Astrofísica Histórica

 

 

El surgimiento del Diagrama H-R

El aporte de Pickering, Fleming, Maury y Cannon constituye uno de los pilares de la astrofísica; ellos pudieron describir y organizar cientos de miles de estrellas, señalando las posibles conexiones entre las caracte-rísticas observadas en ellas. No obstante, esa taxonomía aún no daba respuesta a las preguntas que los astrónomos buscaban responder, re-lacionadas con la vida de las estrellas y a su extraordinaria capacidad de brillar con luz propia. Un paso decisivo en esa dirección sería dado por dos astrónomos, uno de cada lado del Atlántico.

 

 A principios del siglo XX, a partir de la irrupción de las técnicas fotográficas en los trabajos astronómicos, se produjo una intersección entre los caminos que venían desarrollando la Astrometría (fundamentalmente a partir de las placas fotográficas que se obtenían para la determinación del paralaje de las estrellas – y con ella, su distancia), la clasificación espectral (en base a las placas fotográficas tomadas desde Harvard con el prisma-objetivo de Pickering) y el estudio de las propiedades fotométricas (en particular, los análisis de luminosidad de las imágenes estelares).

 

El desarrollo de Ejnar Hertzprung

Ejnar Hertzprung (1873-1967)

El dinamarqués Ejnar Hertzsprung (1873-1967) trabajaba, a título honorario, en el observatorio de la Universidad de Copenhague, particularmente en el desarrollo de la técnica de fotografía astronómica de campos estelares. En su labor, Hertzsprung se familiarizó con todos los datos estelares que se habían reunido hasta entonces; en particular, prestó atención a la magnitudes absolutas y tipos espectral.

 De sus análisis, Hertzsprung dedujo que los brillos intrínsecos de las estrellas podían tener algún tipo de paralelismo con sus espectros y sus temperaturas, siendo las estrellas rojas (frías) también las más débiles en brillo.

Como la magnitud aparente puede confundir el análisis dado que la distancia a la estrella no cuenta, Hertzsprung utilizó el concepto de magnitud absoluta, que permite comparar las estrellas según el brillo que tendrían de estar todas a la misma distancia de la Tierra. La distancia que escogió para esa comparación es la de 10 parsecs (32,6 años luz).

 En principio, Hertzsprung trabajó con el cúmulo de Híades y halló que parecía cumplirse su idea: surgía cierta correlación entre el brillo de las estrellas y sus espectros. Las conclusiones de sus primeros trabajos se publicaron en la revista oficial de los fotógrafos científicos alemanes, en dos entregas (1905 y 1907).

 En esos trabajos, Hertzsprung presentó, por primera vez, una tabla donde aparecían:

• número de estrella
• magnitud
• movimiento propio
• color
• tipo espectral

Hertzsprung utilizó la clasificación espectral de Maury y Cannon, y tuvo en cuenta muy especialmente los errores estadísticos de los datos que presentaba. Allí señala que las estrellas que componían la subdivisión "c" de Maury constituían una excepción en su hallazgo; esas estrellas presentan líneas espectrales estrechas.

 Las estrellas "c", se da cuenta Hertzsprung, aparecen mucho más brillantes que las estrellas que no son de ese tipo; esto podría indicar que las estrellas "c" debían ser mucho más grandes que las otras, pero al mismo tiempo, los datos mostraban que eran comparables en términos de masa.

 Para entonces, se habían realizado varias decenas de determinaciones de masa estelar estudiando estrellas dobles; con los datos de la masa de esas estrellas, Hertzsprung encontró que mientras la luminosidad variaba en más de un centenar de veces, la masa sólo lo hacía dos veces.

 Por otra parte, al contrario de otros tipos de estrellas rojas – relativamente comunes y cercanas a la vez que tenues y frías – las "c" de Maury sugerían ser más distantes e intrínsecamente mucho más brillantes. Hertzsprung pensó que se trataban de dos grupos de estrellas diferentes y sugirió que aquellas más brillantes debían ser mucho menos densas que las más tenues y pequeñas. Finalmente, distinguió uno y otro grupo como formados por estrellas enanas y estrellas gigantes.

