Diagrama de hertzsprung-russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) es un gráfico de dispersión deestrellas indicando la relación entre las magnitudes absolutas oluminosidades de las estrellas en comparación con susclasificaciones 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.

Muerte de la estrella

DURANTE su vida adulta, las estrellas producen luz y calor mediante procesos de fusión termonuclear que ocurren en su interior. Es tan grande la masa de una estrella y tan eficiente el proceso nuclear, que la producción de energía puede ser mantenida por muchísimo tiempo. En el caso del Sol, nos quedan todavía alrededor de 4 500 millones de años antes de que el marcador llegue a cero. Pero en otras partes del Universo podemos observar estrellas que se formaron antes que el Sol y que se encuentran sufriendo ya las convulsiones de la muerte estelar.

Pero no es el mismo tipo de muerte el que espera a todas las estrellas. Su destino lo determinará que sean ligeras o pesadas. Son ligeras las estrellas cuya masa es menor a seis veces la del Sol; es decir, que nuestro Sol está dentro de la categoría de las estrellas ligeras.

Las estrellas ligeras, después de una larga etapa de madurez en la secuencia principal, aumentan su tamaño hasta alcanzar un diámetro cientos de veces mayor al que tenían durante su vida estable. Cuando una estrella está en esta etapa se le llama, apropiadamente, una gigante roja. Los astrónomos han catalogado y estudiado a un gran número de estas estrellas (véase la Fig. 10). Cuando el Sol crezca hasta convertirse en una gigante roja, englobará a la Tierra, quemando y destruyendo a la vida que entonces pueda haber. Después de este periodo como gigante roja, comenzará el Sol a sufrir una etapa de encogimiento volviendo a pasar por el diámetro que ahora tiene y seguirá reduciéndose hasta alcanzar un diámetro similar al de la Tierra. A las estrellas en esta etapa terminal se les conoce como enanas blancas y, de nuevo, son muchísimas las que se conocen y estudian con gran detalle. Agotado su combustible nuclear, la estrella comienza un lento pero inexorable proceso de enfriamiento. Igualmente, su luz se va extinguiendo poco a poco. Así, a la Tierra le espera primero la calcinación y luego el congelamiento.

Figura 10. Betelgeuse, la más brillante de las estrellas de la constelación de Orión, es una supergigante roja que se acerca al final de su vida.

A las estrellas con masa mayor a seis veces la del Sol, que hemos llamado pesadas, les espera un destino aún más espectacular y cataclísmico. Una vez agotado el combustible nuclear, la estrella se encuentra repentinamente sin presión interna que detenga a la atracción gravitacional. La estrella se colapsa rápida y violentamente. Esto crea en su interior presiones elevadísimas, fusionando a los protones y electrones para crear neutrones y liberando energía en gran cantidad. Las capas exteriores de la estrella absorben esta energía y salen disparadas hacia afuera, mientras el núcleo continúa su colapso (véase la Fig. 11). Las capas exteriores se expanden a grandes velocidades formando bellas nebulosidades que son testigos mudos de la violenta explosión (véase la Fig. 12), fenómeno que se conoce como supernova.

Figura 11. Las estrellas masivas acaban su vida en una explosión cataclísmica llamada supernova. Mientras el núcleo de la estrella se comprime a densidades enormes, las capas exteriores son expulsadas violentamente.

Figura12. La nebulosa del Cangrejo. Esta nube de gas, aún en rápida expansión, era la parte exterior de una estrella que explotó como supernova en 1054.

Durante los primeros meses que siguen a la explosión, la supernova alcanza el brillo de mil millones de soles. En la Fig. 12 se muestra la nube de gas en expansión que queda como evidencia de la estrella que explotó en 1054 d.c., en la constelación del Toro. Esta explosión fue observada y registrada por los astrónomos chinos. En el centro de la nube se halla un pulsar que ha sido estudiado detalladamente. El pulsar es una estrella de neutrones que emite pulsos de radio. La del Cangrejo da treinta revoluciones por segundo. A la nube de gas se le llama la nebulosa del Cangrejo porque los filamentos que tiene recuerdan las patas de un cangrejo.

Si la estrella tenía una masa entre seis y treinta veces la masa del Sol, el núcleo en colapso logra estabilizarse. Éste está formado exclusivamente de neutrones, y de ahí su nombre, estrella de neutrones. ¿Se observan en el cielo este tipo de estrellas? Con un telescopio que capte luz visible no se les puede detectar porque son pequeñísimas, como de unos 10 kilómetros de radio, y emiten muy poca luz visible. Sin embargo, poseen en su superficie regiones que emiten intensas ondas de radio que sí pueden ser estudiadas. Como las estrellas de neutrones rotan velozmente, actúan como un faro cósmico. Cada vez que dan una vuelta, la región que emite ondas de radio apunta hacia la Tierra (véase la Fig. 13).

Figura 13. Las estrellas de neutrones rotan velozmente y tienen en su superficie regiones que emiten copiosas ondas de radio. Cada vez que la región emisora pasa enfrente, se detecta un pulso, como si se tratara de un faro.

Este tipo de emisión de radio en pulsos fue detectado por vez primera en 1967 por los radioastrónomos británicos Jocelyn Beil y Antony Hewish. O sea que las estrellas de neutrones y los pulsares son el mismo objeto. En la actualidad se conocen varios cientos de pulsares (estrellas de neutrones).

Aun cuando las enanas blancas y las estrellas de neutrones son objetos fantásticos, no cabe la menor duda de su existencia. Sus características son casi increíbles. Las estrellas de neutrones son densísimas; el contenido de una cuchara de la materia que forma una estrella de neutrones pesa más que cien millones de elefantes; sin embargo cientos de ellas son estudiadas a diario por los astrónomos.

El tercer posible estado terminal de una estrella presenta características aún más desconcertantes. Si la estrella tenía originalmente más de treinta veces la masa del Sol, su núcleo continúa colapsándose más allá de la etapa de estrella de neutrones hasta formar un hoyo negro (véase la Fig. 14).

Las tres muertes posibles para una estrella.

Figura 14. De acuerdo con su masa original, las estrellas acaban su vida de manera distinta. Las etapas terminales de enana blanca y estrella de neutrones han sido corroboradas mediante la observación. Sin embargo, la existencia de los hoyos negros es aún discutida.

A diferencia de las enanas blancas y las estrellas de neutrones, que son observadas y estudiadas rutinariamente, no existe aún prueba definitiva de que los hoyos negros existen. ¿Por qué? El hoyo negro que la teoría predice que se debe formar a consecuencia del colapso de una estrella, tendría un radio de sólo unos kilómetros. La fuerza de gravedad en un hoyo negro es tan grande que ni la luz alcanza a salir de él, ya no digamos un cuerpo material. Como el astrónomo estudia a los objetos cósmicos de acuerdo con la radiación que emiten, parecería que un hoyo negro estaría condenado a permanecer por siempre indetectado. Sin embargo, existen procedimientos para descubrir de manera indirecta a un hoyo negro.

A diferencia del Sol, que es una estrella solitaria, muchas estrellas coexisten en pareja. Supongamos que una de las estrellas de la pareja evoluciona hasta convertirse en un hoyo negro. Si bien un hoyo negro no emite luz de ningún tipo, sí continúa ejerciendo atracción gravitacional sobre sus contornos. Como antes de que una de ellas se convirtiera en hoyo negro, las dos estrellas continuarán orbitando una alrededor de la otra como dos danzantes que valsean. Pero ahora es sólo una estrella la que valsea con una pareja invisible, el hoyo negro. Se ha observado ya varias estrellas que giran alrededor de un compañero invisible. El prototipo es la estrella HDE 226868, asociada a una fuente de rayos X llamada Cisne X. Si la estrella está cercana al hoyo negro, éste le arrebatará gas de sus capas exteriores, y la atraerá hacia sí, tragándola hacia su interior. En el paso de la estrella al hoyo negro, el gas es calentado a grandes temperaturas, emitiendo intensamente rayos X. Esto es precisamente lo que se observa en Cisne X.

Para detectar los rayos X, que no penetran la atmósfera terrestre, fue necesario colocar satélites astronómicos en órbita por arriba del manto protector de nuestra atmósfera que no permite que los destructores rayos X alcancen la superficie terrestre. Sin embargo, aún no se acepta que Cisne X es un hoyo negro, porque también la presencia de una estrella de neutrones "obesa" podría explicar las observaciones hechas. La masa del compañero de Cisne X es de más de ocho veces la masa del Sol, mientras que se supone que las estrellas de neutrones no pueden exceder de cuatro masas solares. Esta situación favorece la teoría de que Cisne X sea un hoyo negro, pero los astrónomos son personas muy escépticas y quieren pruebas contundentes y muy claras. Recientemente, se ha sugerido que en el núcleo de algunas galaxias, entre ellas la nuestra, mora un hoyo negro con masa formidable, millones de masas solares y aún más. Estos hoyos negros supermasivos pudieron haberse formado junto con el resto de la galaxia hace alrededor de diez mil millones de años. Quizás el estudio de este tipo de objetos en el núcleo de las galaxias dé la evidencia sólida e indiscutible que los astrónomos más incrédulos reclaman.

LA SECUENCIA PRINCIPAL DE UNA ESTRELLA

La luminosidad (magnitud absoluta) el color y la duración de una estrella  dependen de su masa, la cantidad de gas que incorporó y de su edad. La estrella después de su nacimiento vivirá en un continuo equilibrio entre  la fuerza de gravedad, que esta tratando de comprimir la estrella, y la  presión de radiación, que esta tratando de hacer que la estrella se expanda. Las estrellas como nuestro sol llevarán una larga vida, en cambio las  estrellas de gran masa viven menos tiempo. Esto se debe a que cuanto más masiva es la estrella, más caliente tiene que  estar para contrarrestar la atracción gravitatoria y, cuanto más caliente  esta, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro sol tiene  probablemente suficiente combustible para otros 5.000 millones de años  aproximadamente, pero estrellas más masivas pueden gastar todo su  combustible en tan solo 100 millones de años. Cuando una estrella se queda  sin combustible, se enfría y cambia de color: desde el azul al blanco; luego  al amarillo; al naranja; y al rojo final de su vida. Esta es la llamada  secuencia principal de las estrellas, que para la mayoría dura unos 10.000  millones de años.

Tipos de estrellas

Protoestrella

POR NASAJPL/FLICKR

Tal como su nombre lo indica, se trata de una estrella en estado de evolución. Es un cúmulo de gas que ha colapsado desde una nube molecular gigantesca. La fase deprotoestrella dura un largo tiempo, aproximadamente unos 100.000 años, durante este tiempo es que la gravedad y la presión se van incrementando, lo que produce un colapso en la protoestrella.

Estrella T Tauri

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Las T Tauri son aquellas estrellas en estado de evolución, siendo este el estado previo a la conversión en una estrella de secuencia principal. La fase T Tauri ocurre al final de la fase protoestrella, cuando la presión gravitacional que contiene a la estrella es la fuente de su energía. Este tipo de estrellas no tienen la presión ni la temperatura suficiente en sus núcleos como para generar una fusión nuclear. La similitud que tienen éstas con las estrellas de secuencia principal es su temperatura.

Estrella de secuencia principal

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Este tipo de estrellas compone la gran mayoría de las estrellas, tanto de nuestra galaxia como del resto del universo en general y un claro ejemplo de esta clase de estrellas es nuestro mismísimo Sol. Una estrella en esta fase se encuentra en estado de equilibrio hidrostático, la masa de estas estrellas varían enormemente pero lo mínimo es alrededor de 0.08 veces la masa total del sol y como máximo, en teoría, pueden crecer hasta 100 veces la masa del Sol, ¿imaginas? Pues sigue leyendo...

Gigante roja

POR NASA'S MARSHALL SPACE FLIGHT CENTER/FLICKR

Las fase de gigante roja se da cuando una estrella ha consumido todo el hidrógeno de su núcleo, lo que provoca que la fusión se vea interrumpida y la estrella ya no pueda generar presión. Una capa de hidrógeno alrededor del núcleo se enciende permitiendo la continuidad de la vida de la estrella, pero este proceso causa que la misma se vea reducida en tamaño. Las gigantes rojas llegan a tener un tamaño de hasta 100 veces mayor que en su fase de secuencia principal.

Enana blanca

NASA'S MARSHALL SPACE FLIGHT CENTER/FLICKR

Cuando las estrellas ya no tienen más hidrógeno en su núcleo, es cuando se convierten en una enana blanca. Se dan varios procesos entonces, los cuales finalizan cuando la estrella finalmente colapsa dentro de su propia gravedad. Una enana blanca brilla porque alguna vez fue una estrella radiante, sin embargo, ya no hay ningún tipo de reacción sucediendo en ellas.

Enana roja

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Las enanas rojas son las estrellas más comunes del universo. Son un tipo diferente de estrellas de secuencia principal, la diferencia es que tienen poca masa y son mucho más frías que, por ejemplo, el Sol.

Estrella supergigante

POR NASA'S MARSHALL SPACE FLIGHT CENTER/FLICKR

Las estrellas más grandes del universo son las supergigantes. Estas llegan a tener entre 10 y 50 veces la masa del Sol. Al ser tan enormes, consumen el hidrógeno en su núcleo a un ritmo muy rápido, razón por la cual mueren jóvenes y cuando lo hacen detonan, causando una supernova, proceso por el cual se desintegran completamente.

Composición de las estrellas

Cómo podemos saber de qué están hechas las estrellas si no podemos viajar hacia ellas? Pues bien, el universo nos provee de interesantes y fascinantes formas para poder descubrirlo, y conocer entre otras cosas, la composición química de las estrellas.

Como ya debes saber, la astronomía es una ciencia de observación, todo lo que hace un astrónomo es mirar el universo utilizando instrumentos y lo que se observa es luz, pues bien, esa luz que después de viajar cientos o miles de años luz llega hasta nosotros, contiene toda la información que necesitamos para conocer la composición química de una estrella. Por lo tanto comenzaremos este artículo hablando un poco sobre la luz y su espectro.