Diagrama de Hertzsprung Russell, también diagrama HR o nombrado diagrama de las estrellas, cuando se trazan de acuerdo con sus características físicas, se dividen en distintos grupos correspondientes a las diferentes etapas de su evolución.
Las estrellas son de muchos tipos y existen estrellas 30 veces del diámetro del Sol así como hay estrellas del tamaño de una gran ciudad. Existen algunas tan calientes que el color principal en el espectro de su radiación es el violeta. Hay estrellas tan «frías» que incluso la luz roja oscura en su espectro es extremadamente tenue. En el siglo XIX, se produjo un punto de inflexión en la astronomía; los científicos comenzaron a abandonar el camino trillado de la astronomía clásica ¿Dónde está , y cómo y hacia dónde se mueve? para cambiar a los rieles de la astrofísica ¿Qué es esto, y cómo funciona? Una de las tareas prioritarias en este camino fue la tarea de ordenar al menos externamente la clasificación de las estrellas observadas en el Universo.
Esto llevó a la creación independiente de un diagrama por parte de dos astrofísicos; que hoy en día se suele llamar en su honor diagrama de Hertzsprung-Russell o, en forma abreviada diagramas HR. El diagrama HR, como suele ser el caso en la ciencia; fue desarrollado casi simultáneamente por dos científicos que trabajaron de manera completamente independiente en dos continentes diferentes.
Henry Norris Russell, uno de los astrónomos estadounidenses más grandes de principios del siglo XX, estuvo interesado en el problema de describir el ciclo de vida de las estrellas durante muchos años y; aparentemente, llegó a la idea principal del diagrama en 1909, pero la obra con su representación no se publicó hasta 1913. El danés Ejnar Hertzsprung llegó a las mismas conclusiones que Russell, varios años antes que su homólogo estadounidense; pero fueron publicadas en 1905 y 1907 en la revista altamente especializada Journal of Scientific Photography, pero esta publicación al principio simplemente pasó desapercibida para los astrónomos.
A mediados de la década de 1930, este diagrama solía llamarse simplemente «diagrama de Russell» hasta que se descubrió el incidente; después de lo cual se rindió homenaje al danés, y ahora el diagrama lleva los nombres de ambos científicos. El diagrama HERTZSPRUNG-RUSSELL (HR) es un gráfico en el que se mide la luminosidad o intensidad de la luz de las estrellas a lo largo del eje vertical; y la temperatura observada de sus superficies se mide a lo largo del eje horizontal. Ambos indicadores cuantitativos son susceptibles de medición experimental, siempre que se conozca la distancia desde la Tierra a la estrella correspondiente. Históricamente, sucedió que a lo largo del eje x horizontal la temperatura de la superficie de las estrellas se traza en orden inverso; es decir, cuanto más caliente está la estrella, más a la izquierda está.
Secuencias en el diagrama HERTZSPRUNG-RUSSELL (HR)
El significado de todo el diagrama HR es trazar en él tantas estrellas observadas experimentalmente cada una de las cuales está representada por un punto correspondiente y; por su ubicación, determinar ciertos patrones de su distribución en términos de espectro y proporción de luminosidad. Resulta que esta distribución no es de ninguna manera aleatoria: según la relación entre el espectro y la luminosidad; las estrellas se dividen en tres categorías bastante estrictas o, como se les llama comúnmente en astrofísica, secuencias. La llamada secuencia principal se extiende desde la esquina superior izquierda hasta la esquina inferior derecha. Nuestro Sol, en particular está en ese grupo.
Las estrellas más brillantes y calientes se encuentran en la parte superior de la secuencia principal; y las más tenues y, como resultado, las estrellas más longevas se encuentran en la parte inferior derecha. Por separado, hacia la derecha y arriba, hay un grupo de estrellas con una luminosidad muy alta; no proporcional a su temperatura, que es relativamente baja: estas son las llamadas estrellas gigantes rojas y supergigantes. Estas enormes estrellas, relativamente hablando, brillan, pero no se calientan. Debajo y a la izquierda de la secuencia principal hay enanas, un grupo de estrellas relativamente pequeñas y frías. Una vez más, notamos que la inmensa mayoría de las estrellas pertenecen a la secuencia principal; y la energía en ellas está formada por la fusión termonuclear de helio a partir de hidrógeno.
Ciclo de Vida de las Estrellas
De hecho, estas 3 secuencias en el diagrama HR corresponden estrictamente a las tres etapas del ciclo de vida de las estrellas. Las gigantes rojas y supergigantes en la esquina superior derecha son estrellas supervivientes con una capa exterior inflada en 6.500 millones de años, este será el destino de nuestro Sol; su capa exterior irá más allá de la órbita de Venus. Irradian al espacio aproximadamente la misma cantidad de energía que las estrellas de la serie principal, pero dado que el área de superficie a través de la cual se irradia esta energía excede el área de superficie de una estrella joven en varios órdenes de magnitud, la superficie del gigante en sí mismo permanece relativamente frío.
Finalmente, pasemos a la esquina inferior izquierda del diagrama HR: aquí vemos las llamadas enanas blancas . Estas son estrellas muy calientes, pero muy pequeñas, por lo general no más grandes que el tamaño de nuestra Tierra. Por lo tanto, emitiendo relativamente poca energía al espacio, debido al área muy insignificante (en el contexto de otras estrellas) de su envoltura superficial, brillan en un espectro suficientemente brillante, ya que resulta ser de temperatura bastante alta. En general, el diagrama de Hertzsprung-Russell se puede utilizar para trazar la trayectoria vital completa de una estrella.
Primero, una estrella de secuencia principal similar al Sol se condensa a partir de una nube de gas y polvo y se condensa hasta la creación de las presiones y temperaturas necesarias para encender la reacción primaria de fusión termonuclear y, en consecuencia, aparece en algún lugar de la secuencia principal del diagrama HR. Mientras la estrella arde, las reservas de hidrógeno no se agotan, permanece como el Sol ahora en su lugar en la secuencia principal, prácticamente sin moverse. Después de que se agotan las reservas de hidrógeno, la estrella primero se sobrecalienta y se hincha al tamaño de una gigante roja o supergigante, yendo a la esquina superior derecha del diagrama, y luego se enfría y se encoge al tamaño de una enana blanca, terminando en la parte inferior izquierda.
