Diagrama de Hertzsprung-Russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell(comúnmente abreviado como diagrama H-R).
Muestra el resultado de numerosas observaciones sobe la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y su temperatura superficial.

Fue realizado en 1911 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

USOS DEL DIAGRAMA

El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la de la diagonal que va de la región superior izquierda a la región inferior derecha y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas y por encima de la secuencia principal, están las gigantes rojas y las supergigantes.

DIAGRAMAS DE H-R DE CÚMULOS

La cantidad observada es la magnitud aparente en alguna banda, y para obtener una magnitud absoluta se necesita una distancia. En el caso de las estrellas individuales relativamente cercanas el único método posible es la paralaje. Pero en el caso de estrellas que se encuentran a la misma distancia como cúmulos globuales o cúmulos abiertos, al poner el eje vertical la magnitud aparente, se encuentra un diagrama reconocible. De la comparación de ese diagrama con un diagrama teórico, se puede deducir la distancia de una cúmulo y su edad.

DIAGRAMA TEÓRICO VERSUS DIAGRAMA EXPERIMENTAL

El diagrama original tiene en sus ejes cantidades observables: magnitud y color o tipo espectral. Las simulaciones de evolución de interiores estelares producen dos cantidades diferentes: luminosidad y temperatura. Un diagrama H-R que tiene esas dos cantidades en sus ejes es a veces llamado diagrama H-R teórico.

Henrietta Swan Leavitt

Fue una astrónoma estadounidense. Leavitt estudió las estrellas variables Cefeidas, cuyo brillo varía a periodos regulares, en el Observatorio del Harvard College, descubrió y catalogó estrellas variables en las Nubes de Magallanes, lo que le permitió descubrir en 1912 que las Cefeidas de mayor luminosidad intrínseca tenían largos periodos, mostrando una precedible relación entre ambos.

Ejnar Hertzsprung determinó la distancia de unas pocas Cefeidas lo que le permitió calibrar la relación Periodo- Luminosidad. A partir de entonces, observando el periodo de una Cefeida se podría conocer su luminosidad y comparándola con la magnitud aparente observada permitía establecer la distancia a dicha Cefeida. Este método podría utilizarse para obtener la distancia a otras galaxias en las que se obervan estrellas Cefeida.

Más información sobre Henrietta Leavit.

Las estrellas variables

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el trascurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y sin el "prototipo" de una clase de variables, como Algol, algólidas, Mira, tipo Mira, Delta, Cephel, cefeidas.

La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad practiamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación . Sin embargo , muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo que son conocidas como estrellas variables.

Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen n9mbre propio.

CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES.

Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

* Estrellas variables intrísecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres:

- Variables pulsantes: cuyo radio se expanden y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.

- Variables eruptivas: experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.

* Estrellas variables extrínsecas: la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:

- Bianarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la tierra, una estrella del par eclipsa a la otra debido a su traslaiones orbitales.

- Variables rotantes: cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación.

Estrellas variables.

La magnitud estelar

El registro de las posiciones de las estrellas en unas listas denominadas catáloos estelares constituyen una base de referencia fundamental para importantes conocimientos astronómicos como pueden ser de la determinación del tiempo, los fenómenos de precesión y nutación, el movimiento propio de las estrellas.

En 1856, el astrónomo Norman Pogson estableció la "escala de Pogson": una estrella de 1ª magnitud tiene una intensidad luminosa aparente 2.512 mayor que una estrella de 2ª magnitud, ésta una intensidad luminosa aparente 20.512 mayor que una estrella de 3ª magnitud y así sucesivamente. Pogson incluyó las estrellas Aldeberán y Altair.

Por magnitud se entiende el brillo aparente con el que vemos las estrellas y dimensiones de estos astros.

La magnitud aparente depende del brillo de la estrella y de la distancia a la que se encuentra, un ejemplo. Sirio tiene una magnitud aparente de - 1.46 (es la más brillante del cielo).
La magnitud absoluta de una estrella es la magnitud que tendría dicha estrella si estuviera situada a una distancia de 10 parsecs (1 parsec es 3,2616 años/luz).
La magnitud de las estrellas se conoce actualmente por medio de los fotómentros o fotográficamente.


