La observación más elemental de las estrellas nos revela dos hechos fundamentales: tienen distintos brillos, y diferentes colores.
Estas dos características de las estrellas obedecen a dos propiedades físicas. Por un lado, el color revela la temperatura, algo que la física acabó de entender a fines del siglo XIX, con el modelo matemático descubierto por Max Planck, que logró explicar el espectro de un cuerpo caliente. Por otro lado, si se conoce (o se puede estimar) la distancia a la que se encuentra una estrella, se puede calcular matemáticamente su brillo intrínseco, llamado luminosidad. Es necesario hacer esta conversión, porque una estrella puede ser brillante porque está muy cerca, como Sirio. Y puede ser tenue porque está muy lejos a pesar de ser intrínsecamente muy luminosa, como o2 Canis Majoris, que marqué en la foto:
Ómicron 2 CMa es casi 10 mil veces más luminosa que Sirio, pero en el cielo la vemos 57 veces más tenue que ella simplemente porque se encuentra mucho más lejos.
Estas dos magnitudes, la luminosidad y el color, ¿podrán aparecer en cualquier combinación? ¿O estarán relacionadas de alguna manera? Los primeros en explorarlo y descubrirlo, de manera independiente, fueron Ejnar Hertzprung, un ingeniero danés aficionado a la astronomía, y Henry Norris Russell, un astrónomo americano de formación académica. El siguiente es el gráfico que hizo Russell en 1913:
Cada punto es una estrella, de un puñado para el cual Russell pudo medir la distancia y calcular la luminosidad (o la magnitud absoluta), que se grafica en la coordenada vertical. En la coordenada horizontal, Russell puso la clase espectral (las letras que se ven arriba), una propiedad que está relacionada con el color y con la temperatura. Hertzsprung y Russell descubrieron que el color y la luminosidad no eran magnitudes independientes. Las inmensa mayoría de las estrellas aparecían formando una franja diagonal (que hoy llamamos secuencia principal, señalada en el gráfico con dos líneas diagonales), abarcando desde las estrellas muy luminosas y muy calientes (azules) en el extremo superior izquierdo, hasta las menos brillantes y más frías (y rojas) en el extremo inferior derecho.
Con el correr de los años, el gráfico de Hertzsprung y Russell (hoy lo llamamos diagrama HR) acabaría convirtiéndose en el corazón de la nueva ciencia de la astrofísica, que procuraba explicar cómo funcionaban las estrellas como fenómeno físico. Claro que cuando ellos lo descubrieron nadie tenía idea de esto, ni de cómo sería su constitución interna, o cómo nacían y morían. Nadie podía asegurar que el Sol no se apagaría o explotaría, por ejemplo. A nadie se le había ocurrido que los astrónomos acabarían explicando el origen de los elementos químicos que forman nuestro planeta y nuestros propios cuerpos.
Pero muy poco después, el genial Arthur Eddington sentaría las bases para esta ciencia de las estrellas, cuyo desarrollo llevaría la mayor parte del siglo XX. Eddington consolidó sus trabajos sobre la constitución interna de las estrellas en un libro fundamental, llamado, como no podía se de otra manera, La constitución interna de las estrellas. Lo publicó en 1926, pero en el prólogo cuenta que lo escribió entre mayo de 1924 y diciembre de 1925. Así que se cumplen 100 años del nacimiento de esta monumental teoría, que responde a todas esas cuestiones acerca de la vida de las estrellas. Es un logro extraordinario, teniendo en cuenta que las estrellas están tan lejos. Nadie puede ponerle un termómetro a una estrella, o tomar una muestra para analizarla en el laboratorio. Todo lo que sabemos sobre ellas lo sabemos mirando de lejos, gracias a la luz que nos llega de sus superficies y al ingenio de los astrofísicos. Es una teoría complicada, que incorpora todas las ramas de la física moderna. Algunos detalles ya los he ido contando en el blog, y en el futuro seguiré contando lo que pueda adaptar en palabras, de a pedacitos interesantes. Porque es algo de lo cual uno puede sentirse orgulloso aún sin haber participado, algo que te lleva a pensar "pucha, miren lo que hemos logrado".
Hablé de estas cosas, y mucho más, en mi reciente charla en el Planetario de la Ciudad de Buenos Aires. Si se la perdieron, pueden verla en YouTube. ¡Y si les gusta, recomiéndenla!
Hola Guillermo! Vi tu charla por YouTube y me gustó muchísimo. En particular este tema me parece fascinante. Me vino al pelo la nota, porque me quedé pensando sobre la paradoja termodinámica de las enanas blancas, que habías comentado en tu charla. No estoy seguro si lo terminó de entender.
ResponderEliminarGracias Alejandro. Hay ya dos notas sobre las enanas blancas: En el cielo de Vulcano y La degeneración de las estrellas, pero creo que en ninguna menciono la paradoja que le preocupaba a Eddington. Ya aparecerá a su tiempo, pero no me cuesta nada repetirla para que la vayas masticando. Eddington dice que se podría alcanzar una densidad como la calculada para las enanas blancas permitiendo que los núcleos atómicos (que tienen casi toda la masa de los átomos) estén más cerca que cuando forman parte de átomos. Para eso la materia tiene que estar muy caliente, de manera que todos los electrones estén ionizados. A partir de eses estado, si la estrella se enfría, los átomso vuelven a formarse, los núcleos se separan y la estrella vuelve a crecer. Pero para eso tiene que vencer a la gravedad, que tiende a comprimirla. Es decir, gasta energía y se enfría. Eso es lo que contradice la primera ley de la termodinámica, que es la conservación de la energía. La materia degenerada (cuántica) permite evitar esto porque la ecuación de estado es distinta de la de un gas ideal (la presión no es proporcional a la temperatura).
EliminarGracias Guillermo! Ahora sí, se me aclaró un poco más. Esperaré la próxima nota sobre el tema.
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