Diagrama de Hertzsprung-Russell
El diagrama d'Hertzsprung-Russell (comunament abreviat com a diagrama H-R) és un gràfic de dispersió d'estreles que indica la relació entre les magnituts absolutes o lluminositat de les estreles en comparació a les seues classificacions espectrals o les temperatures efectives. De forma més senzilla, en el gràfic es traça cada estrela per a medir la seua lluentor en comparació a la seua temperatura (color). El diagrama va ser creat en 1905 per l'astrònom Ejnar Hertzsprung i, de manera independent, en 1913 per Henry Norris Russell. El diagrama d'Hertzsprung mostrava la lluminositat de les estreles en funció del seu color, mentres que el diagrama inicial de Russell mostrava la lluminositat en funció del tipo espectral. Abdós diagrames són equivalents i representen un pas important cap a la comprensió de l'evolució estelar o "la forma en que les estreles passen per seqüències de canvis dinàmics i radicals a través del temps".
Antecedents històrics
A finals d'el XIX, es va portar a terme l'estudi espectroscópico i fotogràfic a gran escala de les estreles pel Observatori de l'Harvard College, a on es varen realisar classificacions espectrals per a decenes de mils d'estreles, culminant finalment en el Catàlec Henry Draper. En un segment d'esta obra, Antonia Maury va incloure divisions de les estreles per l'ample dels seus llínees espectrals. Hertzsprung va senyalar que les estreles descrites en llínees estretes tendien a tindre moviments propis més chicotets que les atres de la mateixa classificació espectral. Va entendre açò com una indicació de major lluminositat per a les estreles de llínea estreta, calculant aixina els paralajes seculars per a varis grups d'elles, lo que va permetre estimar la seua magnitut absoluta. En 1910 Hans Rosenberg va publicar un diagrama traçant la magnitut aparent de les estreles en el cúmul de Les Pléyades en contra dels punts forts de la llínea K de Calcio i les dos llínees de Balmer del hidrogen. Estes llínees espectrals servixen com un indicador de la temperatura de l'estrela, una forma primerenca de la classificació espectral. La magnitut aparent de les estreles en el mateix cúmul és equivalent a la seua magnitut absoluta i per tant, este diagrama primerenc era efectivament un gràfic de la lluminositat front a la temperatura. El mateix tipo de diagrama s'utilisa hui en dia com un mig per a mostrar les estreles situades en cúmuls sense tindre que conéixer la seua distància i lluminositat. Hertzsprung ya havia estat treballant en este tipo de diagrama, pero les seues primeres publicacions varen mostrar que no va ser fins a 1911. Esta va anar també la forma del diagrama en la que s'estaven utilisant magnituts aparents d'un grup d'estreles totes ubicades a la mateixa distància. Les primeres versions del diagrama de Russell (1913) incloïen a les estreles jagantes de Maury identificades per Hertzsprung, que eren aquelles estreles pròximes en paralajes medits en aquelavors, estreles procedents de les Híades (un cúmul obert propenc), i varis grups en moviment, pel qual el método del cúmul en moviment podia ser utilisat per a obtindre distàncies i en això obtindre les magnituts absolutes d'eixes estreles.
Formes del diagrama
Hi ha vàries formes del diagrama d'Hertzsprung-Russell, i la nomenclatura no està molt ben definida. Totes les formes compartixen el mateix disseny en general: les estreles de major lluminositat estan situades en la part superior del diagrama, i les estreles en una temperatura superficial elevada estan en el costat esquerre. El diagrama original mostrava el tipo espectral de les estreles sobre l'eix horisontal i la magnitut visual absoluta en l'eix vertical. El tipo espectral no és una cantitat numèrica, sino que la seqüència de tipos espectrals és una série monòtona que reflectix la temperatura superficial estelar. Versions observacionals modernes de la taula de tipos espectrals varen ser reemplaçades per un índex de color per a les estreles (els diagrames que es realisaven a mitan d'el XX eren a sovint de color B-V). Este tipo de diagrama és lo que se sol denominar com un diagrama Hertzsprung–Russell observacional o un diagrama color-magnitut. En casos en que les estreles són conegudes per estar a distàncies iguals, com dins d'un cúmul estelar, s'utilisa a sovint un diagrama color-magnitut per a descriure les estreles del cúmul en un traçat en a on l'eix vertical és la magnitut aparent de les estreles. Per a membres del cúmul, hi ha una sola diferència constant aditiva entre les seues magnituts aparents i absolutes, cridada mòdul de distància, per a totes aquelles estreles dels cúmuls. Els primers estudis de cúmuls propencs oberts (com les Híades i Les Pléyades) realisats Hertzsprung i Rosenberg varen produir el primer diagrama color-magnitut, anterior per uns anys a la síntesis influent de Russell del diagrama que recopilava senyes per a totes les estreles les magnituts absolutes de les quals es varen poder determinar. Una atra forma de diagrama traça la temperatura superficial efectiva de l'estrela en un eix i la lluminositat en l'atre, casi invariablement en un gràfic de representació logarítmica. Els càlculs teòrics de la superfície estelar i l'evolució de les estreles produïxen gràfics que concorden en els de les observacions. Este tipo de diagrama podria ser cridat diagrama de temperatura-lluminositat, pero este terme casi mai s'utilisa; quan es fa la distinció, esta forma és anomenada en el seu lloc diagrama teòric Hertzsprung–Russell. Una característica peculiar d'esta forma de diagrama HR és que les temperatures estan representades des d'una temperatura elevada a una baixa temperatura, que ajuda en la comparació d'esta forma de diagrama HR en la forma observacional.
Interpretació
La majoria de les estreles ocupen la regió del diagrama a lo llarc de la llínea anomenada seqüència principal. Durant l'etapa de la seua vida en la que les estreles es troben en la llínea de la seqüència principal, estan fusionant hidrogen en els seus núcleus. La següent concentració d'estreles es troba en la branca horisontal (fusió d'heli en el núcleu i combustió d'hidrogen en una envoltura que rodeja al núcleu). Una atra característica destacada és la brecha d'Hertzsprung situada en la regió entre el tipo espectral A5 i G0 i entre +1 i -3 magnituts absolutes (és dir, entre la part superior de la seqüència principal i les jagantes de la branca horisontal). Les estreles variables RR Lyrae es troben a l'esquerra d'este buit, en una secció del diagrama denominada franja d'inestabilitat. Les variables cefeidas també es troben en la franja d'inestabilitat, a major lluminositat. Els científics poden utilisar el diagrama H-R per a medir aproximadament la distància a la que es troba un cúmul estelar o una galàxia de la Terra. Per a això, es comparen les magnituts aparents de les estreles del cúmul en les magnituts absolutes d'estreles en distàncies conegudes (o d'estreles modele). El grup observat es desplaça llavors en direcció vertical, fins que les dos seqüències principals es solapan. La diferència de magnitut que s'ha salvat per a fer coincidir els dos grups es denomina mòdul de distància i és una mida directa de la distància (ignorant l'extinció). Esta tècnica es coneix com a ajust de la seqüència principal i és un tipo de paralaje espectroscópico. No només es pot utilisar l'apagat de la seqüència principal, sino també la punta de les estreles de la branca jaganta roja.[1][2]
El diagrama vist per la missió Gaia de l'EIXA
la missió Gaia de l'EIXA va mostrar vàries característiques en el diagrama que no es coneixien o que se sospitava que existien. Va trobar una brecha en la seqüència principal que apareix per a les nanes roges i que s'explica en la transició d'un núcleu parcialment convectiu a un núcleu totalment convectiu.[3][4] Per a les nanes blanques el diagrama mostra vàries característiques. En este diagrama apareixen dos concentracions principals seguint la seqüència de refredat de les nanes blanques que s'expliquen en la composició atmosfèrica de les nanes blanques, especialment les atmòsfera dominades per hidrogen front a heli de les nanes blanques.[5] Una tercera concentració s'explica en la cristalisació del núcleu de l'interior de les nanes blanques. Açò llibera energia i retarda el refredat de les nanes blanques.[6][7]
