Diagrama de Hertzsprung-Russell

Un 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 o luminosidades absolutas de las estrellas y sus clasificaciones estelares o temperaturas efectivas . También se le conoce a veces como diagrama de color-magnitud . El diagrama fue creado independientemente en 1911 por Ejnar Hertzsprung y por Henry Norris Russell en 1913, y representó un paso importante hacia la comprensión de la evolución estelar .

En el siglo XIX se realizaron estudios espectroscópicos fotográficos a gran escala de estrellas en el Observatorio del Harvard College , que produjeron clasificaciones espectrales para decenas de miles de estrellas, culminando finalmente en el Catálogo Henry Draper . En una parte de este trabajo, Antonia Maury incluyó divisiones de las estrellas según el ancho de sus líneas espectrales . ^{[ 1 ]} Hertzsprung observó que las estrellas descritas con líneas estrechas tendían a tener movimientos propios menores que las demás de la misma clasificación espectral. Interpretó esto como un indicio de mayor luminosidad para las estrellas de líneas estrechas 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 del cúmulo de las Pléyades en función de la intensidad de la línea K del calcio y dos líneas de Balmer del hidrógeno . ^{[ 3 ]} Estas líneas espectrales sirven como 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 inicial era, en efecto, una representación gráfica de la luminosidad en función de la temperatura. Este mismo tipo de diagrama se sigue utilizando hoy en día para mostrar las estrellas de los cúmulos sin necesidad de conocer inicialmente su distancia y luminosidad. ^{[ 4 ]} Hertzsprung ya había trabajado con este tipo de diagrama, pero sus primeras publicaciones que lo mostraban no aparecieron hasta 1911. Esta era también la forma del diagrama que utilizaba las magnitudes aparentes de un cúmulo de estrellas situadas a la misma distancia. ^{[ 5 ]}

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

Existen varias versiones del diagrama de Hertzsprung-Russell, y la nomenclatura no está del todo definida. Todas comparten la misma disposición general: las estrellas de mayor luminosidad se sitúan en la parte superior del diagrama, y ​​las estrellas con mayor temperatura superficial se ubican en el lado izquierdo.

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 superficial estelar. Las versiones observacionales modernas del gráfico reemplazan el tipo espectral por un índice de color (en los diagramas realizados a mediados del siglo XX, con mayor frecuencia el color BV ) de las estrellas. Este tipo de diagrama es lo que a menudo se denomina diagrama de Hertzsprung-Russell observacional, o específicamente diagrama color-magnitud (CMD), y es utilizado frecuentemente por los observadores. ^{[ 7 ]} En los casos en que se sabe que las estrellas están a distancias idénticas, como dentro de un cúmulo estelar, a menudo se utiliza un diagrama color-magnitud para describir las estrellas del cúmulo con una gráfica en la que el eje vertical es la magnitud aparente de las estrellas. Para los miembros del cúmulo, por suposición, existe una única diferencia constante aditiva entre sus magnitudes aparentes y absolutas, llamada módulo de distancia , para todas las estrellas de ese cúmulo. Los primeros estudios de cúmulos abiertos cercanos (como las Híades y las Pléyades ) realizados por Hertzsprung y Rosenberg produjeron los primeros diagramas color-magnitud, unos años antes de la influyente síntesis del diagrama realizada por Russell, que recopiló 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 su luminosidad en el otro, casi siempre en una gráfica logarítmica doble . Los cálculos teóricos de la estructura estelar y la evolución de las estrellas producen gráficas que coinciden con las obtenidas mediante observaciones. Este tipo de diagrama podría denominarse diagrama de temperatura-luminosidad , pero este término rara vez se utiliza; cuando se hace la distinción, se le llama diagrama teórico de Hertzsprung-Russell . Una característica peculiar de esta forma del diagrama H-R es que las temperaturas se representan de mayor a menor, lo que facilita la comparación con la forma observacional.

Aunque los dos tipos de diagramas son similares, los astrónomos hacen una clara distinción entre ellos. 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 su construcción 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 a magnitud aparente o visual 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 ocultación interestelar , tanto en el color (enrojecimiento) como en la magnitud aparente (donde el efecto se denomina "extinción"). La distorsión del color (incluido el enrojecimiento) y la extinción (oscurecimiento) también son evidentes en estrellas con una cantidad significativa de polvo circunestelar . El ideal de comparar directamente las predicciones teóricas de la evolución estelar con las observaciones conlleva incertidumbres adicionales derivadas de las conversiones entre cantidades teóricas y observaciones.

Desde la década de 1970, existe una tercera versión del diagrama de Hertzsprung-Russell, conocida como diagrama HR espectroscópico o diagrama de Kiel. Este diagrama presenta el logaritmo de la gravedad superficial (log g) en el eje y y la temperatura superficial efectiva (Teff) en el eje x. En el diagrama HR espectroscópico, ambos ejes están invertidos, de modo que tanto la gravedad superficial como la temperatura superficial efectiva se presentan en orden descendente en lugar de ascendente. La gravedad superficial y la temperatura superficial efectiva se obtienen a menudo mediante métodos espectroscópicos, es decir, midiendo y analizando espectros estelares. Los datos del diagrama HR espectroscópico no siempre tienen la misma forma que se observa en el diagrama CMD o en el diagrama HR teórico, pero muestran características y formas similares. ^{[ 8 ]} La medición de espectros con buena resolución requiere más recursos que las mediciones fotométricas, lo que significa que este tipo de diagrama no se puede crear para todas las estrellas si no se dispone de espectros medidos de buena calidad.

