Diagrama de Hertzsprung-Russell

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Diagrama de Hertzsprung-Russell.

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) es un gráfico de dispersión de estrellas indicando la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas en comparación con sus clasificaciones espectrales o las temperaturas efectivas. De forma más sencilla, en el gráfico se traza cada estrella para medir su brillo en comparación con su temperatura (color).

El diagrama fue creado alrededor del año 1910 por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell y representa un paso importante hacia la comprensión de la evolución estelar o "la forma en que las estrellas pasan por secuencias de cambios dinámicos y radicales a través del tiempo".

Fue realizado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

Antecedentes históricos[editar]

Un diagrama HR mostrando una diversidad de estrellas en la galaxia de la Vía Láctea.

A finales del siglo 19 el estudio espectroscópico y fotográfico a gran escala de las estrellas se llevó a cabo por el Observatorio del Harvard College, donde se realizaron clasificaciones espectrales para decenas de miles de estrellas, culminando finalmente en el Catálogo Henry Draper. En un segmento de esta obra, Antonia Maury incluyó divisiones de las estrellas por el ancho de sus líneas espectrales. Hertzsprung señaló que las estrellas descritas con líneas estrechas tendían a tener movimientos propios más pequeños que las otras de la misma clasificación espectral. Entendió esto como una indicación de mayor luminosidad para las estrellas de línea estrecha, calculando así los paralajes seculares para varios grupos de ellas, lo que permitió estimar su magnitud absoluta.

En 1910 Hans Rosenberg publicó un diagrama trazando la magnitud aparente de las estrellas en el cúmulo de Las Pléyades en contra de los puntos fuertes de la línea K de Calcio y las dos líneas de Balmer del hidrógeno. Estas líneas espectrales sirven como un indicador de la temperatura de la estrella, una forma temprana de la clasificación espectral. La magnitud aparente de las estrellas en el mismo cúmulo es equivalente a su magnitud absoluta y por tanto, este diagrama temprano era efectivamente un gráfico de la luminosidad frente a la temperatura. El mismo tipo de diagrama se utiliza hoy en día como un medio para mostrar las estrellas situadas en cúmulos sin tener que conocer su distancia y luminosidad. Hertzsprung ya había estado trabajando con este tipo de diagrama, pero sus primeras publicaciones mostraron que no fue hasta 1911. Esta fue también la forma del diagrama en la que se estaban utilizando magnitudes aparentes de un grupo de estrellas todas ubicadas a la misma distancia.

Las primeras versiones del diagrama de Russell (1913) incluían a las estrellas gigantes de Maury identificadas por Hertzsprung, que eran aquellas estrellas próximas con paralajes medidos en aquel entonces, estrellas procedentes de las Híades (un cúmulo abierto cercano), y varios grupos en movimiento, por el cual el método del cúmulo en movimiento podía ser utilizado para obtener distancias y con ello obtener las magnitudes absolutas de esas estrellas.

Formas del diagrama[editar]

Hay varias formas del diagrama de Hertzsprung-Russell, y la nomenclatura no está muy bien definida. Todas las formas comparten el mismo diseño en general: las estrellas de mayor luminosidad están situadas en la parte superior del diagrama, y las estrellas con una temperatura superficial elevada están en el lado izquierdo.

El diagrama original mostraba el tipo espectral de las estrellas sobre 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 superficial estelar. Versiones observacionales modernas de la tabla de tipos espectrales fueron reemplazadas por un índice de color para las estrellas (los diagramas que se realizaban a mediados del siglo 20 eran a menudo de color B-V). Este tipo de diagrama es lo que se suele denominar como un diagrama Hertzsprung–Russell observacional o un diagrama color-magnitud. En casos en que las estrellas son conocidas por estar a distancias iguales, como dentro de un cúmulo estelar, se utiliza a menudo un diagrama color-magnitud para describir las estrellas del cúmulo con un trazado en donde el eje vertical es la magnitud aparente de las estrellas. Para miembros del cúmulo, hay una sola diferencia constante aditiva entre sus magnitudes aparentes y absolutas, llamada módulo de distancia, para todas aquellas estrellas de los cúmulos. Los primeros estudios de cúmulos cercanos abiertos (como las Híades y Las Pléyades) realizados Hertzsprung y Rosenberg produjeron el primer diagrama color-magnitud, anterior por unos años a la síntesis influyente de Russell del diagrama que recopilaba datos para todas las estrellas cuyas magnitudes absolutas se pudieron determinar.

Otra forma de diagrama traza la temperatura superficial efectiva de la estrella en un eje y la luminosidad en el otro, casi invariablemente en un gráfico de representación logarítmica. Los cálculos teóricos de la superficie estelar y la evolución de las estrellas producen gráficos que concuerdan con los de las observaciones. Este tipo de diagrama podría ser llamado diagrama de temperatura-luminosidad, pero este término casi nunca se utiliza; cuando se hace la distinción, esta forma es llamada en su lugar diagrama teórico Hertzsprung–Russell. Una característica peculiar de esta forma de diagrama HR es que las temperaturas están representadas desde una temperatura elevada a una baja temperatura, que ayuda en la comparación de esta forma de diagrama HR con la forma observacional.

Véase también[editar]

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