Se aplica el término primera magnitud a aquellas estrellas que van desde +0,6 a +1,5, segunda magnitud desde las estrellas de +1,6 a +2,5, la tercera magnitud de +2,6 a +3,5 etc.
El número de estrellas visibles a simple vista es aproximadamente de 6.500.

Las estrellas

Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentrarn a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

Las estrellas dobles son muy frecuentes.
La gravedad hace girar las estrellas una alrededor de la otra. Las cefaidas son parejas orientadas de manera que , se eclipsan una a otra. La primera que se descubrió fue Algol.
También hay estrellas múltiples, sistemas en que tres o cuatro estrellas giran en trayectorias complejas. Lira parece una estrellas doble, pero a través de un telescopio se ve como cada uno de los dos componentes es n sistema binario.

La estrella más cercana al Sol es Alfa Centauro
Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de la Tierra, que solo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana, Alpha Centauro, tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.

Las estrellas evolucionan durante millones de años.
Las estrellas nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.
Novas y supernovas
Son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.
Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observen con bastante frecuencia en las fotos.

Los asteroides

Los asteroides son objetos rocosos y metálicos que orbitan alrededor del Sol pero que son demasiado pequeños para ser considerados como planetas. Se conocen como planetas menores, y giran en órbitas elípticas, sobre todo entre las órbitas de Marte y Júpiter.

Los asteroides están constituidos por el material que sobró durante la formación del sistema solar. Una teoría sugiere que son los restos de un planeta que fue destruido por una gran colisión hace mucho tiempo. Es más probable, que los asteroides sean el material que no llegó nunca a aglutinarse para formar un planeta. De hecho, si se estima la masa total de todos los asteroides y se concentra en un solo objeto, este tendría menos de 1.500 kilómetros de diámetro.

Los asteroides de mayor tamaño y más representativos son: Ceres, con un diámetro de unos 1.030 kilómetros, y Palas y Vesta, con diámetros de unos 450 kilómetros. Aproximadamente 200 asteroides tienen diámetros de más de 100 kilómetros, y existen miles de asteroides más pequeños. La masa total de todos los asteroides del sistema solar es mucho menor que la masa de la Luna. Los cuerpos más grandes son más o menos esféricos, pero los que tienen diámetros menores de 160 kilómetros suelen presentar formas alargadas e irregulares. La mayoría de los asteroides, tardan de 5 a 20 horas en completar un giro sobre su eje.

Los eclipses

Un eclipse es un oscurecimiento de un cuerpo celeste producido por otro cuerpo celeste. Hay 2 clases de eclipses que implican a la Tierra: los de la Luna y los de Sol.

ECLIPSE DE LUNA.

La Tierra iluminada por el Sol proyecta una sombra alargada en forma de cono en el espacio. En cualquier punto de este cono la luz del Sol está completamente oscurecida. Rodeando este cono de sombra, llamado sumbra se encuentra la penumbra.

Un eclipse total de Luna tiene lugar cuando la Luna penetra por completo en el cono de sombra. Si oenetra directamente en el centro, se oscurecerá alrededor de 2 horas, si no penetra en el centro, el periodo de fase total es menor, y si la Luna se mueve solamente por el límite del cono de sombra su oscuridad puede durar sólo un instante.

ECLIPSE DE SOL.

Los eclipses totales de Sol tienen lugar cuando la sombra de la Luna alcanza la Tierra. En algún momento, cuando la Luna pasa entre la Tierrra y el Sol, su sombra no alcanza la Tierra. En esos momentos tiene lugar un eclpise anular durante el que parece un anillo brillante del disco solar alrededor del disco negro de la Luna.

La máxima duración de un eclipse total de Sol es de 7,5 minutos, estos eclipses son raros y sólo tienen lugar una vez cada varios miles de años.