 Hertzsprung le escribió a Pickering. En su carta del 15 de marzo de 1906, compara estrellas del mismo tipo espectral, unas con líneas finas y otras con líneas anchas; como resultado mostró una diferencia notable en magnitud absoluta entre unas y otras. Advierte, por último, la importancia de las subdivisiones que señalara Maury; incluso le urgió a Pickering a incorporar tales subdivisiones en el sistema de clasificación de Harvard. Sin embargo, Pickering no tuvo en cuenta la sugerencia del danés ya que estaba convencido de que las variaciones sutiles en las líneas espectrales provenían de problemas técnicos en los equipos.

Diagrama de Hertzprung (1911) combinado las magnitudes absolutas y los colores de las estrellas de las Híades.

 Hertzsprung, enterado de que Pickering ignoraba su proposición, volvió a escribirle con tono más enérgico (1908); en una parte de su carta dijo: "Opino que despreciar las propiedades "c" al clasificar los espectros estelares, es similar a que un zoólogo, que ha detectado las diferencias decisivas entre una ballena y un pez, los clasificara juntos". A Pesar que Hertzsprung llamase a los aportes de A. Maury "el avance más importante en clasificación estelar", Pickering continuó sin tener en cuenta su opinión. De cierta manera, Hertzsprung no despertaba confianza académica en Harvard; tal vez fuese porque el danés no era un astrónomo educado en la universidad.

 Ya en 1911, Hertzsprung reprodujo sus hallazgos en un gráfico cartesiano de dos ejes: un eje representaba el color y el otro la magnitud absoluta.

El resultado de su representación mostraba cómo las estrellas azuladas brillantes se ubicaban a la izquierda y las estrellas rojas más débiles, a la derecha; por otra parte, la gran mayoría de las estrellas se ubicaban en una banda, relativamente estrecha, que Hertzsprung llamó secuencia principal. Por otra parte, las estrellas que había llamado gigantes rojas conformaban una agrupación aparte.

El descubrimiento de Hertzsprung no tuvo entonces la difusión que merecía. Sin embargo sí fue advertido por el director del Observatorio de Postdam (Alemania), el prestigioso Karl Schwarzschild, quien inmediatamente convocó a Hertzsprung para que trabajara con él.

 

El desarrollo de Henrry Norris Russell

Henrry N. Russell (1877-1957)

 A pesar de la importancia del análisis y de las conclusiones a que arribara Hertzsprung, sus descubrimientos sólo fueron conocidos debido a los trabajos del estadounidense Henry Norris Russell (1877-1957) quien, hacia 1910, se hallaba inmerso en investigaciones similares. Fue el mismo Karl Schwarzschild quien puso en contacto a ambos investigadores.

 En 1903, inspirado por los trabajos del astrometrista inglés Hinks, Russell comenzó un programa de investigación sobre la determinación de paralajes estelares mediante la métodos fotográficos.

 En sus análisis descubrió, independientemente de Hertzsprung, que la magnitud absoluta de muchas estrellas se relacionaba con su tipo espectral; es decir, que la temperatura y el brillo de las estrellas se relacionaban de alguna manera. Notó que las estrellas más brillantes solían ser de color azul o blanco, mientras que las estrellas menos luminosas presentaban tipos espectrales, preferentemente tendientes al amarillo y al rojo.

 Por otra parte, a través de sus espectros, Russell sabía que las estrellas de la misma temperatura debían emitir cantidades similares de radiación por kilómetro cuadrado de sus superficies; por lo tanto, si una estrella débil y una estrella brillante estaban a la misma distancia de la Tierra y tenían la misma temperatura, entonces la estrella débil ser la de menor superficie.

 Russell utilizó métodos similares a los de Hertzsprung y consiguió estimar la distancia a varias estrellas, a través de sus correspondientes magnitudes absolutas. Luego, comparó los brillos intrínsecos con sus espectros y encontró los mismos grupos de estrellas que Hertzsprung había descubierto: determinó que esos dos grupos se trataban de estrellas rojas gigantes y enanas, tanto en tamaño como en brillo.

