El diagrama de Hertzsprung–Russell — Astronomía, 14–17 años
Un gráfico puede mostrar cómo se relacionan el brillo, la temperatura y la etapa de vida de una estrella.
Un mapa de las propiedades estelares
El diagrama de Hertzsprung–Russell coloca las estrellas en un gráfico. La temperatura superficial suele aumentar de derecha a izquierda, mientras que la luminosidad o el brillo aumenta de abajo arriba. La mayoría de las estrellas forma una franja diagonal llamada secuencia principal; las gigantes y las enanas blancas aparecen en otras zonas.
Por qué se creó este diagrama
Los astrónomos necesitaban comparar muchas estrellas sin estudiarlas desde cero una por una. Una tabla de nombres y cifras oculta los patrones, pero un gráfico hace visibles los grupos y los espacios vacíos. El diagrama relaciona lo que podemos medir, como temperatura y luminosidad, con preguntas sobre tamaño, composición y etapa de evolución estelar.
Colocar una estrella en el gráfico
Imagina una estrella con una temperatura superficial de 3.000 K y una luminosidad 100 veces mayor que la del Sol. Primero busca 3.000 K en el eje horizontal, cerca del lado frío. Después busca 100 en el eje vertical de luminosidad, por encima del nivel del Sol. El punto queda en la región fría y brillante, donde están las gigantes rojas, no en la secuencia principal.
Más caliente no siempre significa más brillante
Es razonable esperar que una estrella más caliente brille más, como puede parecer más brillante una lámpara caliente. Pero la luminosidad total depende tanto de la temperatura superficial como del tamaño. Una enana blanca pequeña puede estar muy caliente y ser poco luminosa, mientras que una gigante fría mucho mayor puede emitir mucha más energía en total.
Leer la etapa de vida de una estrella
Los astrónomos usan el diagrama para estimar la edad de los cúmulos estelares. Un cúmulo joven tiene muchas estrellas en la secuencia principal, mientras que uno viejo tiene más estrellas desplazadas hacia zonas de gigantes o restos estelares. El diagrama también sirve para estimar el radio de una estrella y comprobar si los modelos informáticos de evolución estelar encajan con las observaciones.
Sigue explorando
Otros idiomas
Cargando MyLeoNes™…