Hay unos cientos de miles de millones de estrellas en nuestra galaxia, la Vía Láctea y miles de millones de galaxias en el Universo. Una técnica importante en la ciencia es intentar ordenar o clasificar las cosas en grupos y buscar tendencias o patrones. Los astrónomos hacen esto con las estrellas.
Hasta ahora hemos hablado de la luminosidad y el color o la temperatura efectiva de las estrellas. Estos se pueden trazar para formar uno de los gráficos más útiles para la astronomía estelar, el diagrama de Hertzsprung-Russell (o H-R). Lleva el nombre de los astrónomos daneses y estadounidenses que desarrollaron independientemente versiones del diagrama a principios del siglo XX.
En un diagrama H-R, la luminosidad o salida de energía de una estrella se traza en el eje vertical. Esto se puede expresar como una relación entre la luminosidad de la estrella y la del Sol; L * / Lsun. Los astrónomos también usan el concepto histórico de magnitud como una medida de la luminosidad de una estrella. La magnitud absoluta es simplemente una medida de cuán brillante aparecería una estrella si estuviera a 10 parsecs de distancia y, por lo tanto, permite comparar las estrellas simplemente. Para confundir las cosas, cuanto más baja o más negativa sea la magnitud, más brillante será la estrella. Por definición, una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante que una de magnitud 6. Nuestro Sol tiene una magnitud absoluta de + 4.8.
La temperatura efectiva de una estrella se traza en el eje horizontal de un diagrama H-R. Una peculiaridad aquí es que la temperatura se traza en orden inverso, con la temperatura alta (alrededor de 30.000 – 40.000 K) a la izquierda y la temperatura más fría (alrededor de 2.500 K) a la derecha. En la práctica, los astrónomos miden una cantidad llamada índice de color que es simplemente la diferencia en la magnitud de una estrella cuando se mide a través de dos filtros de colores diferentes. Las estrellas con un índice de color negativo son azuladas, mientras que las estrellas naranjas o rojas más frías tienen un índice de color positivo.
La tercera escala posible para el eje horizontal es la clase espectral de una estrella. Al dividir la luz de una estrella a través de un espectrógrafo, su espectro se puede registrar y analizar. Estrellas de tamaño, temperatura, composición y otras propiedades tienen espectros similares y se clasifican en la misma clase espectral. Las principales clases espectrales de las estrellas van desde O (la más caliente) hasta B, A, F, G, K y M (más fría). Nuestro Sol es una clase G. Al comparar los espectros de una estrella desconocida con los espectros de estrellas de referencia estándar seleccionadas, se puede determinar una gran cantidad de información, incluido su color o temperatura efectiva.
Si ahora trazamos un diagrama de Hertzsprung-Russell para un unos miles de estrellas más cercanas o más brillantes vemos lo siguiente:
Como podemos ver, las estrellas no aparecen al azar en la gráfica, sino que parecen estar agrupadas en cuatro regiones principales. Esto es muy significativo, ya que sugiere sts que puede haber alguna relación entre la luminosidad y la temperatura de una estrella. Si bien no es sorprendente (de hecho, ya hemos visto que una estrella más caliente emite más energía por unidad de superficie que una estrella más fría) la relación se complica por la presencia de estos cuatro grupos. Examinemos estos más de cerca.
La mayoría de las estrellas parecen caer en el grupo A. Muestra una tendencia general desde estrellas frías y tenues en la esquina inferior derecha hasta estrellas calientes y extremadamente brillantes en la esquina superior izquierda que encaja con nuestra relación esperada entre temperatura y luminosidad. Este grupo se llama secuencia principal, por lo que las estrellas que se encuentran en él son estrellas de secuencia principal. Nuestro Sol es un ejemplo de ello. Otras incluyen α Cen, Altair, Sirius, Achernar y la estrella de Barnard.
Las estrellas del grupo B son en su mayoría 6.000 K o más frías, pero más luminosas que las estrellas de la secuencia principal de la misma temperatura. ¿Cómo puede ser esto? La razón es que estas estrellas son mucho más grandes que las estrellas de la secuencia principal. Aunque emiten la misma cantidad de energía por metro cuadrado que las estrellas de la secuencia principal, tienen una superficie mucho mayor (área ∝ radio2), por lo que la energía total emitida es mucho mayor. Estas estrellas se conocen como gigantes. Por ejemplo, Aldebarán y Mira.
Las estrellas del grupo C son incluso más luminosas que las gigantes. Estas son las supergigantes, las estrellas más grandes con una luminosidad extremadamente alta. Un rojo supergigante como Betelgeuse se extendería más allá de la órbita de Júpiter si reemplazara al Sol en nuestro sistema solar.
El grupo final de interés son las estrellas del grupo D. Desde su posición en el diagrama HR vemos que son muy calientes pero muy tenues.Aunque emiten grandes cantidades de energía por metro cuadrado, tienen poca luminosidad lo que implica que por tanto deben ser muy pequeñas. Las estrellas del grupo D se conocen de hecho como enanas blancas. Sirius B y Procyon B son ejemplos. Las enanas blancas son mucho más pequeñas que las estrellas de la secuencia principal y tienen aproximadamente el tamaño de la Tierra. El siguiente diagrama muestra los grupos principales etiquetados junto con ejemplos de estrellas en cada grupo.
