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.

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