Diagrama Hertzsprung-Russell: Comprendiendo las Estrellas

El diagrama Hertzsprung-Russell (H-R) fue creado en 1905 por el astrónomo norteamericano Henry Norris Russell y el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung, y nos permite visualizar una gran variedad de estrellas de manera óptima.
Este diagrama se basa en construir un gráfico cuyo eje vertical sea el brillo o fulgor de la estrella y el eje horizontal mida su color o temperatura.
La mayor parte de las estrellas se encuentran en una línea que comprende desde la parte superior izquierda a la inferior derecha. Esta línea se denomina secuencia principal, y las estrellas en ella (como por ejemplo el Sol) son llamadas estrellas de la secuencia principal.
En la imagen de abajo podemos ver la posición del Sol en el diagrama H-R.
Las estrellas de la esquina superior derecha en el diagrama H-R (Hertzsprung-Russell) son frías, pero emiten una gran cantidad de luz. A estas se les llaman gigantes rojas. Las estrellas en la esquina inferior del diagrama H-R no tienen mucha luminosidad, pero son más calientes. A estas se les denominan enanas blancas.
En el diagrama H-R (Hertzsprung-Russell), podemos comprobar cómo la temperatura disminuye a medida que uno se mueve hacia la derecha a lo largo de su eje horizontal.

Clasificación por Tipos Espectrales de Harvard

Tal como se mencionó, las estrellas se clasifican en el diagrama H-R relacionando luminosidad y temperatura, según su banda espectral (las más calientes van al azul del espectro, y las más frías van al rojo). La banda espectral (la descomposición del espectro) tiene estrecha relación con la composición química de la estrella, ya que es uno de los factores determinantes sobre dónde se situará la estrella en el diagrama H-R. Es así que, entre ciertos rangos de temperatura superficial y elementos químicos propios de estos rangos, se asigna una letra. Esta serie de letras es O-B-A-F-G-K-M, el indicador principal de clasificación estelar en el diagrama H-R.

• Tipo O: Son de las estrellas más calientes y brillantes, con fuerte color azul y gran tamaño. La principal radiación que emiten es en rango ultravioleta (UV).
• Tipo B: Son muy brillantes, de coloración azul más débil; al igual que el tipo O, consumen su energía en un breve tiempo y suelen presentarse en grupos de varias estrellas asociadas.
• Tipo A: Son de las estrellas más comunes observables, de coloración blanca; por ejemplo, aquí se encuentra la estrella más brillante desde la Tierra, Sirio.
• Tipo F: Son estrellas grandes y brillantes, de una coloración aún blanquecina pero más amarillenta; aquí se encuentra, por ejemplo, la estrella Fomalhaut en Piscis Austrinus.
• Tipo G: Son estrellas muy conocidas, ya que nuestro Sol pertenece a esta categoría; su color es amarillo, y ya presentan menor tamaño (en la secuencia principal se consideran enanas).
• Tipo K: Son estrellas más frías que nuestro Sol, presentando un color naranjo; en la secuencia principal también son estrellas enanas, pero fuera de ella las hay gigantes y supergigantes.
• Tipo M: Son las estrellas más comunes que existen; son frías y pequeñas, situándose aquí todas las enanas rojas; fuera de la secuencia principal, también las hay gigantes y supergigantes.

Clasificación por Tipo de Luminosidad

I - Supergigantes
II - Gigantes luminosas
III - Gigantes
IV - Subgigantes
V - Enanas de la Secuencia Principal
VI - Enanas blancas

Formación y Evolución Estelar

Las estrellas nacen dentro de nubes de gas y polvo. Esta etapa dura miles de años. La masa determina la evolución de una estrella. Las estrellas de mayor masa viven menos, porque consumen más rápido su combustible.
El final de la estrella: agujero negro, estrella de neutrones, enana blanca, enana marrón, enana negra, depende de la masa inicial.
El diagrama H-R es un diagrama que nos ayuda a comprender la evolución estelar.
La formación estelar es el proceso por el cual una nube interestelar de gas molecular y polvo se transforma en una estrella. La nube original comienza a colapsarse debido a alguna perturbación exterior. En el colapso, la nube gana energía y aumenta de densidad. Aunque al principio la energía ganada se emite al espacio en forma de radiación, llega un momento en que la densidad de la nube es ya tan grande que impide que la radiación escape. La nube se calienta. Al continuar contrayéndose, siguen aumentando la densidad y la temperatura. Las moléculas y el polvo se rompen en átomos y estos en sus partículas constituyentes. Aunque los detalles son muy complejos, el final de la historia es sencillo: la temperatura aumenta tanto que pueden iniciarse las reacciones nucleares en el centro de lo que fue una nube molecular, y que se ha transformado en una estrella.

A medida que las estrellas agotan su combustible, estas comienzan a experimentar distintos procesos en su interior que las llevarán lentamente a transformarse en un objeto distinto, el cual se ubicará fuera de la ya mencionada secuencia principal. El camino que tome una estrella para convertirse en uno u otro objeto dependerá casi exclusivamente de la masa inicial de la estrella. Hacia sus etapas finales, ocurren desequilibrios que afectan su equilibrio hidrostático, es decir, entre la presión de sus reacciones termonucleares y su gravedad. Estas reacciones termonucleares se volverán incapaces de frenar el colapso de la estrella, una vez que este equilibrio se debilita. Los siguientes gráficos exponen resumidamente cada etapa estelar, desde su inicio hasta los posibles caminos hacia su agonía.