Diagrama_Hertzprung_Russell.pdf
Anuncio
CIEN AÑOS DEL DIAGRAMA DE Hertzsprung-Russell LA TABLA PERIÓDICA DE LAS ESTRELLAS eta carinae nebulosa de la hélice HIPERGIGANTES Las estrellas más masivas de todas se hallan en la parte superior izquierda. El récord lo posee R136a1, que nació con una masa 320 veces superior a la del Sol, si bien desde entonces ha perdido parte de su material en forma de vientos estelares. Otra estrella muy masiva e inestable es Eta Carinae, la cual se halla envuelta en una nebulosa de gas como resultado de una violenta eyección de material que ocurrió hace 170 años. ENANAS BLANCAS Son el remanente que deja la inmensa mayoría de las estrellas una vez que han agotado todo el combustible nuclear. Ya no pueden generar energía, por lo que se comprimen por su propio peso hasta alcanzar un tamaño similar al de la Tierra. A pesar de su nombre, brillan en un amplio abanico de colores. Con el tiempo, se van desplazando hacia la derecha del gráfico hasta que dejan de ser visibles. EL SOL El Sol es una estrella de la secuencia principal. Nació en forma de una protoestrella fría; una vez que agote su hidrógeno se convertirá en una gigante roja y, después, en una enana blanca. El Sol no es tan común como suele afirmarse: alrededor del 95 por ciento de las estrellas ocupan posiciones inferiores en el diagrama. ENANAS MARRONES Uno de los retos de la astrofísica actual consiste en detectar y estudiar enanas marrones, estrellas tan ligeras que no logran mantener los procesos de fusión nuclear. En el diagrama se solapan con las estrellas más débiles y rojas de la esquina inferior derecha (por ejemplo, LP 944-20 es una de ellas) y se extenderían más allá del diagrama en esa dirección. A fin de clasificarlas, hace una década se añadieron los tipos espectrales L y T (no mostrados en la figura). F G K M –12 –11 1.000.000 –10 ETA CARINAE –9 DENEB –8 100.000 R136A1 MU CEPHEI RIGEL –7 ALPHA CAMELOPARDALIS ALNILAM IOTA ORIONIS ZETA PUPPIS SAIPH 10.000 THETA1 ORIONIS C BETA CANIS MAJORIS BETA CENTAURI ZETA OPHIUCHI ADHARA BETA LYRAE A AE AURIGAE ALPHA1 CRUCIS SPICA BETA CRUCIS SHAULA A ALPHA2 CRUCIS MU COLUMBAE BELLATRIX ACHERNAR SHAULA B 1000 10 1 1⁄10 89 HERCULIS ZETA GEMINORUM BETA CAMELOPARDALIS ALPHA AQUARII BETA AQUARII BETA DRACONIS THUBAN ALIOTH GAMMA VIRGINIS HZ 43 A 1⁄100 CAPELLA Ab DELTA SCUTI RR LYRAE CAPELLA Aa ETA DRACONIS GIG ANTES BETA CASSIOPEIAE RS CANUM VENATICORUM ZETA AURIGAE ALMACH MIRACH ALPHARD 1⁄10.000 PROCYON A MU GEMINORUM ALDEBARAN 0 HAMAL BETA HYDRI KAPPA FORNACIS BETA COMAE BERENICES MU ARAE 16 CYGNI B DELTA PAVONIS ETA CASSIOPEIAE A 14 HERCULIS SO L 1 ALPHA MENSAE 54 PISCIUM CHI ORIONIS A 61 VIRGINIS 70 OPHIUCHI A 82 ERIDANI ZETA2 RETICULI 12 OPHIUCHI ALPHA CENTAURI B XI BOOTIS A 47 URSAE MAJORIS 1 RETICULI ZETA 107 PISCIUM TAU CETI 16 CYGNI A OMICRON2 ERIDANI A SIGMA DRACONIS ALPHA CENTAURI A EPSILON ERIDANI MU CASSIOPEIAE A 36 OPHIUCHI A 51 PEGASI 36 OPHIUCHI B GROOMBRIDGE 1830 18 SCORPII CHI DRACONIS B EPSILON INDI 36 OPHIUCHI C BY DRACONIS A 70 OPHIUCHI B 61 CYGNI A XI BOOTIS B GROOMBRIDGE 1618 61 CYGNI B BY DRACONIS B ETA CASSIOPEIAE B LACAILLE 8760 YY GEMINORUM GLIESE 890 GLIESE 229 A L LACAILLE 9352 GROOMBRIDGE 34 A LALANDE 21185 WOLF 630 A KAPTEYN’S STAR AD LEONIS STRUVE 2398 A EQ PEGASI A EV LACERTAE GLIESE 581 KRÜGER 60 A GLIESE 876 WOLF 1061 STRUVE 2398 B YZ CANIS MINORIS LUYTEN’S STAR STEIN 2051 B VAN MAANEN’S STAR 10.000 K 7500 K TEEGARDEN’S STAR VAN BIESBROECK’S STAR LHS 2065 DENIS 1048–3956 SCR 