En el artículo Formación y evolución de una estrella ya hicimos mención del diagrama H-R. Hoy vamos a explicar en que consiste:

El diagrama -Russel (H-R), desarrollado en 1.905 por el astrónomo norteamericano Henry Russel y el astrónomo noruego Ejnar Hertzsprung, nos proporciona una buena forma de visualizar la tremenda variedad de estrellas. La idea es construir un gráfico cuyo eje vertical sea el brillo de la estrella y cuyo eje horizontal sea su color o temperatura. Todas las estrellas aparecen como un simple punto en este gráfico: la posición aproximada del Sol, por ejemplo, está indicada por la flecha.

La mayoría de las estrellas se sitúan en una línea que va de la parte superior izquierda a la derecha. Esto recibe el nombre de secuencia principal, y las estrellas en ella (como el Sol) son llamadas estrellas de la secuencia principal. Las estrellas en la esquina superior derecha del diagrama H-R son frías pero proporcionan una cantidad de luz. Son las llamadas <<gigantes rojas>>. Las estrellas en la equina del diagrama H-R son poco luminosas pero calientes. Reciben el nombre de <<enanas blancas>>.

La fotografía muestra la galaxia espiral NGC 253, situada en la constelación del Escultor, que se ve desde el hemisferio sur y está sólo a 10 millones de años luz; es una de las galaxias más próximas a la Vía Lactea. Aun siendo brillante tiene gran cantidad de polvo (visible aqui en forma de manchas oscuras) y produce estrellas nuevas en cantidad prodigiosa; por ello recibió el nombre de Starburst, “estallido de estrellas”. La NGC 253 se ve aquí casi de canto, por ello su forma parece alargada y las abundantes nubes de polvo hacen dificil distinguir los brazos espirales. La fotografía fue tomada en el Observatorio Angloaustraliano.

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Fue un vuelo sin tripulantes de las misiones pertenecientes al programa Apolo.
Lanzado el 9 de noviembre de 1967, utilizó un lanzador Saturno V como vehículo impulsor, cuya tercera fase iba a ser puesta en marcha, después de permanecer parada en órbita de aparcamiento e ingravidez, para conducir la nave espacial a un punto máximo de alejamiento de la Tierra de 18.340 km.

Se activó entonces el motor del módulo de mando para que la cápsula alcanzase al regresar una velocidad de 40.000 km/h, la misma que debería llevar al penetrar en la atmósfera terrestre y probar los sistemas de protección térmico. El vuelo fue un éxito técnico. Pero no tuvo ningún impacto importante sobre la sociedad.

Con esta graciosa imagen llamada “Navidad en un mundo alienígena” que he sacado de uno de mis libros quiero desearos FELIZ NAVIDAD a todo el mundo.

Aprovecho la ocasión para agradecer a todos los lectores de astroyciencia su confianza, cada vez somos mas. No pretendo hacer un artículo de estadísticas, pero muy por encima quiero deciros que en este año que lleva la web publicando artículos, superamos hace tiempo las 100.000 visitas reales, las 300.000 impresiones de página y tenemos casi 2.000 comentarios publicados. Y todo es gracias a vosotros.

Por lo tanto astroyciencia seguirá sumergida en este Universo, no de estrellas, sino de páginas web. Os aseguro que este nuevo año que entra estará cargado de nuevas sorpresas para todos los lectores.

Con esta imagen quiero dar a entender que la magia del cielo es que es para todos. Todos podemos disfrutar de el, nos mantiene unidos unos con otros allá donde estemos, sin importar la distancia.

“El mundo podría ser mejor si cada vez que nos sentimos tristes, enfadados o angustiados, dedicáramos unos minutos a observar las estrellas.”

Observamos el cielo y, simultaneamente, vemos estrellas en formación en plena actividad, en trasformación, estrellas que explotan…
El diagrama de Hertzprung-Russel (HR) nos describe el recorrido que sigue cada estrella, desde que nace hasta que muere. Todo depende exclusivamente de su masa.

