23 ene. 2014

El diagrama de Hertzsprung Russell

Cuando los Astrónomos o los Astrofísicos analizan las estrellas, el brillo y la temperatura superficial son los dos parámetros que primero miden dada su relativa facilidad. De esta manera, brillo y temperatura superficial son utilizados para caracterizar los distintos tipos o poblaciones estelares. Una de las maneras más claras para representar estos parámetros podría ser mediante un diagrama donde los valores de la magnitud de la estrella se representen en el eje vertical y los valores del color, en el horizontal. Hay que recordar que la magnitud de una estrella depende del logaritmo de su brillo y el color o tipo espectral depende del logaritmo de su temperatura superficial. De esta manera, las mismas distancias en la representación gráfica se corresponden con razones iguales entre las magnitudes involucradas.
En el gráfico o diagrama que se construye de esta manera, la temperatura superficial crece de derecha a izquierda (al contrario de la práctica científica normal). Este gráfico se denomina Diagrama de Hertzsprung-Russell (en honor a sus creadores, Henry Norris Russell y Ejnar Hertzsprung) y es común que se lo abrevie como Diagrama H-R.

Diagrama de Hertzsprung Russell. Crédito: ESO.
De modo tal que, como el brillo y la temperatura superficial de una estrella están relacionados con su tamaño, el diagrama H-R también refiere a tamaños estelares. Esta relación se puede ver en la imagen superior. Se nota que el tamaño de una estrella aumenta con la distancia al extremo inferior izquierdo del diagrama. Aquí también se puede apreciar otra característica del diagrama, que es la división de las estrellas en distintos tipos según la posición en que se hallen en el diagrama H-R.
Por ejemplo, las estrellas que se encuentran en el extremo superior derecho del diagrama son de gran tamaño pero de temperaturas superficiales bajas. Se las denomina gigantes rojas. Mientras que las estrellas que se hallan cerca del extremo inferior izquierdo serán pequeñas pero muy calientes y se denominan enanas blancas. La gran cantidad de las estrellas que vemos en el universo están en la parte diagonal del diagrama que va del extremo inferior derecho al extremo superior izquierdo. A esta parte del diagrama se la denomina serie o secuencia principal. Nuestro Sol precisamente está en esa posición del diagrama, en la parte central.
El diagrama original posee en sus ejes cantidades que pueden ser observadas o calculadas casi de inmediato al ver la estrella, pero en las simulaciones por ordenador de la evolución estelar (donde se involucran las capas interiores de la estrella, las cuales no pueden ser observadas de manera directa) se utilizan dos parámetros diferentes. Estos son la luminosidad y la temperatura. Este tipo de diagrama en apariencia muy parecido al anterior se denomina Diagrama H-R Teórico. Es similar pero no igual, pues la relación entre ambos dependerá de los detalles suministrados por modelos de atmósferas estelares. Y en ese caso, cuando se calculan ambos diagramas para diferentes tipos de estrellas, las cuales poseen atmósferas muy distintas, ambos pueden llegar a diferir bastante.

Evolución del Sol. Crédito: ESO.
Como la magnitud de una estrella que se mide directamente es la aparente o relativa y el diagrama requiere de la magnitud absoluta, este sería uno de los inconvenientes al confeccionarlo. De manera que se deberán hacer cálculos previos para situar una estrella en el eje vertical del diagrama. Como se vio en el artículo sobre distancias estelares (cómo se determina la distancia y el brillo de las estrellas), habrá que usar uno de los métodos indicados para primero situar la estrella en distancia a la Tierra y de allí obtener su magnitud absoluta.
Para terminar, decir que las estrellas no permanecen toda su vida en la misma posición del diagrama. A medida que evolucionan, van migrando hacia arriba y a la izquierda y finalmente se salen de la secuencia principal para alguna de las posiciones finales, las cuales dependerán de su masa que tuvieron en la secuencia principal, y la masa que tendrán luego de los cambios que ocurren al final de sus vidas. También pueden situarse en el diagrama H-R los cúmulos de estrellas y ver su evolución sobre el diagrama, pero todo esto será motivo de escribir otra entrada.

Redactado por Mariano Miguel

No hay comentarios: