Uno de los esquemas más fácilmente reconocibles dentro del mundo de la ciencia es, sin duda, la tabla periódica. Este eficaz sistema de organización de los elementos, ideado en un principio por el famoso químico ruso Mendeléyev y remodelado más tarde acorde a los avances de la ciencia, ha pasado a la historia como un modelo sencillo y a la vez útil de clasificación. Con un simple vistazo se pueden localizar los metales, los no metales, los gases nobles o cualquier otro tipo de grupo de elementos, todos ellos reunidos y agrupados según sus características.
Pues bien, a grandes rasgos y simplificando bastante, el diagrama de Hertzsprung-Russell es como una tabla periódica, pero de las estrellas.
Y es que, al igual que con la tabla periódica de los elementos, con el diagrama de Hertzsprung-Russell podemos localizar el grupo al que pertenece una determinada estrella de un simple vistazo. Pero antes de entrar a explicar cómo debemos usar este esquema, vamos a adentrarnos primero en su historia.
Un poco de historia
Para ello, tendremos que remontarnos cien años atrás, a principios de la segunda década del siglo XX. Allí, un desconocido químico danés había decido dar un giro radical en su vida: Tras haber dedicado años a estudiar ingeniería química, se dio cuenta de que su verdadera vocación era la astronomía. Gracias a sus profundos conocimientos de fotoquímica (o lo que es lo mismo, el estudio de cómo interaccionan átomos y moléculas con la luz, y sus consecuencias fisicoquímicas), no le debió de resultar muy difícil la tarea de investigar la luminosidad de las estrellas.
Este químico reconvertido en astrónomo se llamaba Ejnar Hertzsprung, y de estos estudios sobre la luminosidad de las estrellas surgiría en el año 1909 el primer diagrama que las organizaba y clasificaba según sus propiedades. Tras unos pocos retoques, dos años más tarde publicaría su versión definitiva. Sin embargo, este importante descubrimiento fue tristemente ignorado por la comunidad científica internacional, debido quizás al escaso prestigio de su inventor.
Distinta suerte corrió Henry Norris Russell, un reputado astrónomo que llegó a ser profesor en la Universidad de Princenton y director de su observatorio. Sin conocer nada acerca de las invenciones de su contemporáneo danés, Russell empezó a crear un similar sistema de organización estelar que acabaría publicando entre 1910 y 1913.
En efecto, al igual que en tantas otras ocasiones en la historia de la ciencia, estamos ante un descubrimiento paralelo e independiente de un mismo invento. Cabe destacar que no eran exactamente iguales (había ciertos detalles que diferenciaban a una de la otra), pero básicamente eran muy similares. Evidentemente, la buena reputación de Russell hizo que los astrónomos de la época empezaran a adoptar este gráfico con el nombre de “Diagrama de Russell”. Más tarde, la historia se encargó de otorgarle a Hertzsprung su mérito correspondiente en este invento como primer descubridor de lo que actualmente llamamos “Diagrama de Hertzsprung-Russell”.
Entendiendo el diagrama de Hertzsprung-Russell
Ahora ha llegado el momento de empezar a comprender de verdad en qué consiste este diagrama. Para ello, antes de nada, vamos a explicar qué miden los dos ejes de esta gráfica.
El eje horizontal mide dos escalas que, en realidad, se pueden resumir en una sola. En la parte inferior, podemos observar una escala de la temperatura superficial de las estrellas en grados kelvin, que va desde las temperaturas más altas hasta las temperaturas más bajas (de izquierda a derecha). En la parte superior vemos algo diferente, una serie de secciones marcadas cada una con una letra: O, B, A, F, G, K, M. Esto es el tipo espectral, es decir, el color de la estrella (que va desde un color azulado al rojo). Como decíamos antes, ambas escalas indican básicamente lo mismo y concuerdan entre sí, ya que el tipo espectral está determinado por la temperatura superficial: A medida que aumenta la temperatura de una estrella, su color también cambia (como si de un metal en una fragua se tratara) yendo desde el rojo a un tono azulado, pasando antes por tonos naranjas y blancos. En el diagrama puede compararse fácilmente a qué temperaturas equivale cada color.
El eje vertical, al igual que en la anterior ocasión, mide el mismo concepto, aunque expresado con diferentes escalas: La luminosidad. En la parte izquierda se mide la luminosidad tomando como referencia al Sol (al que, como podéis ver, se le asigna el número 1), facilitando así una identificación bastante intuitiva de la luminosidad del resto de estrellas, siendo la zona superior la más luminosa y la inferior la menos luminosa. La escala derecha tiene una forma de medir la luminosidad algo más exacta: Mediante la magnitud absoluta, un concepto que explicaremos a continuación. Si miramos a las estrellas, vemos que unas brillan más que otras, pero evidentemente en muchas ocasiones esto se produce porque no todas se encuentran a la misma distancia.
Es decir, estamos observando qué estrellas brillan más, pero sólo desde nuestra perspectiva. Ese concepto tan cotidiano es lo que llamamos la magnitud aparente, aunque con una pequeña diferencia: la magnitud aparente se hace fijándose en el valor que tendría esa luminosidad fuera de nuestra atmósfera, no dentro. Como ya habréis deducido, la magnitud aparente no representa la luminosidad real de la estrella y, por tanto, no puede usarse en una escala como la que hay en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Por ello, se usa la magnitud absoluta, o lo que es lo mismo, la magnitud aparente que tendría una estrella a diez parsecsde distancia. Es decir, ahora las estrellas estarían todas a la misma distancia y, por tanto, la magnitud aparente se convertiría en la luminosidad real de la estrella.
