El diagrama HR.

 En capítulos anteriores hemos visto cómo los astrónomos han desarrollado métodos para determinar la distancia a las estrellas (utilizando la técnica de paralaje), su luminosidad (o magnitud absoluta), temperatura superficial (Ley de Wien),  tamaño (Ley de Stefan-Boltzmann), o sus clases espectrales (determinando así su composición). Todos estos logros son piezas de un rompecabezas aún mayor que describiremos a continuación.
En 1880 el astrónomo estadounidense Edward Charles Pickering (director del observatorio de Harvard en ese momento), logró reunir 500000 fotografías (en placas de vidrio), de estrellas de varios observatorios del mundo. Para clasificar el espectro de estas estrellas contrató a un grupo de mujeres (quienes trabajan seis días a la semana por un sueldo muy bajo), quienes fueron conocidas como las "Calculadoras de Harvard" o el "Harén de Pickering" (ver figura 1).

Entre estas mujeres se encontraban astrónomas que cambiarían el entendimiento del universo: Annie Jump Cannon, Henrietta Swan Leavitt, Williamina Fleming y Antonia Maury. 
En este capítulo hablaremos de Annie J. Cannon, quién clasificó en forma individual más de 350000 estrellas. 
En la primera década del siglo XX, Annie J. Cannon y Edward C. Pickering publicaron el sistema de clasificación espectral de Harvard, el cual clasificaba a las estrellas según sus clases espectrales (las cuales están relacionadas con sus temperaturas superficiales y color de las estrellas). La figura 2 muestra la versión actual de la clasificación de Harvard.

La clasificación no sigue un orden alfabético debido a un reordenamiento de un sistema de clasificación anterior. Una forma extendida de recordar este orden es la siguiente :"Oh, Be a Fine Girl, Kiss Me!", una versión que nunca será famosa es: Obama, fuerza de gravedad y kilómetros.
Esta clasificación ordena a las estrellas según sus temperaturas superficiales, pero el estudio de la relación existente entre la temperatura superficial y la luminosidad, realizada en forma individual por los astrónomos Ejnar Hertzsprung  y Henry Norris Russell entre 1905 y 1913, inició el proceso que llevó a comprender la evolución estelar.
El diagrama HR (en honor a los dos astrónomos que la crearon), ubica a las estrellas según sus temperaturas (o clasificación espectral), en el eje de las abscisas (eje x), en sentido creciente de temperaturas hacia la izquierda (en forma totalmente anti-intuitiva), y la luminosidad (o la magnitud
absoluta), en orden creciente en el eje de las ordenadas (eje y). La figura 4 es un ejemplo.

Análisis del diagrama HR:
La primera observación de diagrama HR se debe a la distribución de las estrellas en el mismo: las estrellas no están distribuidas uniformemente, sino que existen 5 grandes grupos. 
En la secuencia principal encontraremos a la mayor cantidad de estrellas  del diagrama. Esta región comprende a las estrellas que generan su energía mediante la fusión de hidrógeno. En este grupo se encuentra el Sol.
Las estrellas gigantes y supergigantes rojas, como su nombre indica son estrellas con tamaños muy superiores a estrellas que posean la misma temperatura y que corresponden a la secuencia principal.
Ejercicio ejemplo: Considere dos estrellas de la clase espectral M, y magnitud absoluta +5 y -5. Halle la diferencia de luminosidad y tamaño entre estas estrellas.
Resolución:
Utilizando la ley de Pogson se puede encontrar la diferencia de luminosidad:

La estrella de magnitud absoluta M= -5 es 10000 veces más brillante que la estrella de magnitud absoluta M=+5, y a pesar que tienen la misma temperatura. Para entender por qué pasa esto, es necesario recordar que  la ley de  Stefan-Boltzmann establece una relación entre el radio de las estrellas y su luminosidad dada por:

dividiendo la luminosidad de las dos estrellas encontramos la diferencia de tamaños entre las dos estrellas:

dado que conocemos la diferencia de luminosidad  y ambas tiene la misma temperatura, se puede simplificar llegando a:




Dos estrellas que difieren en 10 magnitudes, ¡poseen una diferencia de tamaños de 100 veces! 
Las estrellas que se encuentran en el grupo de las enanas blancas, son estrellas muy calientes pero de muy poca luminosidad, siguiendo el razonamiento realizado para el estudio de las gigantes rojas podemos deducir que son estrellas muy pequeñas (lo cual motivó su nombre).
Pero lo verdaderamente interesante del diagrama HR es que permite comprender la evolución de las estrellas, desde su formación, pasando por la secuencia principal, y hasta llegar a los diferentes finales que pueda tener en función de su masa: nebulosa planetaria, enana blanca, supernova, estrella de neutrones o agujero negro.
Actividad 1: Evolución de las estrellas según su masa.
Utilizando el simulador https://starinabox.lco.global/# investigar:
a) ¿Qué estrellas viven más tiempo?
b) ¿Cuál es el límite de masa para que se produzca una supernova?
c) ¿Cuál es la masa mínima para que una estrella se convierta en agujero negro?
Actividad 2: Analiza y crea una infografía donde se represente la ubicación del Sol en el diagrama HR, su evolución, y final evolutivo.

Actividad 3: Comparando tamaños y temperaturas.
Utilizando el simulador http://astronomy.nmsu.edu/geas/labs/hrde/hrd_explorer.html responde:
a) ¿Cuál es la diferencia de tamaño con el Sol de las estrellas analizadas de la actividad 1?
b) Considerando el tamaño, temperatura y tiempo de vida de las estrellas, ¿cuáles serán las estrellas más propicias para albergar planetas con vida? Investiga un artículo que se relacione a esta pregunta.