Masa, tamaño, luminosidad y temperatura de una estrella. El diagrama de Hertzsprung-Rusell

En el momento que se forma una estrella, su masa inicial va a determinar sus características: tamaño, luminosidad y temperatura, así como su evolución y su vida.

Las estrellas brillan debido a la energía generada en las reacciones de fusión nuclear que se producen en su interior. Si la masa inicial es baja (inferior a unas 0,08 masas solares), no se producen reacciones nucleares y el cuerpo generado no se convierte en una estrella, sino  en una estrella fallida o enana marrón.

No obstante, si la masa inicial es enorme se vuelven inestables. Durante tiempo se pensaba que la masa inicial máxima de una estrella era de 150 masas solares y que por encima el cuerpo sería tan inestable que no formaría ninguna estrella.

Pero en 2010, un equipo de astrónomos dirigidos por Paul Crowther, profesor de astrofísica de la Universidad de Sheffield (Gran Bretaña), utilizando el VLT (Very Large Telescope) del ESO (European Southern Observatory) en Chile, junto con información del telescopio espacial Hubble de la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA), descubrió una estrella hipermasiva, R136a1, en un cúmulo estelar denominado RMC 136a (conocido también como R136) que se encuentra en la nebulosa de la Tarántula, en la Gran Nube de Magallanes (pequeña galaxia satélite de nuestra Vía Láctea) a unos 165000 años luz de distancia. El equipo encontró diversas estrellas con masas superiores a las 150 masas solares, pero en el centro del cúmulo se encontraron con R136a1, una estrella con una masa actual de 265 masas solares, pero que cuando nació estiman que era de 320 masas solares.

Así, si la masa inicial es superior a las 0,08 masas solares, el cuerpo formado empieza a fusionar hidrógeno en helio y se convierte en una estrella. Pero no todas las estrellas son iguales. Por un lado existe diferencia de tamaños: hay estrellas enormes, grandes, medianas y pequeñas, como muestra la figura siguiente, donde se puede observar el tamaño muy diferente de algunas estrellas.

Tamaños de algunas estrellas

Hay estrellas muy grandes, las llamadas supergigantes, como Betelgeuse o Antares; estrellas grandes, las llamadas gigantes, como Rigel o Aldebarán; estrellas medianas, como el Sol o Sirio y estrellas muy pequeñas (algo más grandes que una enana marrón), son las llamadas enanas, como Sirio B (Sirio es una estrella binaria formada por Sirio o Sirio A, una estrella mediana y Sirio B, una enana blanca) o Proxima Centauri, la estrella más cercana a nosotros, después del Sol, que es una enana roja y que también forma parte de un sistema múltiple.

Comparación entre el Sol y Proxima Centauri

Pero no solo existen diferencias en el tamaño, sino que las estrellas también son diferentes en temperatura/color, (estas dos características, temperatura y color, están relacionadas): las estrellas más calientes (unos 30000 K) son azules y las más frías (entre 3000 K a 1600 K) son rojas. Este aspecto hace que hayan siete tipos de estrellas según su temperatura/color, según su llamado tipo espectral, como puede verse en la figura siguiente.

Tipos espectrales de las estrellas

Una estrella con una masa inicial grande será mayor que una con una masa inicial pequeña y, a su vez, estará más caliente (más azul), por lo que su brillo o luminosidad también será mayor. Pero no solamente la masa inicial determina el tamaño, la temperatura y la luminosidad de la estrella, sino que también va a determinar su evolución y su vida en definitiva. El ciclo de vida de una estrella y su edad está directamente relacionado con su masa, ya que las estrellas masivas consumen su combustible muy rápido, viviendo menos tiempo que las estrellas menos masivas, las cuales tardan más en quemar su combustible.

A principios del siglo XX, el danés Ejnar Hertzsprung y el estadounidense Henry Norris Russell, e independientemente el uno del otro, se dieron cuenta de esta relación entre la masa de una estrella y su luminosidad, temperatura, tamaño y vida. Observaron que si se disponían las estrellas en un diagrama de ejes cartesianos, donde en el eje de abscisas (horizontal) se representaban las temperaturas en orden decreciente (o el tipo espectral desde el O al M) y en el de ordenadas (vertical), la luminosidad en orden creciente (o la magnitud absoluta en orden decreciente), la mayoría de estrellas se situaban en una diagonal convexo-cóncava, desde la zona superior izquierda (estrellas grandes, azules, calientes y luminosas) a la inferior derecha (estrellas pequeñas, rojas, frías y poco luminosas), diagonal que conoce como la secuencia principal.

En el mismo diagrama, las supergigantes se situarían en la zona superior, las gigantes entre éstas y la secuencia principal y las enanas blancas por debajo de ésta. Además, el radio de las estrellas aumenta en diagonal, desde abajo a la izquierda a arriba a la derecha y el tiempo de vida de la estrella aumenta en la secuencia principal a medida que avanzamos desde la zona superior izquierda hasta la inferior derecha.

Paralela e independientemente, y sin conocer ninguno los estudios del otro, Hertzsprung en 1910 y Russell en 1913, publicaron sus diagramas que eran básicamente iguales. Debido a ello, se le llama diagrama Hertzsprung-Russell o simplemente diagrama H-R. Originalmente en este diagrama se situaba en el eje horizontal el tipo espectral y en el vertical la magnitud absoluta y después se situaron sus equivalentes temperatura y luminosidad.