Lo primero que se observa al mirar la gráfica es una gran línea diagonal que va desde la parte superior izquierda a la parte inferior derecha. Esta es la famosa “Secuencia principal”, en la cual se reúnen una gran parte de las estrellas, incluida la nuestra, el Sol. El factor común de las estrellas que forman parte de esta secuencia es que todas producen energía mediante la fusión de hidrógeno para producir helio en su interior. Lo que diferencia realmente, entre otras cosas, a las distintas estrellas que forman parte de la secuencia principal es su masa.
Dejad que me explique: Cuanta más masa tiene una estrella, mayor es la velocidad de su proceso de fusión, por lo que a su vez mayor es la luminosidad y la temperatura superficial. Ergo las estrellas de mayor masa, las gigantes azules, se sitúan a la izquierda (más temperatura) y arriba (más luminosidad), mientras que las estrellas de menor masa, lasenanas rojas, se encuentran a la derecha (menos temperatura) y abajo (menos luminosidad).
Alejados de la gran secuencia principal, podemos ver otros sectores, situados tanto por encima como por debajo.
Por encima se encuentran las gigantes y supergigantes. Echándole un vistazo a la gráfica, podemos ver que, a pesar de tener la misma temperatura que muchas estrellas de la secuencia principal, tienen una luminosidad mucho mayor. Esta contradicción se explica gracias a su soberbio tamaño (de ahí el nombre con el que las conocemos, evidentemente). Las gigantes y supergigantes se caracterizan por haber quemado hace tiempo sus reservas de hidrógeno, por lo que tuvieron que empezar a usar combustibles diferentes, como el helio. Éste es el destino que depara a una buena parte de las estrellas de la secuencia principal (aquellas con más de 0’4 masas solares). Dependiendo de la masa que tengan las estrellas de la secuencia principal antes de pasar a esta zona del diagrama, saldrán como resultado gigantes o supergigantes (mucho más masivas que las primeras).
Por debajo de la secuencia principal encontramos las enanas blancas. Éstas son el destino final de gran parte de las estrellas, o, en un término más científico, el remanente estelar. Durante esta fase, la estrella adopta un tamaño muy pequeño y una densidad enorme. A medida que pasa el tiempo, las enenas blancas se desplazan cada vez más y más hacia la derecha y hacia abajo en el diagrama, debido a su pérdida constante de luminosidad y temperatura.
Básicamente, esos son los tipos principales de estrellas que aparecen en el gráfico. También merece la pena resaltar que las investigaciones más modernas están ahora centrándose en los extremos del gráfico. En un extremo, el inferior derecho y más allá, se está investigando sobre las enanas marrones, estrellas ligeras e incapaces de llevar a cabo la fusión de hidrógeno en su núcleo. En el otro extremo, el superior izquierdo, se investiga sobre las estrellas masivas y sobre cómo de grandes pueden ser. Algunas estimaciones dicen que el límite de masa no podría superar las 150 masas solares, pero la investigación está todavía abierta y se sospecha que las primeras estrellas del cosmos tuvieron un tamaño mucho mayor.
Y, ahora que ya hemos visto los principales elementos del diagrama y su forma de distribución, ¿por qué no calculamos la trayectoria que ha recorrido y recorrerá en un futuro nuestra estrella? A diferencia de lo que ocurre en la tabla periódica, en la que los elementos siempre ocupan la misma posición, las estrellas se mueven por el diagrama a lo largo de su vida.
Como ocurre con otras estrellas, el Sol se formó a partir de enormes masas de gas y polvo (lo que se conoce como “nubes moleculares”) hace aproximadamente 4.650 millones de años. Actualmente, y como podéis ver en el diagrama, se encuentra en plena secuencia principal, y ahí se mantendrá unos 5.500 millones de años más. Cuando acabe sus reservas de hidrógeno, se convertirá poco a poco en una gigante roja, situándose por encima de donde se encuentra actualmente en el diagrama y aumentando su tamaño enormemente. Debido a su insuficiente masa, el Sol nunca explotará en forma de supernova. De hecho, para que una estrella acabe sus días en forma de supernova, debe de tener aproximadamente más de 9 masas solares. Nuestra estrella tendrá un final más modesto, aunque no por ello de menor interés.
Tras haber pasado por varias fases, entre ellas la de gigante roja, sus capas exteriores se irán desprendiendo para formar las nebulosas planetarias, mientras que el núcleo se irá haciendo cada vez más y más compacto, hasta formar su destino final: Una enana blanca, en la parte inferior izquierda del diagrama.
Por último, quería recomendar que descargarais este magnífico pdf que ha preparado gratuitamente la revista Investigación y Ciencia con el diagrama de Hertzsprung-Russell y una pequeña chuleta sobre los tipos de estrellas más importantes en el margen izquierdo, os será muy útil para tenerlo como una rápida fuente de consulta: Descargar aquí.
Fuentes e información para ampliar:
– The Hertzsprung-Russell Diagram
– The Bruce Medalists: Ejnar Hertzsprung
– The Colour of the Stars
– Life Cycle of the Sun
– Investigación y Ciencia, Septiembre 2011
– Crédito de las imágenes: 1, 2, 3 y 4
Pequeños apuntes respecto al texto:
Antes de finalizar este artículo, quería mencionar un pequeño detalle que he preferido dejar aparcado con el fin de no cortar el hilo del artículo e irme por las ramas.
Cuando hablé sobre el tipo espectral, mencionaba que había siete clases: O, B, A, F, G, K, M. Sin embargo, investigaciones recientes han demostrado que hay más tipos además de esos, sobre los cuales podéis leer un resumen bastante organizado en la Wikipedia (Inglés, y también en Español, aunque está menos ampliado en nuestro idioma). Dado que el diagrama de Hertzsprung-Russell sólo hace referencia a los tipos espectrales clásicos y que además ésos son los más habituales, he visto innecesario hablar sobre los nuevos descubrimientos.