Diagrama de Hertzsprung-Russell

En astronomia, el diagrama de Hertzsprung-Russell (de vegades, diagrama H-R) mostra la relació entra la magnitud absoluta i el tipus espectral de les estrelles. Fou creat devers 1910 per Ejnar Hertzsprung i Henry Norris Russell.

El diagrama de Hertzsprung-Russell s'empra per definir els diferents tipus d'estrelles i comparar les previsions teòriques de l'evolució de les estrelles obtingudes per models informàtics amb les observacions d'estrelles reals.

El diagrama existeix en dues formes diferents. L'una, usada pels observadors, mostra la magnitud en funció del color de l'estrella, mentre els teòrics prefereixen utilitzar la temperatura de l'estrella més que el seu color.

Si bé el color d'una estrella depèn essencialment de la seva temperatura, la transformació d'una forma a l'altra no és pas evident i és diferent segons el model emprat, l'edat i la composició química de l'estrella.

Donat que la talla, la lluminositat i la temperatura de la superfície de les estrelles varien molt, es podria creure que estan distribuïdes més o menys uniformement dins el diagrama de Hertzsprung-Russell. Un examen ràpid del diagrama mostra que les estrelles es reparteixen grosso modo en dos grups: la seqüència principal, que conté les estrelles nanes i les estrelles gegants.

Un tercer grup, menys important, correspon a les nanes blanques.

La seqüència principal és la regió del diagrama de Hertzsprung-Russell on resideixen la majoria d'estrelles, correspon aproximadament a una diagonal que va del racó superior de l'esquerra (calent i lluminós) al racó inferior dret (fred i poc lluminós).

Les estrelles que es troben en aquesta regió estan dins la fase evolutiva durant la qual consumeixen l'hidrogen del seu nucli. Durant aquesta fase, les estrelles estan dins un estat estable en què la seva estructura canvia únicament a causa de la modificació progressiva de la seva composició química. Com que el procés de "combustió" de l'hidrogen és molt lent, les estrelles passen la major part de la seva vida dins la seqüència principal.

La dispersió de les estrelles a l'entorn de la seqüència principal és deguda a moltes raons. Un dels factors més importants és la incertesa de les observacions; aquestes incerteses afecten principalment la distància de l'estrella en qüestió, però concerneix també a les estrelles binàries no o mal identificades per si mateixes. De tota manera, observacions perfectes menarien a una extensió de les estrelles a l'entorn d'una seqüència principal ideal, perquè la massa no hi és pas l'únic factor. En efecte, la composició química d'una estrella i l'estat evolutiu determinen també la seva posició dins el diagrama, així com la presència de companys pròxims, la rotació de l'estrella o la presència de camps magnètics, per no esmentar més que alguns paràmetres.

Són estrelles molt massives i lluminoses quasi al final de les seves vides. Es classifiquen com a Ia o Ib. Ia representa les més brillants d'aquestes estrelles. Aquestes estrelles són molt rares; només una de cada milió són supergegants.

Són estrelles gegants molt lluminoses.

Aquestes estrelles són, principalment, estrelles poc massives al final de la seva vida, que han augmentat el radi fins a esdevenir estrelles gegants. Aquesta categoria també inclou algunes estrelles molt massives evolucionant en el seu camí per arribar a l'estatus de supergegants.

Són estrelles que evolucionen cap a gegants o supergegants.

Comprèn totes les estrelles normals que obtenen la seva energia de la fusió de l'hidrogen. Aquestes estrelles estan la major part de la seva vida en aquesta categoria abans d'evolucionar. Les de la classe O i B d'aquesta categoria són actualment molt brillants i lluminoses, amb un esclat generalment superior a la majoria de les estrelles gegants. El nostre Sol està en aquesta categoria.

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Diagrama de Hertzsprung-Russell

• Plana sobre el diagrama de Hertzsprung-Russell (castellà).