Diagrama de Hertzsprung-Russell

A finales del siglo XIX, se llevó a cabo el estudio espectroscópico y fotográfico a gran escala de las estrellas 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.

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 XX 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.

Diagrama HR con la franja de inestabilidad y sus componentes resaltados.

La mayoría de las estrellas ocupan la región del diagrama a lo largo de la línea llamada secuencia principal. Durante la etapa de su vida en la que las estrellas se encuentran en la línea de la secuencia principal, están fusionando hidrógeno en sus núcleos. La siguiente concentración de estrellas se encuentra en la rama horizontal (fusión de helio en el núcleo y combustión de hidrógeno en una envoltura que rodea al núcleo). Otra característica destacada es la brecha de Hertzsprung situada en la región entre el tipo espectral A5 y G0 y entre +1 y -3 magnitudes absolutas (es decir, entre la parte superior de la secuencia principal y las gigantes de la rama horizontal). Las estrellas variables RR Lyrae se encuentran a la izquierda de este hueco, en una sección del diagrama denominada franja de inestabilidad. Las variables cefeidas también se encuentran en la franja de inestabilidad, a mayor luminosidad.

Los científicos pueden utilizar el diagrama H-R para medir aproximadamente la distancia a la que se encuentra un cúmulo estelar o una galaxia de la Tierra. Para ello, se comparan 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 entonces en dirección vertical, hasta que las dos secuencias principales se solapan. La diferencia de magnitud que se ha salvado 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 sólo se puede utilizar el apagado de la secuencia principal, sino también la punta de las estrellas de la rama gigante roja.[1][2]

• Clasificación estelar
• Secuencia principal

• Diagramas H-R en el Sloan Digital Survey (Enlace educacional) (en inglés)