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 que normalmente acaba siendo un planeta gigante. Sería el caso de Júpiter; si este planeta hubiera tenido más masa cuando se formó, hubiese alcanzado la temperatura suficiente en su interior como para fusionar el hidrógeno en helio y se hubiera convertido en una estrella, con lo que viviríamos en un sistema solar con una estrella binaria, con dos soles (muy común en el Universo), el Sol y Júpiter.

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 a 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.

Medidas

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 un planeta gigante), 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 Próxima del Centauro, la estrella más cercana a nosotros, después del Sol, que es una enana roja y que también forma parte de un sistema múltiple.

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 estrellas

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 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 llamaron 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.

HR

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 ==> este artículo todavía no lo he publicado).

Acerca de José Luis Martínez Martínez

Profesor de matemáticas de ESO y Bachillerato
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