El diagrama HR

 El diagrama H-R
Jazmín Ortigosa
A principios del siglo XX se tenían muchos datos de las estrellas, pero se
entendía poco de lo que sucede en su interior y de su evolución. El
danés Ejnar Hertzsprung utilizó los colores de la superfice, que están
relacionados con la temperatura y la luminosidad, para clasificarlas y
entenderlas mejor. De manera independiente, el estadounidense Henry
Norris Russel clasificó las estrellas cercanas según su magnitud luminosa
y su color o espectro. Por ello el diagrama que relaciona su magnitud
luminosa con su color o tipo espectral se conoce como diagrama
Hertzsprung- Russel.
Con este diagrama se observa que las estrellas no se distribuyen al azar
sino que se agrupan en el espacio según su magnitud luminosa y su
temperatura. Las estrellas, además, evolucionan y cambian su
luminosidad y temperatura a lo largo de su vida. De acuerdo con la
etapa evolutiva en la que se encuentren, ocupan una zona en el
diagrama H-R. A partir de él se puede inferir la luminosidad, la
magnitud, el tipo espectral o color, la composición química y la etapa de
evolución de una estrella.
La banda diagonal que va del extremo superior izquierdo del diagrama
al inferior derecho, se conoce como secuencia principal. La mayoría de
las estrellas clasificadas allí están fusionando hidrógeno en helio. Las
estrellas del extremo superior derecho son gigantes rojas; pese a ser
frías, son brillantes porque son muy grandes. A esta rama se le conoce
como la de las gigantes. En la parte superior del diagrama se ubican las
estrellas de mayor luminosidad aún conocidas como supergigantes. Las
estrellas cercanas al extremo inferior son las enanas blancas, que
aunque son muy calientes son poco brilllantes porque son muy
pequeñas.
El diagrama HR ubica la mayoría de las estrellas en la secuencia
principal en la que pasan la mayor parte de su existencia. Las estrellas
gigantes rojas y enanas blancas están en etapas de la evolución estelar
en las que las estrellas pasan el menor tiempo.
En el diagrama se presentan siete clases espectrales divididas según sus
características.
Clase O
Son estrellas de color blanco-azuladas. Presentan líneas de helio e
hidrógeno, principalmente. Son estrellas muy jóvenes y por lo tanto
muy calientes, e incluyen tanto las que muestran espectros de línea
brillante (en emisión) del hidrógeno y el helio como las que muestran
líneas oscuras (en absorción) de los mismos elementos.
Clase B
Son estrellas de color blanco-verdosas. Las líneas de helio alcanzan la
máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en
subdivisiones más altas. La estrella Epsilon Orionis es típica de este tipo
de estrellas.
Clase A
Las estrellas son de color blanco. Aquí están las llamadas estrellas de
hidrógeno con espectros dominados por líneas de absorción de
hidrógeno. La estrella Sirio pertenece a este grupo.
Clase F
También son estrellas de color blanco. Presentan las líneas
características del hidrógeno y las H y K del calcio. En esta categoría se
encuentra la estrella Delta Aquilae.
Clase G
Son de color blanco-amarillentas. Estrellas con fuertes líneas H y K del
calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. Están presentes los
espectros de muchos metales, en especial el del hierro. Aquí se
encuentra el Sol.
Clase K
Estrellas de color anaranjado. Fuertes líneas del calcio y líneas que
indican la presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es
menos intensa (en comparación con la luz roja) que en las clases
anteriores. La estrella Arturo es un ejemplo de este grupo.
Clase M
Y finalmente las estrellas de color rojo, con espectros dominados por
bandas que indican la presencia de moléculas de óxidos metálicos como
el óxido de titanio. Un ejemplo es la estrella Betelgeuse, Alpha Orionis.