del nucleo per mancanza di combustibile, succede che il nucleo stesso subisce un collasso verso una nuova configurazione di equilibrio.
A seguito di questo collasso viene liberata una grande quantità di energia e il nucleo si riscalda nuovamente mentre gli strati esterni della stella si espandono, il raggio quindi aumenta e di conseguenza le parti periferiche si raffreddano così stella si trasforma da gigante blu a gigante rossa.
I teorici hanno calcolato che ammassi globulari con sequenze principali sgretolate fino a magnitudine assoluta + 4, devono avere un età di circa 15 miliardi di anni.
In queste circostanze è chiaro che le stelle di popolazione II rappresentano la popolazione stellare più antica della galassia formatasi durante la prima generazione stellare.
Al contrario evidentemente le stelle appartenenti agli ammassi aperti di popolazione I sono stelle giovani, dei primi tipi spettrali fortemente massive.
Esiste anche un altro tipo di popolazione stellare quella di disco, che riempie gli spazi tra le braccia a spirale e forma la gran parte del nucleo della galassia. La popolazione di disco ha caratteristiche intermedie tra la I e la II.