T.E.L: 4 min.
Como en Buscando a Wally, pero en los gráficos HR.
Es difícil separar los significados de descubrir e inventar. Pero podríamos aceptar que inventar es crear algo nuevo, aunque sea una idea; mientras que descubrir es conocer algo que existía previamente.
Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell tuvieron una idea similar a principios del siglo XX. Su combinación se conoce como Diagrama H-R o diagrama color-magnitud. Es uno de los inventos más fructíferos de la astronomía moderna, aunque no ganaran por ello un Premio Nobel, ya que no era un descubrimiento.
Estos diagramas son la mejor síntesis de la astrofísica estelar. Hasta el Siglo XIX la astronomía era posicional, es decir que se trataba de estudiar el movimiento de los objetos. Con el desarrollo de la espectrografía y la física nuclear, fue posible comenzar a entender cómo se forman las estrellas. Eso derivó en la clasificación estelar, gracias a contribuciones como las de Joseph von Fraunhofer y Annie Jump Cannon.
La historia se cuenta en la segunda temporada de la nueva serie Cosmos, disponible ahora en una plataforma de video en línea y también en algún otro sitio web.
Los diagramas HR no son todos iguales, pero suelen tener estos elementos:
En el eje de abscisas (la horizontal) se coloca la temperatura, en grados Kelvin. Es usual que también se use el mismo eje, pero en la parte superior, para indicar el tipo espectral, desde las estrellas O -más calientes- a las M. Hay una famosa regla mnemotécnica para esto: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me" (OBAFGKM).
En muchos casos también se indica el índice de color (B-V) que asigna un número según el color: negativo si es azul, cero si es blanco, positivo si es amarillo, naranja o rojo.
El tipo espectral o clasificación de las estrellas depende de los procesos físicos interiores por los cuales crean elementos más pesados que el helio. Como consecuencia de esos procesos físico-químicos, poseen temperaturas efectivas diferentes. La clasificación actual proviene de otra anterior, por eso quedaron letras desordenadas del alfabeto. Las estrellas más calientes, las O, son un pequeño porcentaje del total, por lo que muchas veces, en los Gráficos HR se las omite para empezar en las estrellas B.
En el eje de ordenadas, el vertical, se indica la luminosidad, con nuestro Sol como unidad de medida (que es una estrella G) y también se indica la magnitud absoluta. La luminosidad y magnitud dependen de la masa. Y a mayor masa, mayor tamaño, excepto los objetos compactos, que son muy densos.
De este modo tenemos algo que se parece a un mapa, pero que no es espacial, es decir que no tiene coordenadas espaciales, sino de color-magnitud.
Entre un conjunto de estrellas, por ejemplo en un cúmulo globular, o una galaxia, tendremos este mapa conceptual que nos permite colocar a las estrellas de este modo:
Las más pequeñas estarán en la parte inferior ya que son poco luminosas. Las más grandes y brillantes, arriba. Las más calientes, a la izquierda, ya que son azules, y las menos calientes, rojas, del otro lado.
Veremos que entre un grupo de astros, se forma una especie de camino, la secuencia principal: son las estrellas en equilibro. Fuera de ese camino, están los objetos post-estelares: enanas blancas. Pero las estrellas de neutrones también son objetos post-estelares. ¿Dónde están? ¿Por qué no suelen figurar en los gráficos HR?
Nota: las enanas marrones son objetos sub-estelares, por eso no figuran.
¿Y DÓNDE ESTÁN LAS ESTRELLAS DE NEUTRONES?
Las estrellas de neutrones son remanentes de estrellas más grandes que nuestro Sol. Para que se produzca una estrella de neutrones, la progenitora debe tener al menos 8 masas solares (MS). Los objetos compactos remanentes hasta 1.4 Masas Solares (MS) son enanas blancas y van a parar a la esquina inferior izquierda de los gráficos HR, ya que son pequeñas y calientes.
Si el remanente es de más de 5 MS finalizan como agujeros negros. Hay una brecha entre 2.1 y 5 MS. Se teorizó que allí estarían las estrellas de quarks, no observadas.
Las estrellas de neutrones son remanentes de entre 1.4 y 2.1 masas estelares, a pesar de que la estrella progenitora haya sido de 8 MS o superior. Es que en el proceso se expulsará gran parte de la materia para dejar al desnudo un núcleo muy compacto.
La temperatura de una estrella de neutrones depende de su edad. Las más jóvenes pueden alcanzar temperaturas de hasta 10^12 kelvins, pero la emisión de neutrinos las enfría hasta 10⁶ (un millón) kelvins.
Sin embargo, la clasificación estelar generalmente usada (Sistema Morgan-Keenan) empieza con las estrellas O, que poseen temperaturas máximas de 30 mil kelvins, aunque excepcionalmente podrían llegar al doble en algunos casos.
Por eso no suelen incluirse a las estrellas de neutrones en los gráficos HR. Las más viejas podrían estar junto a las enanas blancas, ya que serán pequeñas y calientes, pero no tanto como las más jóvenes, cuyas temperaturas las colocaría muy fuera de gráfico. ¡Hay que cambiar la escala para hacerlas ingresar!
Podría darse el caso de que se fusionaran una estrella de neutrones con una enana blanca, lo que formaría un objeto Thorne–Żytkow, o caer en lo que se llama Rama asintótica gigante (AGB, en inglés). Un posible ejemplo de esto es el objeto HV 2112.
Como en los juegos de buscar a Wally (o Waldo), las estrellas de neutrones están escondidas...en la escala de temperatura.
Ya lo sabe: Las estrellas de neutrones están (en los gráficos HR), al fondo a la izquierda.☉
HV 2112
Sobre las imágenes
By User:Spacepotato - Modified version of Image:HR-diag-no-text.svg, written by Rursus and modified by Bhutajata, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2093830
By Richard Powell - The Hertzsprung Russell Diagram, CC BY-SA 2.5, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1736396
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