Paper en el desenroll de la física estelar
La contemplació del diagrama va dur als astrònoms a especular que podria demostrar l'evolució estelar, sent la principal sugerència que les estreles colapsaven de jagantes roges a estreles nanes, per a despuix descendir a lo llarc de la llínea de la seqüència principal en el transcurs de les seues vides. Per tant, es pensava que les estreles irradiaban energia convertint l'energia gravitatoria en radiació a través del mecanisme de Kelvin-Helmholtz. Este mecanisme va donar com resultat una edat del Sol de només decenes de millons d'anys, lo que va crear un conflicte sobre l'edat del sistema solar entre els astrònoms i els biòlecs i geólogos que tenien proves de que la Terra era molt més antiga que això. Este conflicte no es va resoldre fins a la década de 1930, quan es va identificar la fusió nuclear com a font d'energia estelar. Despuix de la presentació del diagrama per Russell en una reunió de la Royal Astronomical Society en 1912, Arthur Eddington es va inspirar en ell per a utilisar-ho com a base per a desenrollar idees sobre física estelar. En 1926, en el seu llibre La constitució interna de les estreles va explicar la física de cóm les estreles encaixen en el diagrama.[8] L'artícul anticipava el posterior descobriment de la fusió nuclear i proponia correctament que la font d'energia de l'estrela era la combinació d'hidrogen en heli, lliberant una enorme energia. Es tractava d'un bot intuïtiu especialment notable, ya que en aquella época encara es desconeixia la font d'energia d'una estrela, no s'havia demostrat l'existència de l'energia termonuclear i inclús no s'havia descobert que les estreles estan compostes en la seua major part per hidrogen (vejau metalicidad). Eddington va conseguir eludir este problema concentrant-se en la termodinàmica de la transport radiatiu d'energia en els interiors estelars.[9] Eddington va predir que les estreles nanes permaneixen en una posició essencialment estàtica en la seqüència principal durant la major part de la seua vida. En les décades de 1930 i 1940, en la comprensió de la fusió de l'hidrogen, va sorgir una teoria respalada per proves de l'evolució a jagantes roges, despuix de la qual es va especular en casos d'explosió i implosió dels restants a nanes blanques. El terme nucleosíntesis de supernovas s'utilisa per a descriure la creació d'elements durant l'evolució i explosió d'una estrela pre-supernova, un concepte propost per Fred Hoyle en 1954.[10] la mecànica quàntica, la matemàtica pura i els models de mecànica clàssica dels processos estelars permeten anotar en el diagrama d'Hertzsprung-Russelles trayectòries convencionals conegudes com a seqüències estelars—se seguixen afegint eixemples més rars i anómals a mida que s'analisen més estreles i es consideren models matemàtics.
Vore també
Referències
- ↑ “Standard globular cluster giant branches in the (MI,(V–I)O) plane” . Astronomical Journal 100: 162–181. doi:. ISSN 0004-6256. Bibcode: 1990AJ....100..162D.
- ↑ “Tip of the Ret Giant Branch Distances to the Dwarf Galaxies Dw1335-29 and Dw1340-30 in the Centaurus Group” . Astronomy & Astrophysics 615. doi:. Bibcode: 2018A&A...615A..96M.
- ↑ «Mind the Gap: Gaia Mission Reveals the Insides of Stars» (en és-és).
- ↑ Plantilla:Cite journalast1=Jao
- ↑ Plantilla:Cite journalast1=Collaboration
- ↑ «EIXA Ciència i Tecnologia - Gaia revela cóm les estreles similars al Sol es tornen sòlides despuix de la seua desaparició».
- ↑ Plantilla:Cite journalast1=Tremblay
- ↑ Eddington, A. S.. “La constitució interna de les estreles”. The Scientific Monthly 11 (4): 297-303. PMID 17747682. Bibcode: 1920SciMo..11..297I.
- ↑ “Sobre l'equilibri radiatiu de les estreles” (1916). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 77: 16-35. Bibcode: .77...16I 1916MNRAS. .77...16I.
- ↑ Hoyle, F. (1954). “Sobre les reaccions nuclears que tenen lloc en les estreles molt calentes. I. the Synthesis of Elements from Carbon to Nickel”. Astrophysical Journal Supplement 1. Bibcode: 1954ApJS....1..121H.
Bibliografia
Enllaços externs
Hertzsprung–Russell diagram en Wikimedia Commons.
- Cen H-R animation of a Hertzsprung–Russell diagram created from real Hubble data
- [1] an interactive Hertzsprung–Russell diagram as a Java applet
- [2] a Bag of Stellar Tracks and Isochrones, simulations with FRANEC code by Teramo Astronomical Observatory
- Ondra: The first Hertzsprung-Russell diagram
- or Russell? Answer: neither! [3] archivat en Wayback Machine.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Diagrama de Hertzsprung-Russell» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.