Si observamos el diagrama HR, parece que la mayoría de las estrellas tengan alguna característica común. Y es cierto. Todas ellas son cuerpos celestes formados por hidrógeno y otros gases, con altísimos valores de temperatura, densidad y presión en su interior. Dado que la posición de una estrella en el gráfico sólo depende de su masa (cuanto mayor sea, más luminosa será: se comparan magnitudes absolutas), el diagrama HR se transforma en un instrumento para establecer la edad de una estrella y describir su evolución, una vez conocida la masa de partida.

COMIENZA EL PROCESO DE CREACIÓN

Una estrella no puede ser eterna: irradia energía a costa de su propia masa y, al no tener una masa infinita, antes o después se apaga. Y antes o después también, se forma por condensación de la materia esparcida. En el espacio no faltan nubes de gas y polvo (nebulosas). Por tanto, es de esperar que por doquier haya estrellas en formación. Pero los átomos de la materia interestelar tienen una densidad muy baja: para formar un núcleo a cuyo alrededor a largo plazo se recoja materia suficiente como para formar una estrella, varios átomos deben hallarse cerca de forma que no puedan alejarse uno del otro. Las interferencias gravitatorias de otros cuerpos u otros fenómenos, como la explosión de una supernova, producidos en las proximidades pueden desencadenar este proceso de formación estelar. La protoestrella es un objeto casi siempre invisible: cuando aún es “frío” sólo puede verse “en negativo” (oscuro sobre fondo luminoso) o si está iluminado por una fuente cercana. Se observan muchas masas globulares oscuras (glóbulos de Bok) de grandes dimensiones (del orden del año luz).

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN

Los átomos caen por la fuerza de la gravedad cada vez a mayor velocidad hacia el centro de masa del glóbulo. Aumentan la velocidad y la presión, y el gas se vuelve cada vez más caliente. La protoestrella, ya visible en la franja de los infrarrojos, continúa volviéndose más pequeña y densa, y su temperatura pasa de casi 100 K a 50.000 K. Aunque débil y difuminada, puede ocupar su lugar en el diafragma HR y, en adelante, sus transformaciones le harían desplazarse de un punto a otro en el diagrama. Nosotros no podemos verlo porque los tiempos son demasiado dilatados (hay que tener en cuenta lo que tarda la luz de una estrella en llegar a la Tierra), pero podemos imaginar su recorrido y hallar confirmaciones teóricas y experimentales. Por ejemplo, sin duda los gases continuarán cayendo hacia el centro de la masa, el diámetro disminuirá y la temperatura aumentará.

Al alcanzar los casi 10^8 (10 elevado a 8); km de diámetro, la temperatura superficial es de 3.500 K; la protoestrella tiene un flujo de radiación aún bajo, pero ya es grandísima, más de 4.000 veces la superficie del Sol. Es un objeto rojo, enorme y, en el diagrama HR, su punto representativo se sitúa en la zona de las gigantes rojas. Allí permanecerá poco tiempo, porque los cambios se suceden con rapidez.
El radio – y la superficie irradiante – disminuyen progresivamente y, hasta que la temperatura del centro no alcance un valor del orden de 10^7 K (10 elevado a 7), la luminosidad disminuirá. Después, a dicha temperatura, se desencadenarán los procesos de fusión y la estrella se “encenderá” e irradiará energía. Tras un periodo de asentamiento se estabilizan: el diámetro será un poco menor que el solar y en la superficie casi se alcanzarán los 6.000 K.

Tras 27 millones de años desde su formación, la estrella ha encontrado un sitio estable en la secuencia principal, donde permanecerá durante 10.000 millones de años, mientras haya hidrógeno. A medida que vaya cambiando el porcentaje de hidrógeno, aumentarán las dimensiones y la luminosidad. Al cabo de unos 450 millones de años de actividad, la estrella será igual que el Sol.

Hasta aquí todo habría seguido el mismo curso, aunque en tiempos distintos, incluso si la masa de la protoestrella hubiera sido mucho mayor: no es casualidad que la secuencia principal sea la zona más densa del diagrama. Pero las cosas cambian cuando el combustible empieza a escasear.

- Próximamente el artículo “muerte de una estrella“.