El diagrama de Hertzsprung-Russell

El satélite Gaia de la ESA situó más de cuatro millones de estrellas en un mismo gráfico de color frente a brillo.

Un gráfico que ordena las estrellas

A principios de los años 1900, dos astrónomos, Ejnar Hertzsprung en Dinamarca y Henry Norris Russell en Estados Unidos, representaron por separado estrellas según su brillo y su color o clase espectral. Si las estrellas se distribuyeran al azar, los puntos se dispersarían por todas partes. No ocurrió así. La mayoría quedó en una banda diagonal, con un grupo separado de estrellas brillantes y frías por encima y, más tarde, otro de estrellas tenues y calientes por debajo. Hoy se llama diagrama de Hertzsprung-Russell o diagrama HR y es una de las herramientas más usadas en astronomía.

Dos convenciones del gráfico suelen confundir. La temperatura va al revés, con lo caliente a la izquierda, porque la antigua secuencia espectral O B A F G K M se escribía de izquierda a derecha. Además, ambos ejes son logarítmicos: cada paso hacia arriba en luminosidad representa diez veces más luz, desde una diezmilésima del Sol hasta un millón de soles. Sin eso, el Sol y las estrellas tenues quedarían comprimidos en una línea invisible en la parte inferior.

Los grupos

• Secuencia principal: la banda diagonal que va de estrellas calientes y brillantes arriba a la izquierda a enanas rojas frías y tenues abajo a la derecha. Fusionan hidrógeno en sus núcleos. Según la NASA, cerca del 90% de las estrellas pertenecen a ella, incluido el Sol.
• Gigantes: estrellas frías pero brillantes por encima de la secuencia principal, como Arturo y Aldebarán. La ESA describe la rama de gigantes rojas como el brazo que abandona la secuencia principal y gira a la derecha mientras las estrellas envejecen y se expanden.
• Supergigantes: la parte superior del gráfico, como Rigel y Betelgeuse, con decenas de miles de veces la emisión solar o más.
• Enanas blancas: estrellas calientes pero tenues abajo a la izquierda, como Sirio B, núcleos que dejan las estrellas similares al Sol.

¿Por qué las enanas blancas son tenues si están calientes? Usa la fórmula del color: luminosidad = radio² × (temperatura ÷ 5772)⁴. Sirio B está a unos 25 200 K, lo que haría que cada metro cuadrado brillara 360 veces más que la superficie solar. Pero su radio es solo 0.0086 del solar y 0.0086² es cerca de 0.000074. Al multiplicar, toda la estrella emite unos 0.027 soles. Betelgeuse funciona al revés: es más fría que el Sol y cada metro cuadrado emite menos, pero tiene unas 524 000 veces su superficie y brilla como decenas de miles de soles.

Eso muestran las líneas discontinuas. A lo largo de cada una, todas las estrellas tienen el mismo radio, desde 0.01 soles abajo a la izquierda hasta 1000 soles arriba a la derecha. Las enanas blancas están cerca de la línea 0.01; la secuencia principal cruza desde cerca de 0.1 hasta cerca de 10; y las supergigantes se aproximan a 1000. La posición de una estrella indica, por tanto, tres cosas a la vez: temperatura, luminosidad y tamaño.

Una instantánea, no un camino

Es tentador interpretar la secuencia principal como un camino que recorre toda estrella. Los educadores de la NASA aclaran que es un retrato de muchas estrellas de distintas masas en un mismo momento. La masa fija su posición en la secuencia: las más masivas arriba a la izquierda y las ligeras abajo a la derecha. Cada una permanece cerca de ese lugar durante la mayor parte de su vida. Solo lo abandona al agotar el hidrógeno central, desplazándose arriba y a la derecha para convertirse en gigante. Activa «Trayectoria futura del Sol» para ver su recorrido aproximado: asciende por la rama de gigantes y después baja hacia las enanas blancas; la línea es un esquema, no un cálculo.