Diagrama de Hertzsprung-Russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell (abreviado como diagrama H–R , diagrama HR o HRD ) es un diagrama de dispersión de estrellas que muestra la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas y sus clasificaciones estelares o temperaturas efectivas . El diagrama fue creado de forma independiente en 1911 por Ejnar Hertzsprung y por Henry Norris Russell en 1913, y representó un gran paso hacia la comprensión de la evolución estelar .

En el siglo XIX se realizaron estudios espectroscópicos fotográficos a gran escala de estrellas en el Observatorio de la Universidad de Harvard , que produjeron clasificaciones espectrales para decenas de miles de estrellas, que culminaron finalmente en el Catálogo Henry Draper . En un segmento de este trabajo, Antonia Maury incluyó divisiones de las estrellas por el ancho de sus líneas espectrales . ^[1] Hertzsprung notó que las estrellas descritas con líneas estrechas tendían a tener movimientos propios más pequeños que las otras de la misma clasificación espectral. Tomó esto como una indicación de mayor luminosidad para las estrellas de línea estrecha y calculó paralajes seculares para varios grupos de estas, lo que le permitió estimar su magnitud absoluta. ^[2]

En 1910, Hans Oswald Rosenberg publicó un diagrama que representaba la magnitud aparente de las estrellas en el cúmulo de las Pléyades en función de las intensidades de la línea K de calcio y dos líneas de Balmer de hidrógeno . ^[3] Estas líneas espectrales sirven como un indicador de la temperatura de la estrella, una forma temprana de clasificación espectral. La magnitud aparente de las estrellas en el mismo cúmulo es equivalente a su magnitud absoluta, por lo que este diagrama temprano era efectivamente un gráfico de la luminosidad en función de la temperatura. El mismo tipo de diagrama todavía se utiliza hoy en día como un medio para mostrar las estrellas en cúmulos sin tener que conocer inicialmente su distancia y luminosidad. ^[4] Hertzsprung ya había estado trabajando con este tipo de diagrama, pero sus primeras publicaciones que lo mostraban no fueron hasta 1911. Esta era también la forma del diagrama que utilizaba las magnitudes aparentes de un cúmulo de estrellas, todas a la misma distancia. ^[5]

Las primeras versiones del diagrama de Russell (1913) incluían las estrellas gigantes de Maury identificadas por Hertzsprung, aquellas estrellas cercanas con paralajes medidos en ese momento, estrellas de las Híades (un cúmulo abierto cercano ) y varios grupos móviles , para los cuales se podía usar el método del cúmulo móvil para derivar distancias y así obtener magnitudes absolutas para esas estrellas. ^[6]

Existen varias formas del diagrama de Hertzsprung-Russell y la nomenclatura no está muy bien definida. Todas las formas comparten la misma disposición general: las estrellas de mayor luminosidad se encuentran hacia la parte superior del diagrama y las estrellas con mayor temperatura superficial se encuentran hacia el lado izquierdo del diagrama.

El diagrama original mostraba el tipo espectral de las estrellas en el eje horizontal y la magnitud visual absoluta en el eje vertical. El tipo espectral no es una cantidad numérica, sino que la secuencia de tipos espectrales es una serie monótona que refleja la temperatura de la superficie estelar. Las versiones observacionales modernas del diagrama reemplazan el tipo espectral por un índice de color (en los diagramas hechos a mediados del siglo XX, con mayor frecuencia el color BV ) de las estrellas. Este tipo de diagrama es lo que a menudo se llama un diagrama de Hertzsprung-Russell observacional, o específicamente un diagrama de color-magnitud (CMD), y los observadores lo utilizan a menudo. ^[7] En los casos en los que se sabe que las estrellas están a distancias idénticas, como dentro de un cúmulo de estrellas, a menudo se utiliza un diagrama de color-magnitud para describir las estrellas del cúmulo con un gráfico en el que el eje vertical es la magnitud aparente de las estrellas. Para los miembros del cúmulo, por suposición hay una única diferencia constante aditiva entre sus magnitudes aparente y absoluta, llamada módulo de distancia , para todo ese cúmulo de estrellas. Los primeros estudios de cúmulos abiertos cercanos (como las Híades y las Pléyades ) realizados por Hertzsprung y Rosenberg produjeron los primeros CMD, unos años antes de la influyente síntesis del diagrama de Russell, que recopilaba datos de todas las estrellas para las que se podían determinar magnitudes absolutas. ^{[3] [5]}

Otra forma del diagrama representa la temperatura superficial efectiva de la estrella en un eje y la luminosidad de la estrella en el otro, casi invariablemente en un diagrama logarítmico-logarítmico . Los cálculos teóricos de la estructura estelar y la evolución de las estrellas producen gráficos que coinciden con los de las observaciones. Este tipo de diagrama podría llamarse diagrama de temperatura-luminosidad , pero este término casi nunca se utiliza; cuando se hace la distinción, esta forma se denomina en cambio diagrama teórico de Hertzsprung-Russell . Una característica peculiar de esta forma del diagrama H–R es que las temperaturas se representan desde la temperatura alta hasta la temperatura baja, lo que ayuda a comparar esta forma del diagrama H–R con la forma observacional.

Aunque los dos tipos de diagramas son similares, los astrónomos hacen una clara distinción entre ambos. La razón de esta distinción es que la transformación exacta de uno a otro no es trivial. Para pasar de la temperatura efectiva al color se requiere una relación color-temperatura , y construirla es difícil; se sabe que es una función de la composición estelar y puede verse afectada por otros factores como la rotación estelar . Al convertir la luminosidad o la magnitud bolométrica absoluta en magnitud visual aparente o absoluta, se requiere una corrección bolométrica , que puede o no provenir de la misma fuente que la relación color-temperatura. También es necesario conocer la distancia a los objetos observados ( es decir , el módulo de distancia) y los efectos de la oscurecimiento interestelar , tanto en el color (enrojecimiento) como en la magnitud aparente (donde el efecto se llama "extinción"). La distorsión del color (incluido el enrojecimiento) y la extinción (oscurecimiento) también son evidentes en estrellas que tienen polvo circunestelar significativo . El ideal de la comparación directa de las predicciones teóricas de la evolución estelar con las observaciones conlleva, por tanto, incertidumbres adicionales en las conversiones entre cantidades teóricas y observaciones.

La mayoría de las estrellas ocupan la región en el diagrama a lo largo de la línea llamada secuencia principal . Durante la etapa de sus vidas en la que las estrellas se encuentran en la línea de secuencia principal, están fusionando hidrógeno en sus núcleos. La siguiente concentración de estrellas está en la rama horizontal ( fusión de helio en el núcleo e hidrógeno ardiendo en una capa que rodea el núcleo). Otra característica destacada es el hueco de Hertzsprung ubicado en la región entre el tipo espectral A5 y G0 y entre las magnitudes absolutas +1 y −3 (es decir, entre la parte superior de la secuencia principal y las gigantes en la rama horizontal ). Las estrellas variables RR Lyrae se pueden encontrar a la izquierda de este hueco en una sección del diagrama llamada franja de inestabilidad . Las variables cefeidas también caen en la franja de inestabilidad, a luminosidades más altas.

Los científicos pueden utilizar el diagrama HR para medir aproximadamente la distancia a la que se encuentra un cúmulo estelar o una galaxia de la Tierra. Esto se puede hacer comparando las magnitudes aparentes de las estrellas del cúmulo con las magnitudes absolutas de las estrellas con distancias conocidas (o de estrellas modelo). A continuación, el grupo observado se desplaza en dirección vertical, hasta que las dos secuencias principales se superponen. La diferencia de magnitud que se superpone para hacer coincidir los dos grupos se denomina módulo de distancia y es una medida directa de la distancia (ignorando la extinción ). Esta técnica se conoce como ajuste de la secuencia principal y es un tipo de paralaje espectroscópico . No solo se puede utilizar el punto de inflexión en la secuencia principal, sino también la punta de las estrellas de la rama gigante roja. ^{[8] [9]}

La misión Gaia de la ESA mostró varias características en el diagrama que no se conocían o que se sospechaba que existían. Encontró un hueco en la secuencia principal que aparece en las enanas M y que se explica con la transición de un núcleo parcialmente convectivo a un núcleo totalmente convectivo. ^{[10] [11]} Para las enanas blancas, el diagrama muestra varias características. Dos concentraciones principales aparecen en este diagrama siguiendo la secuencia de enfriamiento de las enanas blancas que se explican con la composición atmosférica de las enanas blancas, especialmente las atmósferas dominadas por hidrógeno frente a helio de las enanas blancas. ^[12] Una tercera concentración se explica con la cristalización del núcleo del interior de las enanas blancas. Esto libera energía y retrasa el enfriamiento de las enanas blancas. ^{[13] [14]}

