Estrellas gigantes

Hace poco mostré la relación entre la luminosidad y el color de las estrellas, que descubrieron hace algo más de 100 años Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, y que hoy conocemos como diagrama HR. El diagrama HR original tenía un puñado de estrellas, pero hoy en día podemos poner miles o millones. Les muestro uno que hice con todas las estrellas del satélite Hipparcos:

Lo más notable de este diagrama es que muestra que la luminosidad y el color no son magnitudes independientes: están relacionadas. El 90% de las estrellas aparecen organizadas en una franja diagonal, que hoy llamamos secuencia principal. Esta secuencia corre desde el extremo superior izquierdo, donde están las estrellas más luminosas y azules, hasta abajo a la derecha, donde están las menos luminosas, que son más rojas. Esto se debe a la ley de Planck, que expresa la energía radiada por un objeto caliente para cada longitud de onda. En un gráfico, la ley de Planck se ve así (para tres temperaturas típicamente estelares):

Vemos aquí dos cosas importantes: que los cuerpos más calientes radian mucha más energía (la curva más alta es la de 8000 K), y que la mayor parte de esta radiación está concentrada alrededor de cierta longitud de onda, que es más corta (más azul) si el objeto es más caliente. Así que las estrellas más azules son las más calientes y más luminosas, y las más fresquitas y rojas radian menos. Todo muy sensato.

Pero además de la secuencia principal, hay una minoría de estrellas en una rama más horizontal, arriba a la derecha. Son estrellas más bien rojas (o sea, no muy calientes), pero tan luminosas como las más azules. ¿Cómo es posible esto? Hay un detalle en la ley de Planck que permite entenderlo: el eje vertical del gráfico muestra la energía radiada por unidad de superficie del cuerpo caliente (en las unidades dice por metro cuadrado). Así que hay una manera para que una estrella menos caliente radie tanto como una más caliente: ¡con más metros cuadrados! Para estar en la posición en que están en el diagrama HR, deberían ser estrellas gigantes, mucho mayores que las de la secuencia principal del mismo color. Hertzsprung las bautizó, naturalmente, gigantes rojas. Si se fijan en el eje vertical, la diferencia entre las gigantes y la secuencia principal es de por lo menos 5 magnitudes. Los aficionados saben que 5 magnitudes corresponden a un factor 100 de diferencia de luminosidad. Así que las gigantes deben tener por lo menos 100 veces más superficie. Como la superficie de una esfera crece con el cuadrado del radio, esas gigantes deben ser al menos 10 veces más grandes que el Sol. Eso por lo menos: 10 magnitudes corresponden a un factor 100 veces más grandes, y las más rojas pueden ser hasta cientos de veces más grandes (y en algunos casos son tan inmensas que se pueden medir, a pesar de la distancia).

Hertzsprung también bautizó a las estrellas de la secuencia principal como enanas. Es un nombre que hoy en día ha caído en desuso mayormente para evitar confusión, ya que las del extremo izquierdo serían "enanas azules" a pesar de ser también muy grandes. El nombre persiste para las más rojas, que se siguen llamando "enanas rojas". Proxima, por ejemplo, de la que hemos hablado recientemente, es una enana roja. Pero para evitar la confusión con otros tipos estelares, lo mejor es llamarlas "estrellas de la secuencia principal". En términos más técnicos, son las que corresponden a la clase de luminosidad V (cinco, en cardinales romanos).

Poco años después, al desarrollar la teoría que explica cómo y por qué brillan las estrellas, los astrónomos comprendieron que la secuencia principal está tan poblada porque allí las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas. Las gigantes rojas (y las supergigantes, aún más grandes) son una etapa final y más breve, como ya hemos contado. Volveremos sobre esto otro día. 

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La unidad de temperatura en el gráfico de la ley de Planck es el kelvin. No "grado kelvin", simplemente kelvin. Es la unidad de temperatura del Sistema Internacional de Unidades. El tamaño de un kelvin es igual al de un grado Celsius, así que es fácil imaginárselos. El cero de la escala está -273°C, así que en miles de grados, son casi lo mismo.

En el diagrama HR, la estrellita amarilla marca el Sol, que no está en el catálogo Hipparcos, pero la agregué para mostrar su posición. En el eje horizontal está graficado el índice de color B-V, que ya comenté varias veces, por ejemplo en esta nota sobre una estrella súper roja.

El centenario de la astrofísica

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".

 

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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!