Diagrama de Russell (1913) correlacionando las magnitudes absolutas de las estrellas con sus tipos espectrales.

 En 1913, en la revista Popular Astronomy , Russell publicó un diagrama que mostraba la existencia de estrellas del mismo color, pero de enormes diferencias de luminosidad; a diferencia de Hertzsprung, Russell presentó los resultados de sus investigaciones en congresos y reuniones astronómicas.

 Para ilustrar sus descubrimientos, Russell enseñó el diagrama que representaba su análisis en la forma que luego lo haría famoso. Como su colega Hertzsprung, Russell incorporó la magnitud absoluta en uno de sus ejes, pero en el otro utilizó el sistema de clasificación espectral de Harvard, es decir, la secuencia de tipos espectrales que indicaba el color y la temperatura de las estrellas.

 En su publicación, Russell presentó un diagrama magnitud-espectro; sin embargo, las muestras de estrellas utilizadas por el norteamericano eran diferentes a las que usara el danés. Mientras que Hertzsprung utilizó datos de estrellas miembros de cúmulos estelares, Russell había considerado sólo estrellas de campo, lo cual constituyó una confirmación de la relación entre la luminosidad y color, y provocó un altísimo interés de la comunidad astronómica internacional.

 Como se mencionó anteriormente, los resultados que mostró Russell en su trabajo eran paralelos a los de Hertzsprung, pero el gráfico que presentara el estadounidense apareció girado noventa grados en el sentido de las agujas del reloj respecto al de Hertzsprung, con el brillo incrementándose hacia arriba y los valores del/la color-temperatura decreciendo hacia la derecha.

 Igual que en el diagrama original de Hertzsprung, aproximadamente el 90% de las estrellas seleccionadas se ubicaban en una banda, la que continuó llamando secuencia principal; las gigantes rojas, se agrupaban ahora en la esquina superior de la derecha.

 Al describir su diagrama, Russell reconoció que el trabajo de Hertzsprung le había precedido; el danés, modesto y concentrado en su profesión, no estaba preocupado por temas como la reputación profesional o la prioridad en los descubrimientos. No obstante, el tipo de gráfico (luminosidad en función del color, del espectro o de la temperatura), sencillo y extraordinariamente útil, sería conocido en la comunidad científica como el Diagrama de Hertzsprung-Russell o bien, abreviadamente, el Diagrama H-R.

 

Karl Schwarzschild (1873-1916)

 Vale destacar que, simultáneamente, Karl Schwarzschild contribuyó en esta gesta astrofísica con la definición rigurosa de una de las más importantes variables que intervienen en los diagramas H-R, el índice de color.

 En la historia del diagrama H-R es interesante mencionar también que, dado que las estrellas que forman un cúmulo, pueden considerarse que aproximadamente son equidistantes de la Tierra, Hertzsprung fue el primero en estudiarlas mediante un diagrama color-magnitud; utilizó para ello el cúmulo de las Híades. Luego, en 1929, realizó el mismo trabajo para las Pléyades, un cúmulo algo más lejano, y más tarde incluso utilizó estrellas de la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea, con lo que contribuyó a la determinación de la escala de distancias más allá de nuestra galaxia.

Diagrama H-R actual indicando la posición de las estrellas más brillantes del cielo conjuntamente con las estrellas más cercanas al Sol. De esta forma se delimitan muy bien las diferentes "Clases de Luminosidad".

 Hertzsprung continuó en actividad hasta 1960, con el mismo programa de investigación y utilizando datos observacionales que le llegaron de todo el mundo.

Actualmente el diagrama H-R es una herramienta fundamental para el estudio de la evolución estelar y de la estructura e historia de nuestra Galaxia. Distintos parámetros son los que permiten asociarse con las dimensiones físicas que definen al diagrama H-R, de esta forma surgen distintas formas del Diagrama: