Diagrama de Hertzsprung-Russell - Hertzsprung–Russell diagram
El 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 absolutas o luminosidades de las estrellas frente a sus clasificaciones estelares o temperaturas efectivas . El diagrama fue creado de forma independiente alrededor de 1910 por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell , y representó un gran paso hacia la comprensión de la evolución estelar .
Antecedentes históricos
En el siglo XIX, se realizaron estudios espectroscópicos fotográficos a gran escala de estrellas en el Observatorio de la Universidad de Harvard , produciendo clasificaciones espectrales para decenas de miles de estrellas, que culminaron 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 notó que las estrellas descritas con líneas estrechas tendían a tener movimientos propios más pequeños que las otras de la misma clasificación espectral. Tomó esto como una indicación de mayor luminosidad para las estrellas de línea estrecha y calculó paralaje secular para varios grupos de estas, lo que le permitió estimar su magnitud absoluta.
En 1910 Hans Rosenberg publicó un diagrama que traza la magnitud aparente de las estrellas en el cúmulo de las Pléyades frente a las fuerzas de la línea K del calcio y dos líneas Balmer de hidrógeno . Estas líneas espectrales sirven como proxy 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 efectivamente un gráfico de la luminosidad frente a la temperatura. El mismo tipo de diagrama todavía se usa hoy como un medio para mostrar las estrellas en cúmulos sin tener que conocer inicialmente su distancia y luminosidad. Hertzsprung ya había estado trabajando con este tipo de diagrama, pero sus primeras publicaciones que lo mostraron no fueron hasta 1911. Esta fue también la forma del diagrama que usa magnitudes aparentes de un cúmulo de estrellas a la misma distancia.
Las primeras versiones de Russell (1913) del diagrama incluían las estrellas gigantes de Maury identificadas por Hertzsprung, aquellas estrellas cercanas con paralaje medidos en ese momento, estrellas de las Híades (un cúmulo abierto cercano ) y varios grupos en movimiento , para los cuales el método del cúmulo en movimiento podría ser utilizado para derivar distancias y así obtener magnitudes absolutas para esas estrellas.
Formas de diagrama
Hay varias formas del diagrama de Hertzsprung-Russell y la nomenclatura no está muy bien definida. Todas las formas comparten el mismo diseño general: las estrellas de mayor luminosidad están hacia la parte superior del diagrama y las estrellas con mayor temperatura superficial están hacia el lado izquierdo del diagrama.
El diagrama original mostraba el tipo espectral de estrellas en el eje horizontal y la magnitud visual absoluta en el eje vertical. El tipo espectral no es una cantidad numérica, pero la secuencia de tipos espectrales es una serie monótona que refleja la temperatura de la superficie estelar. Las versiones de observación modernas de la carta reemplazan el tipo espectral por un índice de color (en los diagramas hechos 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 observación de Hertzsprung-Russell, o específicamente diagrama de color-magnitud (CMD), y los observadores lo utilizan a menudo. En los casos en los que se sabe que las estrellas están a distancias idénticas, como dentro de un cúmulo de estrellas, a menudo se usa un diagrama de 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 supuesto, existe una única diferencia constante aditiva entre sus magnitudes aparentes y absolutas, llamado módulo de distancia , para todo ese cúmulo de estrellas. Los primeros estudios de cúmulos abiertos cercanos (como las Híades y las Pléyades ) realizados por Hertzsprung y Rosenberg produjeron los primeros CMD, unos años antes de la influyente síntesis de Russell del diagrama que recopila datos de todas las estrellas para las que se podían determinar magnitudes absolutas.
Otra forma del diagrama traza la temperatura superficial efectiva de la estrella en un eje y la luminosidad de la estrella en el otro, casi invariablemente en un gráfico logarítmico . Los cálculos teóricos de la estructura estelar y la evolución de las estrellas producen gráficos que coinciden con los de las observaciones. Este tipo de diagrama podría denominarse diagrama de temperatura-luminosidad , pero este término casi nunca se utiliza; cuando se hace la distinción, esta forma se denomina diagrama de Hertzsprung-Russell teórico en su lugar. Una característica peculiar de esta forma del diagrama H – R es que las temperaturas se representan de alta a baja temperatura, lo que ayuda a comparar esta forma del diagrama H – R con la forma observacional.
Aunque los dos tipos de diagramas son similares, los astrónomos hacen una clara distinción entre los dos. La razón de esta distinción es que la transformación exacta de uno a otro no es trivial. Ir entre la temperatura efectiva y el color requiere una relación color-temperatura , y construir eso 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 magnitud bolométrica absoluta en magnitud visual aparente o 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 del oscurecimiento interestelar , tanto en el color (enrojecimiento) como en la magnitud aparente (donde el efecto se llama "extinción"). La distorsión del color (incluido el enrojecimiento) y la extinción (oscurecimiento) también son evidentes en las estrellas que tienen polvo circunestelar significativo . El ideal de la comparación directa de las predicciones teóricas de la evolución estelar con las observaciones tiene por tanto incertidumbres adicionales incurridas en las conversiones entre cantidades teóricas y observaciones.
Interpretación
La mayoría de las estrellas ocupan la región del diagrama a lo largo de la línea llamada secuencia principal . Durante la etapa de sus vidas en la que las estrellas se encuentran en la línea de secuencia principal, están fusionando hidrógeno en sus núcleos. La siguiente concentración de estrellas está en la rama horizontal ( fusión de helio en el núcleo e hidrógeno ardiendo en una capa que rodea el núcleo). Otra característica destacada es la brecha de Hertzsprung ubicada en la región entre el tipo espectral A5 y G0 y entre magnitudes absolutas +1 y −3 ( es decir, entre la parte superior de la secuencia principal y los gigantes en la rama horizontal ). Las estrellas variables RR Lyrae se pueden encontrar a la izquierda de este espacio en una sección del diagrama llamada banda de inestabilidad . Las variables cefeidas también caen en la franja de inestabilidad, a mayor luminosidad.