1845–6357 A LP 944–20 6000 K 5300 K 3900 K +5 +6 +7 +8 +10 +11 +12 +14 GICLAS 208–44 A LUYTEN 726–8 A GICLAS 9–38 A LHS 288 GICLAS 208–45 LUYTEN 726–8 B ROSS 614 B WOLF 359 VB 8 LHS 3003 TEMPER ATUR A SUPER FICIAL (GR ADOS K ELVIN) +4 +13 YZ CETI GICLAS 51-15 LHS 292 ESO 439–26 31.000 K OMICRON ERIDANI C ROSS 614 A BARNARD’S STAR EQ PEGASI B ROSS 128 GJ 1061 LUYTEN 789–6 A PROXIMA CENTAURI LP 658–2 +3 2 ROSS 248 WOLF 424 A GICLAS 240–72 +2 +9 LALANDE 21258 A STEIN 2051 A WOLF 629 ROSS 154 GROOMBRIDGE 34 B KRÜGER 60 B BL AN CA S +1 MIRA PROCYON B 1⁄1.000.000 –1 GAMMA CRUCIS XI OPHIUCHI A UPSILON ANDROMEDAE PI3 ORIONIS NU PHOENICIS IOTA HOROLOGII CHI DRACONIS A ZETA TUCANAE P R I N C I PA –2 ALPHA HERCULIS BETA GRUIS POLLUX 1⁄100.000 50.000 K MENKAR BETA PEGASI ETAMIN 1⁄1000 EN ANA S –3 ALBIREO A ZZ CETI G 29-38 EG 82 –4 ETA BOÖTIS OMICRON2 ERIDANI B GD 165 ALGEIBA B –5 LAMBDA VELORUM KOCHAB ALGEIBA A ARCTURUS BETA CORVI DENEB KAITOS –6 BETELGEUSE VV CEPHEI PI PUPPIS DUBHE ALHENA S E C U E N C I A SIRIUS B ENIF EPSILON GEMINORUM S E T N A SUPERG I G POLARIS DELTA CEPHEI ALCYONE MIZAR A MERAK MENKALINAN ZUBENELGENUBI MEGREZ RASALHAGUE SIRIUS A ALDERAMIN FOMALHAUT DENEBOLA ALCOR ALTAIR BETA PICTORIS GAMMA DORADUS LB 1497 MIRFAK ETA AQUILAE ELECTRA ATLAS MEROPE EL NATH ZUBENESCHAMALI PLEIONE ALKAID REGULUS ALBIREO B ALGOL A COR CAROLI PHECDA GEMMA VEGA 100 ANTARES CANOPUS ETA LEONIS LUMINOSIDAD (MAGNITUD ASOLUTA) Betelgeuse GIGANTES/SUPERGIGANTES Estas estrellas abandonaron la secuencia principal cuando agotaron el hidrógeno del núcleo y comenzaron a quemar otras reservas de combustible, como el helio. Las más masivas se convierten en supergigantes; las menores, en gigantes. Si una supergigante ocupase el lugar del Sol, su tamaño abarcaría hasta la órbita de Júpiter. Estas estrellas no se mantienen fijas en el diagrama, sino que se desplazan a medida que evolucionan. A TIPO ESPEC TR AL LUMINOSIDAD (UNIDADES SOL ARES) SECUENCIA PRINCIPAL La mayoría de las estrellas se extienden a lo largo de la diagonal que cruza el diagrama de la parte superior izquierda a la esquina inferior derecha. Ello se debe a que tanto la luminosidad como la temperatura de la mayor parte de las estrellas vienen determinadas por un tercer parámetro: la masa. Las estrellas más calientes y brillantes (izquierda) poseen una masa mayor. Una vez que una estrella comienza a producir energía gracias a las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno, se alcanza un estado de equilibrio y el astro se mantiene en la misma posición del diagrama durante la mayor parte de su vida. B 10.000.000 pitch interactive (gráfico); ken croswell (datos estelares); P. Kervella, ESO (Betelgeuse); Jon Morse, Universidad de Colorado/NASA (Eta Carinae); NASA/WIYN/NOAO/ESA/Hubble Helix Nebula Team/M. Meixner, STScI y T. A. Rector, NRAO (nebulosa de la Hélice); ESA/NASA/SOHO (Sol) TIPO Y COLOR ESTELAR De manera parecida a lo que ocurre cuando calentamos un metal, el color de una estrella es indicativo de la temperatura de su superficie: desde un rojo tibio (derecha) hasta un azul candente (izquierda). Ello permite dividir a las estrellas en siete tipos espectrales, denotados O, B, A, F, G, K y M. Estos se basan en los elementos químicos que absorben luz en las capas externas, lo que a su vez depende de la temperatura. En castellano, una regla mnemotécnica para recordarlos es: «Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler y Messier». 0 +15 +16 +17 +18 +19 LHS 2924 +20 2200 K