La mayoría de las estrellas ocupan la región del diagrama a lo largo de la línea llamada secuencia principal , con estrellas de baja masa en el extremo más frío y menos luminoso de la secuencia, y estrellas más masivas hacia el extremo más caliente y luminoso. Durante la etapa de sus vidas en la que las estrellas se encuentran en la línea de la secuencia principal, están fusionando hidrógeno en sus núcleos. Un grupo prominente de estrellas frías se encuentra con luminosidades más altas y tamaños mayores que las estrellas de la secuencia principal. Estas se conocen como gigantes rojas e incluyen: estrellas que fusionan hidrógeno alrededor de un núcleo de helio inerte, la rama de las gigantes rojas; estrellas que fusionan helio en sus núcleos, la rama horizontal ; y estrellas que fusionan helio e hidrógeno en capas alrededor de un núcleo mayormente inerte, la rama de las gigantes asintóticas . Las gigantes rojas están separadas de la secuencia principal por la brecha de Hertzsprung , poblada por subgigantes y ubicada en la región entre los tipos espectrales A5 y G0 y entre las magnitudes absolutas +1 y −3.

Otros grupos de estrellas que se distinguen en el diagrama HR son: supergigantes , estrellas masivas evolucionadas poco comunes que destacan por su alta luminosidad; enanas blancas , muy comunes pero con luminosidades muy bajas; y enanas marrones , muy frías y con luminosidades muy bajas. Las estrellas variables RR Lyrae son estrellas de la rama horizontal en una sección del diagrama llamada banda de inestabilidad . Las variables cefeidas también se encuentran en la banda de inestabilidad, con luminosidades más altas.

El diagrama HR permite a los científicos medir aproximadamente la distancia de un cúmulo estelar o galaxia a la Tierra. Esto se logra comparando las magnitudes aparentes de las estrellas del cúmulo con las magnitudes absolutas de estrellas con distancias conocidas (o de estrellas modelo). El grupo observado se desplaza verticalmente hasta que las dos secuencias principales se superponen. La diferencia de magnitud resultante de esta superposición se denomina módulo de distancia y es una medida directa de la distancia (sin considerar 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 de la secuencia principal, sino también la punta de la rama de las gigantes rojas. ^{[ 9 ] [ 10 ]}

El diagrama visto por la misión Gaia de la ESA

Diagrama de Hertzsprung-Russell que muestra solo enanas blancas con datos de la misión Gaia de la ESA.

Part of the diagram from ESA's Gaia. The dark line likely represents the transition from partly convective to fully convective red dwarfs

ESA's Gaia mission showed several features in the diagram that were either not known or that were suspected to exist. It found a gap in the main sequence that appears for M-dwarfs and that is explained with the transition from a partly convective core to a fully convective core.^[11][12] For white dwarfs the diagram shows several features. Two main concentrations appear in this diagram following the cooling sequence of white dwarfs that are explained with the atmospheric composition of white dwarfs, especially hydrogen versus helium dominated atmospheres of white dwarfs.^[13] A third concentration is explained with core crystallization of the white dwarfs interior. This releases energy and delays the cooling of white dwarfs.^[14][15]

Contemplation of the diagram led astronomers to speculate that it might demonstrate stellar evolution, the main suggestion being that stars collapsed from red giants to dwarf stars, then moving down along the line of the main sequence in the course of their lifetimes. Stars were thought therefore to radiate energy by converting gravitational energy into radiation through the Kelvin–Helmholtz mechanism. This mechanism resulted in an age for the Sun of only tens of millions of years, creating a conflict over the age of the Solar System between astronomers, and biologists and geologists who had evidence that the Earth was far older than that. This conflict was only resolved in the 1930s when nuclear fusion was identified as the source of stellar energy.

Tras la presentación del diagrama por Russell en una reunión de la Real Sociedad Astronómica en 1912, Arthur Eddington se inspiró para usarlo como base para desarrollar ideas sobre física estelar . En 1926, en su libro La constitución interna de las estrellas, explicó la física de cómo las estrellas encajan en el diagrama. ^{[ 16 ]} El artículo anticipó el posterior descubrimiento de la fusión nuclear y propuso correctamente que la fuente de energía de la estrella era la combinación de hidrógeno en helio, liberando una energía enorme. Este fue un salto intuitivo particularmente notable, ya que en ese momento la fuente de energía de una estrella aún era desconocida, no se había demostrado la existencia de la energía termonuclear , e incluso que las estrellas están compuestas en gran parte de hidrógeno (véase metalicidad ) aún no se había descubierto. Eddington logró sortear este problema concentrándose en la termodinámica del transporte radiativo de energía en los interiores estelares. ^{[ 17 ]} Eddington predijo que las estrellas enanas permanecen en una posición esencialmente estática en la secuencia principal durante la mayor parte de sus vidas. En las décadas de 1930 y 1940, con la comprensión de la fusión del hidrógeno, surgió una teoría respaldada por evidencia sobre la evolución hacia las gigantes rojas, tras la cual se especularon casos de explosión e implosión de los remanentes hacia las 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. ^{[ 18 ]} Los modelos de mecánica cuántica matemática pura y mecánica clásica de los procesos estelares permiten anotar el diagrama de Hertzsprung-Russell 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.

• 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, un conjunto de trayectorias estelares e isócronas, simulaciones con el 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.