Los científicos pueden utilizar el diagrama HR para medir aproximadamente qué tan lejos está un cúmulo de estrellas o una galaxia de la Tierra. Esto se puede hacer comparando las magnitudes aparentes de las estrellas en el cúmulo con las magnitudes absolutas de estrellas con distancias conocidas (o de estrellas modelo). Luego, el grupo observado se desplaza en dirección vertical, hasta que las dos secuencias principales se superponen. La diferencia de magnitud que se superó 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 secuencia principal y es un tipo de paralaje espectroscópico . No solo se puede usar el desvío en la secuencia principal, sino también la punta de las estrellas ramificadas gigantes rojas.
El diagrama visto por la misión Gaia de la ESA
La misión Gaia de la ESA mostró varias características en el diagrama que no se conocían o que se sospechaba que existían. Encontró una brecha en la secuencia principal que aparece para las enanas M y que se explica con la transición de un núcleo parcialmente convectivo a un núcleo completamente convectivo. Para las enanas blancas, el diagrama muestra varias características. En este diagrama aparecen dos concentraciones principales que siguen la secuencia de enfriamiento de las enanas blancas que se explican con la composición atmosférica de las enanas blancas, especialmente las atmósferas de enanas blancas dominadas por hidrógeno frente a helio . Una tercera concentración se explica con la cristalización del núcleo del interior de las enanas blancas. Esto libera energía y retrasa el enfriamiento de las enanas blancas.
El papel del diagrama en el desarrollo de la física estelar
La contemplación del diagrama llevó a los astrónomos a especular que podría demostrar la evolución estelar , siendo la sugerencia principal que las estrellas colapsaron de gigantes rojas a estrellas enanas, y luego se movieron hacia abajo a lo largo de la línea de la secuencia principal en el transcurso de sus vidas. Por lo tanto, se pensaba que las estrellas irradiaban energía al convertir la energía gravitacional en radiación a través del mecanismo de Kelvin-Helmholtz . Este mecanismo resultó en una edad para el Sol de solo decenas de millones de años, creando un conflicto sobre la edad del Sistema Solar entre astrónomos y biólogos y geólogos que tenían evidencia de que la Tierra era mucho más antigua que eso. Este conflicto solo se resolvió en la década de 1930 cuando se identificó la fusión nuclear como la fuente de energía estelar.
Después de la presentación del diagrama por Russell en una reunión de la Royal Astronomical Society en 1912, Arthur Eddington se inspiró para usarlo como base para desarrollar ideas sobre física estelar . En 1926, en su libro The Internal Constitution of the Stars , explicó la física de cómo encajan las estrellas en el diagrama. El artículo anticipó el descubrimiento posterior de la fusión nuclear y propuso correctamente que la fuente de energía de la estrella era la combinación de hidrógeno en helio, liberando una enorme energía. Este fue un salto intuitivo particularmente notable, ya que en ese momento aún se desconocía la fuente de energía de una estrella, no se había demostrado la existencia de energía termonuclear e incluso que las estrellas están compuestas en gran parte de hidrógeno (ver metalicidad ), aún no se había descubierto . Eddington logró evitar este problema concentrándose en la termodinámica del transporte radiativo de energía en los interiores estelares. 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 de la evolución respaldada por la evidencia de las gigantes rojas, a continuación, se especuló que se produjeron casos de explosión e implosión de los remanentes en 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. La mecánica cuántica matemática pura y los modelos mecánicos clásicos de los procesos estelares permiten el Hertzsprung– El diagrama de Russell se anotará con rutas convencionales conocidas conocidas como secuencias estelares; se siguen agregando ejemplos más raros y anómalos a medida que se analizan más estrellas y se consideran modelos matemáticos.
Ver también
- Rama gigante asintótica : estrellas impulsadas por la fusión de hidrógeno y helio en una capa con un núcleo inactivo de carbono y oxígeno.
- Diagrama de color-magnitud de la galaxia
- Pista de Hayashi
- Pista de Henyey
- Diagrama de Hess
- Red grupo - agrupación de los gigantes rojas en el diagrama de Hertzsprung-Russell en alrededor de 5.000 K y la magnitud absoluta 0,5
- Línea de nacimiento estelar
- Clasificación estelar : clasificación de estrellas según sus características espectrales
- Punta de la rama gigante roja
- Diagrama color-color
Referencias
Bibliografía
- Casagrande, L .; Portinari, L .; Flynn, C. (noviembre de 2006). "Parámetros fundamentales precisos para estrellas inferiores de la secuencia principal". MNRAS . 373 (1): 13–44. arXiv : astro-ph / 0608504 . Código Bibliográfico : 2006MNRAS.373 ... 13C . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10999.x .
- Porter, Roy (2003). La historia de la ciencia de Cambridge . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pag. 518 . ISBN 978-0-521-57243-9.
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- Smith, Robert (1995). Astrofísica observacional . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pag. 236 . ISBN 978-0-521-27834-8.
enlaces externos
- Animación de 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 a Bag of Stellar Tracks and Isochrones, simulaciones con código FRANEC por Teramo Astronomical Observatory
- Leos Ondra: el primer diagrama de Hertzsprung-Russell
- ¿Quién publicó por primera vez un diagrama de Hertzsprung-Russell? ¿Hertzsprung o Russell? Respuesta: ¡ninguno!