Los Diagramas H-R

La medición de las distancias es una de las partes mas importantes de la astronomía moderna. Cada objeto astronómico tiene su propia técnica de medición, y a veces tienen varias. Para las estrellas, los mas importantes son la paralaje y la otra con el uso de los diagramas H-R.

Como es un poco complicado vamos a ir por partes, ya que antes de llegar a la técnica propiamente dicha primero debemos aclarar algunos puntos

Los Diagramas H-R

Los diagramas H-R fueron concebidos a principios de 1900 por los astrónomos Ejnar Hertzprung y Henry Norris Russell, buscando correlaciones simples entre las variables conocidas de las estrellas. A pesar del tiempo transcurrido, es una de las herramientas más importantes de la astronomía moderna.

¿Qué es una correlación?

Cuando uno quiere saber si dos variables estar relacionadas, un gráfico suele ser una excelente guía. Si las variables estudiadas no están relacionadas, el gráfico es disperso (las posiciones de los puntos representados están al azar).

Cuando los puntos adquieren posiciones discretas (no al azar) estas variables están correlacionadas de alguna manera.

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Un ejemplo típico puede ser tratar de graficar en el primer caso, la temperatura ambiente versus la inflación mundial. Evidentemente no estarán correlacionadas. En cambio la temperatura y el tiempo SI lo están.

Hertzprung y Russell colocaron como variables la Magnitud Absoluta y el espectro -o color- de las estrellas, encontrando su famosa relación: Los diagramas H-R.

Diagrama original, trazado por H. N. Russell

Cómo hicieron Hertzprung (H) y Russell (R) para trazar el primer diagrama? 

Obviamente necesitaban saber la magnitud absoluta y la temperatura de las estrellas.

H y R (los nombres son dificiles!), necesitaban saber: el brillo real de las estrellas (su M) y su temperatura.

Existe una formula para la Magnitud Absoluta, pero requiere saber el brillo de las estrellas en el cielo, medible con un fotómetro (o en esa época a ojo....), junto con la distancia, medida por paralaje, Con estos datos, que se conocían en esa época, calcularon la M de las estrellas mas cercanas.

Para medir la temperatura o color, se utilizaron los espectros de las estrellas.

Ahora si, con toda esta informacion (la M derivada de las paralajes y la temperatura por los espectros) Hertzprung y Russell crearon el primer diagrama HR.

Las estrellas se acomodaron en determinados lugares, no dispersándose por todo el gráfico. Esto significaba que había una correlación entre las variables M y temperatura.

Diagrama HR moderno esquemático, donde se ven las zonas donde están divididas las estrellas y algunas estrellas de referencia.

La gran mayoría de las estrellas se acomodaban en una franja que recorría el gráfico de arriba a la izquierda hasta abajo a la derecha, denominada Secuencia Principal.

Diagrama HR real, trazado con datos del catalogo Tycho.

Como se sabe que hay estrellas gigantes o enanas?

Ahora es fácil entender la distribución de la Secuencia Principal, ya que es muy razonable pensar que las estrellas más brillantes serán mas calientes y viceversa.

La distribución de estrellas por debajo y por arriba de la secuencia es un poco más difícil de entender.

Si se traza una línea vertical en el gráfico anterior a la altura del eje x (horizontal) en (V-I) 1,0, hay muchos lugares donde cruza estrellas. Primero en M entre 6 y 7 (la Secuencia Principal), luego mas arriba, hay estrellas hasta M = 0 y aun más brillantes. ¿Cómo se explican estos astros?.

Todas estas estrellas en la linea vertical tienen la misma temperatura y por lo tanto, tienen la misma cantidad de energía emitida al espacio por unidad de superficie.

Como puede verse en el gráfico arriba hay tres estrellas. Los cuadrados dibujados son del mismo tamaño. Si solo lográramos ver ese cuadrado de cada estrella, sería imposible poder distinguirlas, ya que emiten la misma energía por superficie (recuerden que tienen las tres la misma temperatura) la única forma de que haya algunas más brillantes que otras es que sean más grandes. Por ello la estrella A sería de la Secuencia Principal, la B estaría mas arriba (una gigante) y la C, más brillante aún, seria una supergigante. Por el otro lado, las que están debajo de la Secuencia Principal, son enanas, y si son calientes son Enanas Blancas.

Como se supone que las estrellas son iguales en toda la Galaxia, puedo analizar una estrella desconocida, sacarle el espectro, saber con el Diagrama H-R su M, medir su m en el cielo, y deducir su distancia, no importa cual sea esta. Así la limitacion del  método de la paralaje queda evitada, al precio de tener menor precisión en la determinación.

Es posible también sacar sus tamaños, caminos evolutivos, etc. Son herramientas fundamentales de la astrofísica moderna.