Este diagrama cambió la astronomía para siempre

Cuando levantamos la mirada hacia el cielo nocturno, se nos presenta un majestuoso tapiz de estrellas, cada una brillando con un fulgor único y ocupando su propio lugar en la inmensidad del universo. Pero, ¿alguna vez te has preguntado si hay un patrón o una estructura subyacente en ese vasto mosaico de puntos luminosos? ¿Es posible, de alguna manera, clasificar y entender la naturaleza de estas estrellas y las fases de su vida? La respuesta a estas preguntas se encuentra en un gráfico que ha revolucionado nuestra comprensión del cosmos: el Diagrama de Hertzsprung-Russell.

A principios del siglo XX, dos astrónomos, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, trabajaron independientemente en un concepto que conectaría las características fundamentales de las estrellas: su luminosidad y su temperatura. Aunque parece simple a primera vista, este diagrama ha desvelado secretos del universo que antes eran inimaginables, proporcionando una verdadera «tabla periódica» para las estrellas. En él, las estrellas no se representan como simples puntos luminosos estáticos, sino como entidades en diferentes etapas de su vida, cada una con su propia historia y destino.

Este diagrama surgió como la culminación del trabajo de decenas de astrónomos durante décadas. A lo largo de varios siglos el interés por clasificar las estrellas había ido creciendo, confeccionándose catálogos cada vez más exhaustivos que contenían miles de estrellas diferentes. A finales del siglo XIX en el Observatorio del Harvard College se llevó a cabo un proyecto enorme: fotografiar y clasificar los espectros de decenas de miles de estrellas. Este ambicioso proyecto culminaría en el famoso Catálogo Henry Draper. En su primera versión de 1890 contenía más de diez mil estrellas, cantidad que aumentó hasta más de doscientas mil estrellas en la versión definitiva, que se publicaría en 1918.

Dada la increíble cantidad de estrellas conocidas, se acentuaba la necesidad de clasificarlas según distintas propiedades. Annie Jump Cannon formó parte de las «Harvard Computers», un equipo de mujeres contratadas en el Observatorio de Harvard para participar en la construcción del catálogo de Draper, mapeando y definiendo cada estrella en el cielo hasta una magnitud fotográfica de aproximadamente 9. Cannon tenía una habilidad especial para este trabajo; se dice que podía clasificar estrellas con una rapidez asombrosa, hasta 200 por hora. De hecho Pickering, el director del Observatorio, llegó a decir que ella era la única persona en el mundo capaz de hacer este trabajo tan rápidamente.

Mientras los hombres operaban los telescopios y tomaban fotografías, las mujeres, como Cannon, examinaban los datos, realizaban cálculos astronómicos y catalogaban esas fotografías durante el día. Cannon diseñó el sistema que seguimos utilizando hoy en día para clasificar estrellas, dividiendo las estrellas en las clases espectrales O, B, A, F, G, K y M. Su sistema se basó en la intensidad de las líneas de absorción de Balmer. Una vez que se entendieron estas líneas en términos de temperaturas estelares, el sistema fue reorganizado.

El diagrama diseñado por Hertzsprung por un lado y Russell por otro utiliza dos características de la luz de una estrella para clasificarla: su luminosidad y su color. Este color puede expresarse de diferentes formas, según el tipo espectral de las estrellas, utilizando índices de color o directamente su temperatura. Esta última está íntimamente relacionada con su color, pues las estrellas emiten luz como el ideal físico conocido como el “cuerpo negro”. Aunque las diferentes formas de hablar del color de una estrella parezcan similares, cambiar de una a otra no es trivial ni puede hacerse directamente, porque hay muchos factores que pueden influir en cómo vemos la luz de las estrellas.

Con todo, el diagrama muestra a las estrellas más brillantes en la parte superior y a las más tenues en la parte inferior. A la izquierda del diagrama se sitúan las estrellas más calientes (y por tanto con un brillo azulado) y a la derecha se sitúan las estrellas más frías (que brillan con tonos rojizos). El Sol ocupa una región central (pues la luminosidad suele expresarse en relación a la luminosidad de nuestra estrella), en la franja más poblada del diagrama. Esta región, que cruza el diagrama en diagonal de izquierda a derecha muestra las estrellas que se encuentran en la “secuencia principal”, la parte de la vida de toda estrella en la que consume el hidrógeno de su interior.

Las estrellas pasarán la mayor parte de su vida aquí, apenas moviéndose un poco hacia arriba en el diagrama. Sin embargo cuando abandonan esta secuencia principal comienza su viaje por el diagrama. Cada estrella es diferente, pero nuestro Sol por ejemplo se inflará, convirtiéndose en una gigante roja mucho más brillante (por el mero tamaño) y fría. Por tanto se desplazará hacia arriba y hacia la derecha en el diagrama. Más adelante perderá las capas más externas de su atmósfera, dejando detrás un núcleo estelar compuesto principalmente de helio compacto, una enana blanca. Cuando esto ocurra dará un salto a la esquina inferior izquierda del diagrama.

A día de hoy estos diagramas nos permiten representar las ingentes cantidades de estrellas observadas por satélites como Gaia, que a lo largo de su vida observará varios cientos de millones de estrellas, principalmente en nuestra galaxia. Con esta cantidad de datos, podemos estudiar la evolución estelar en escalas humanas, en vez de en las escalas astronómicas de millones y miles de millones de años que la caracterizan.