La contemplación del diagrama llevó a los astrónomos a especular que podría demostrar la evolución estelar , siendo la principal sugerencia que las estrellas colapsaron de gigantes rojas a estrellas enanas, y luego se movieron hacia abajo a lo largo de la línea de la secuencia principal en el curso de sus vidas. Por lo tanto, se pensaba que las estrellas irradiaban energía al convertir la energía gravitatoria en radiación a través del mecanismo de Kelvin-Helmholtz . Este mecanismo resultó en una edad para el Sol de solo decenas de millones de años, creando un conflicto sobre la edad del Sistema Solar entre astrónomos y biólogos y geólogos que tenían evidencia de que la Tierra era mucho más antigua que eso. Este conflicto solo se resolvió en la década de 1930 cuando se identificó la fusión nuclear como la fuente de energía estelar.

Tras la presentación del diagrama por parte de Russell en una reunión de la Royal Astronomical Society en 1912, Arthur Eddington se sintió inspirado para usarlo como base para desarrollar ideas sobre física estelar . En 1926, en su libro The Internal Constitution of the Stars, explicó la física de cómo las estrellas encajan en el diagrama. ^[15] El artículo anticipó el descubrimiento posterior de la fusión nuclear y propuso correctamente que la fuente de energía de la estrella era la combinación de hidrógeno en helio, liberando una enorme energía. Este fue un salto intuitivo particularmente notable, ya que en ese momento la fuente de energía de una estrella todavía era desconocida, no se había demostrado que existiera energía termonuclear e incluso que las estrellas están compuestas en gran parte de hidrógeno (ver metalicidad ), aún no se había descubierto. Eddington logró eludir este problema concentrándose en la termodinámica del transporte radiativo de energía en el interior de las estrellas. ^[16] Eddington predijo que las estrellas enanas permanecen en una posición esencialmente estática en la secuencia principal durante la mayor parte de sus vidas. En los años 1930 y 1940, con la comprensión de la fusión del hidrógeno, surgió una teoría basada en evidencias de la evolución hacia las gigantes rojas, a la que siguieron casos especulativos de explosión e implosión de los remanentes hasta convertirse en enanas blancas. El término nucleosíntesis de supernova se utiliza para describir la creación de elementos durante la evolución y explosión de una estrella pre-supernova, un concepto propuesto por Fred Hoyle en 1954. ^[17] La ​​mecánica cuántica matemática pura y los modelos mecánicos clásicos de los procesos estelares permiten que el diagrama de Hertzsprung-Russell se anote con trayectorias convencionales conocidas como secuencias estelares; se siguen añadiendo ejemplos más raros y anómalos a medida que se analizan más estrellas y se consideran modelos matemáticos.

• Casagrande, L.; Portinari, L.; Flynn, C. (noviembre de 2006). "Parámetros fundamentales precisos para estrellas de la secuencia principal inferior". MNRAS . 373 (1): 13–44. arXiv : astro-ph/0608504 . Bibcode :2006MNRAS.373...13C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10999.x . S2CID  16400466.
• Porter, Roy (2003). Historia de la ciencia en Cambridge . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pág. 518. ISBN 978-0-521-57243-9.
• Sekiguchi, Maki; Fukugita, Masataka (agosto de 2000). "Un estudio de la relación color-temperatura de BV". La Revista Astronómica . 120 (2): 1072–1084. arXiv : astro-ph/9904299 . Código bibliográfico : 2000AJ....120.1072S. doi :10.1086/301490. S2CID  14679334 . Consultado el 14 de septiembre de 2008 .
• Smith, Robert (1995). Astrofísica observacional . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pág. 236. ISBN. 978-0-521-27834-8.

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• Animación Omega Cen HR de un diagrama de Hertzsprung-Russell creado a partir de datos reales del Hubble
• JavaHRD, un diagrama interactivo de Hertzsprung-Russell como un subprograma de Java
• BaSTI, una colección de trazas estelares e isócronas, simulaciones con código FRANEC del Observatorio Astronómico de Teramo
• Leos Ondra: el primer diagrama de Hertzsprung-Russell
• ¿Quién publicó por primera vez un diagrama de Hertzsprung-Russell? ¿Hertzsprung o Russell? Respuesta: ¡ninguno! Archivado el 15 de mayo de 2021 en Wayback Machine.