La imagen siguiente es el diagrama Hertzsprung-Russell.

Diagrama Hertzsprung-Russell

Las estrellas de la zona superior izquierda de la secuencia principal son más masivas, por lo que la fusión nuclear es más veloz, por tanto brillan más y están más calientes, pero a su vez viven menos; son las gigantes azules. En el otro extremo de la secuencia principal (abajo a la derecha), las estrellas son menos masivas, por lo que la fusión nuclear es más lenta, brillando menos y siendo más frías, pero viven más; son las enanas rojas. Desde las gigantes azules a las enanas rojas, las estrellas disminuyen en masa, luminosidad y temperatura, y aumentan en tiempo de vida.

Cuando las gigantes azules agotan su combustible, se salen de la secuencia principal y se convierten en supergigantes; cuando las estrellas medianas agotan su combustible, salen de la secuencia principal y se convierten en gigantes rojas, acabando sus días como enanas blancas (ver La vida de las estrellas).

Acerca de José Luis Martínez Martínez

Profesor de matemáticas de ESO y Bachillerato
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6 respuestas a Masa, tamaño, luminosidad y temperatura de una estrella. El diagrama de Hertzsprung-Rusell

  1. Hola José Luís,

    LLego a esta entrada (de 2019) a partir de otra entrada (de 2021) sobre cúmulos estelares en la que ésta estaba enlazada.
    Tengo una consulta que no sé si lo voy a decir bien o si lo tengo mal entendido. En las nebulosas se forman las estrellas pero leyendo en diferentes artículos y libros he llegado a una conclusión que no sé si es errónea. Mi conclusión fue que planetas y estrellas tienen el mismo origen pero la diferencia está en su composición y su massa total. De manera que se formaban o estrellas o planetas (demás massa a menos). Con tanta massa pueden autocombustionar sus gases pero en cambio si no tienen tanta massa (ahora no sé la escala con respecto a nuestra estrella, el Sol) se quedan en planetas y si están a medio camino entre estrella y planeta son las enanas marrones.
    ¿Mi relato resumen es incongruente o erróneo?
    Saludos!

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    • Bueno, más o menos. Los planetas gaseosos sí que con más masa podrían haber dado estrellas. Se considera que, para poder ser estrellas, la masa ha de ser de 0,08 masas solares (unas 80 masas de Júpiter). Entre 80 y 13 masas de Júpiter dan lugar a enanas marrones y, por debajo, planetas. Por ejemplo, Júpiter, si llega a tener más masa (80 veces más), podría haber dado lugar a una estrella y, nuestro Sistema Solar, estaría compuesto de dos estrellas (una binaria), bastante usual en el Universo

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      • Todo esto me hace preguntar cual debe ser el mecanismo que hace diferenciar ña formación de un planeta gaseoso de uno rocoso. Entienfo que un cuerpo gaseoso tiene mucha más gravedad que uno rocoso (por ejemplo Júpiter tiene una gravedad de 25 m/s2 frente a los 9,8 m/s2 de la Tierra). Esto hace que los gases no se pueden escapar fácilmente y por ello hay tanto grueso atmosférico. Ahora mismo no sé cual es el radio de la parte rocosa de Júpiter (sin contar atmosfera) para compararlo con el de la Tierra por lo que veo 2 posibilidades. O bien hay más massa que la que tiene la Tierra o bien tiene igual o menos pero más concentrada en menor volumen, luego mayor densidad y esto me hace preguntarme cual debe ser la composición química de la parte rocosa de Júpiter. Todo justo estamos arañando Marte por lo que aterrizar en Júpiter es todavía una utopia.
        Saludos!

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      • Hola Dani,
        Sí, si que es una utopía hoy día aterrizar en Júpiter. Y ya no solo por la gravedad. Si Júpiter tiene un núcleo rocoso, cosa de la que los astrónomos no lo tienen claro del todo, debe de ser del tamaño de un planeta rocoso (la Tierra, Venus). Así que, imagínate todo lo que tiene que atravesar una nave para llegar a la superficie sólida de Júpiter.
        Saludos

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  2. Gracias!
    Eres mi profesor particular de astronomía jajaja
    Desde un punto de la física esto me hace “explotar la cabeza” porque si es totalmente gaseoso estos gases deben ser densísimos para tener una gravedad tan enorme però una densidad muy grande implica una pressión también grande por lo que (y no sé qué decir sobre la temperatura en su interior) estos gases deberían liquar o incluso sublimar inversamente y encontrarse en estado líquido o sólido en el último supuesto. Todo esto se me escapa y a lo mejor me he saltado algo o he dicho alguna chorrada (no estoy nada puesto ni en composición planetaria ni de estrellas). Paso a paso, voy aprendiendo.

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    • Jajaja. Bueno Dani, se nota que eres físico y te haces todas esas preguntas, que está muy bien. Bueno, que yo sepa, Júpiter es enorme, pero su densidad es más baja que la de la Tierra lo que hace que, a pesar de ser enorme, su masa, que es elevada, no lo es tanto como lo habría de ser por el tamaño que tiene. Se cree que sí, que por encima del supuesto núcleo rocoso, habría hidrógeno en estado líquido y, por encima de éste, en estado gaseoso.
      Saludos

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