Diagramas de Clasificación de las Estrellas
Al inicio del siglo XX, la Universidad de Harvard inició un estudio del espectro de las estrellas brillantes del hemisferio norte para la elaboración de un catálogo.
Una de las colaboradoras de este proyecto, Annie Cannon concibió una forma de clasificación estelar que es aún utilizada hoy día. Ella clasificó las estrellas de acuerdo con sus colores desde el azul al rojo (estrellas del tipo O a m, respectivamente).
Clasificación espectral
De la más caliente a la más fría, las estrellas son agrupadas en clases identificadas por las letras del alfabeto W, O, B, A, F, G, K, M, R, N y S. Como son muy pocas las estrellas que entran en las clases W, R, N y S, se consideran frecuentes apenas los grupos principales: O, B, A, F, G, K y M.
En la tabla a continuación podemos observar las características de las principales clases espectrales:
Cada clase está subdividida en diez subgrupos numerados desde cero a nueva. El sol pertenece a la clase espectral G2, siendo muy semejante a Capella (G0). Es importante destacar que la clasificación espectral no solo se basa en el color de la estrella, sino también en las líneas de absorción de su espectro. Estas líneas de absorción son causadas por los diferentes elementos presentes en la atmósfera de la estrella, y su intensidad puede indicar la abundancia de estos elementos.
Las estrellas de comportamiento excepcional son designadas por la letra p, de peculiar y las enanas, gigantes y super gigantes son identificadas por d, g, e y s, respectivamente colocadas antes de la letra principal.
Diagrama de H-R
En 1911, Hertzprung, astrónomo dinamarqués analizó los datos espectroscópicos obtenidos por Cannon y otros colaboradores de Harvard.
Así, seleccionó determinadas estrellas que verificasen todas a una distancia próxima a la Tierra, afirmando que cualquier diferencia en la magnitud de estas estrellas se debería a las diferencias reales en los brillos y no a diferencias de distancias de cada una de estas a la Tierra.
De esta forma descubrió que las estrellas en un diagrama de luminosidad (magnitud) y temperatura (color) ocupan posiciones bien determinadas.
Independientemente, otro astrónomo americano, Henry Russel, creó el mismo diagrama. Así, este diagrama, que muestra la relación matemática entre la magnitud absoluta, la luminosidad y clasificación estelar y la temperatura de la superficie, se hizo conocido como Diagrama de Hertzprung-Russel o simplemente diagrama H-R.
El diagrama H-R y la evolución estelar
El análisis del diagrama H-R permite obtener conclusiones acerca de la evolución estelar y consecuentemente de la formación de los elementos químicos.
En este diagrama podemos fácilmente distinguir en una franja principal donde se sitúan la mayoría de las estrellas que se denomina “secuencia principal”.
Es en esta región que las estrellas permanecen la mayor parte de sus vidas. Se cree que el Sol estará en esta franja otros cinco millones de años, habiendo ya permanecido allí los 5 millones de años anteriores a hoy.
Atendiendo al eje de temperatura, las estrellas más jóvenes se encuentran del lado izquierdo del diagrama desde que son más calientes. Por el contrario, las estrellas más viejas están sobre el lado derecho del diagrama, porque son más frías.
Cada región del diagrama comprende un determinado conjunto de procesos que conducen a las varias etapas evolutivas de la estrella.
La Secuencia Principal
(MS) es la fase en que la estrella está transformando hidrógeno en helio en su núcleo. Luego le sigue la etapa de Turn Off (TO) fase en que el hidrógeno empieza a agotarse en el núcleo de la estrella y esta sale de la secuencia principal.
Luego en la Rama de las Sub-Gigantes (SBG) ocurre la transición de la quema de H en el núcleo para la capa de H adyacente.
En seguida, la Rama de las Gigantes Rojas (RGB) es la fase de la combustión de la capa de hidrógeno hasta la fusión del helio que se encuentra inerte.
La rama horizontal (HB) es la fase de fusión del helio, una de las fases más avanzadas de fusión nuclear.
La Rama Asintótica de las Gigantes (AGB) es la fase en que está sucediendo la quema del núcleo de helio en simultáneo con la capa de hidrógeno, las temperaturas fatídicas que llevan a la explosión de la estrella en supernova.
Las estrellas con masa igual o inferior a la masa solar, recorren toda la rama horizontal, alcanzando el estado de nebulosas planetarias. Finalmente el Pos-AGB (P-AGB) es la fase final de la evolución de una estrella.
El recorrido que una determinada estrella diseña en el diagrama recibe el nombre de trayectoria H-R. Este recorrido y la velocidad de desplazamiento a lo largo de él dependen de la masa de la estrella, el tiempo de vida es mayor cuanto mayor sea la estrella.
Además, es importante mencionar que el diagrama H-R también puede ser utilizado para estimar la edad de los cúmulos de estrellas. Esto se logra observando la posición de la «curva de apagado» en el diagrama, que indica el punto en el que las estrellas más masivas del cúmulo han agotado su combustible nuclear y han comenzado a evolucionar fuera de la secuencia principal. A medida que el cúmulo envejece, las estrellas de menor masa también comenzarán a evolucionar fuera de la secuencia principal, y la curva de apagado se moverá hacia la derecha en el diagrama. Por lo tanto, la posición de la curva de apagado puede usarse para estimar la edad del cúmulo.
