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El diagrama de Hertzsprung-Russell

 

El diagrama de Hertzsprung-Russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell

Gracias a las medidas de magnitud absoluta y de temperatura de superficie, los astrónomos tenían una de las llaves de la comprensión de las estrellas. Al principio del siglo, Danois Ejnar Hertzsprung y el estadounidense Henry Russell descubrieron independientemente que existía una correlación muy fuerte entre magnitud absoluta y temperatura de superficie de las estrellas. Utilizaron los datos disponibles en la época y tuvieron la idea de trazar un diagrama que mostraba estas dos propiedades.

Hertzsprung y Russell se dieron entonces cuenta de que la gran mayoría de las estrellas se colocaban sobre una gran diagonal, llamada secuencia principal, que iba de las estrellas frías y poco luminosas a las estrellas calientes y muy luminosas. Además de esta banda, aparecían otras tres reagrupaciones. Dos grupos se encontraban sobre la secuencia principal, en luminosidades más fuertes, el grupo de las gigantes y el de las supergigantes. El tercer grupo estaba situado bajo la secuencia principal, en luminosidades más bajas, el de las enanas blancas. Estos cuatro grupos corresponden a etapas bien definidas de la vida de las estrellas.

 

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El diagrama de Hertzsprung-Russell. Trazando la magnitud absoluta en función de la temperatura de superficie de las estrellas conocidas, aparecen cuatro categorías de estrellas: la secuencia principal (de la que forma parte nuestro Sol), las gigantes, las supergigantes y las enanas blancas. Crédito: ESA

El tamaño de las estrellas

En 1879, el físico austríaco Josef Stefan, que se interesaba por la radiación de los cuerpos calientes, descubrió que la energía total emitida por un objeto era proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta. Eso significaba, por ejemplo, que un cuerpo a 6000 grados emitía 16 veces más energía que a 3000 grados. Stefan, también estableció una ley más general que daba la intensidad emitida por un cuerpo de superficie determinada a una cierta temperatura.

Para los astrónomos, la ley de Stefan proporciona un medio relativamente simple de calcular el tamaño de una estrella, una vez determinadas su temperatura de superficie y su magnitud absoluta. Conociendo la temperatura de superficie de la estrella, se puede utilizar esta ley para calcular la luminosidad total emitida por una porción de superficie determinada. Basta entonces con comparar este resultado en la magnitud absoluta emitida por el cuerpo en su conjunto para obtener la superficie de la estrella, por lo tanto, también su tamaño.

Este método permitió obtener muy buenos resultados. En primer lugar, mostró que las estrellas de la secuencia principal no tienen todas el mismo tamaño, pero presentan, sin embargo, una gama relativamente limitada. Las estrellas calientes tienen así 10 veces el tamaño del Sol, mientras que las estrellas frías sólo alcanzan una décima parte de este valor.

Los otros grupos del diagrama de Hertzsprung-Russell presentan tamaños muy diferentes. Las gigantes tienen entre una decena y un centenar de veces el tamaño del Sol. Las supergigantes pueden, por su parte, ser mil veces más grandes que nuestra estrella. La enorme luminosidad de estas estrellas está, así pues, vinculada a su dimensión. Por fin, las enanas blancas son generalmente un centenar de veces más pequeñas que el Sol, lo que les da un tamaño similar al de la Tierra y explica su escasa luminosidad.

Para ir más lejos en la comprensión del diagrama de Hertzsprung-Russell, todavía había que determinar otro parámetro: la masa de las estrellas.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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