| Heinrich Rudolf Hertz | ||
|---|---|---|
 Heinrich Rudolf Hertz alrededor de 1893. | ||
| Información personal | ||
| Nacimiento | 22 de febrero de 1857 Hamburgo, Confederación Germánica (actual Alemania) | |
| Fallecimiento | 1 de enero de 1894 (36 años) Bonn, Imperio alemán | |
| Causa de muerte | Sepsis | |
| Sepultura | Ohlsdorf Cemetery | |
| Residencia | Alemania | |
| Nacionalidad | alemana | |
| Religión | Luteranismo | |
| Familia | ||
| Padres | Padre: Gustav Ferdinand Hertz Madre: Anna Elisabeth Pfefferkorn | |
| Cónyuge | Elizabeth Doll | |
| Hijos | 2 | |
| Educación | ||
| Educado en |
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| Supervisor doctoral | Hermann von Helmholtz | |
| Información profesional | ||
| Área | Física Electromagnetismo | |
| Conocido por | radiación electromagnética efecto fotoeléctrico | |
| Empleador |
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| Estudiantes doctorales | ninguno | |
| Miembro de | ||
| Distinciones |
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| Firma | ||
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Heinrich Rudolf Hertz (Hamburgo, Confederación Germánica, 22 de febrero de 1857-Bonn, Imperio alemán, 1 de enero de 1894) fue un físico alemán que descubrió el efecto fotoeléctrico, la propagación de las ondas electromagnéticas y las formas para producirlas y detectarlas. La unidad de medida de la frecuencia, el hercio («Hertz», en la mayoría de los idiomas), lleva ese nombre en su honor.
Infancia y juventud
Pertenecía a una familia de origen judío que se había convertido al cristianismo en 1838.[1] Su padre era consejero en la ciudad de Hamburgo. Ya en su infancia demostró tener unas capacidades fuera de lo común, pues se sabe que leía a los clásicos en versión original (Platón y tragedias griegas). También leía árabe, y su madre presumía de que siempre era el primero de la clase.[2] No obstante, a pesar de su demostrada capacidad para los estudios, era también muy aficionado a las actividades prácticas, como la carpintería y el torno, donde también destacaba por su habilidad. Una anécdota refiere cómo un artesano que le estaba enseñando a usar el torno exclamó, al enterarse de su nominación a la cátedra: «¡Una lástima, porque este chico habría llegado a ser un buen tornero!».
Carrera
Este gusto por las cuestiones prácticas influyó en su posterior decisión de dedicarse a la ingeniería en Dresde, Alemania.[3] Su pasión, reconocida por él mismo, era la física, así que se desplazó hasta Berlín para estudiarla con Gustav Kirchhoff y con otros. Con una tesis acerca de la rotación de esferas en un campo magnético, obtuvo su doctorado en 1880, a los 23 años, y continuó como alumno de Hermann von Helmholtz hasta 1883, cuando lo nombraron profesor de física teórica en la Universidad de Kiel. En 1885, se trasladó a la Universidad de Karlsruhe, donde descubrió la forma de producir y detectar ondas electromagnéticas, las que veinte años antes habían sido predichas por James Clerk Maxwell.
A partir del experimento de Albert Abraham Michelson en 1881 (precursor del experimento de Michelson y Morley, en 1887), con el que se refutó la existencia del éter, Hertz reformuló las ecuaciones de Maxwell para tomar en cuenta el nuevo descubrimiento. Demostró experimentalmente que las ondas electromagnéticas pueden viajar a través del aire libre y del vacío,[4] como habían predicho James Clerk Maxwell y Michael Faraday, construyendo él mismo en su laboratorio un emisor y un receptor de ondas. Para el emisor, usó un oscilador, y para el receptor, un resonador. De la misma forma, calculó la velocidad de desplazamiento de las ondas en el aire y se acercó mucho al valor establecido por Maxwell, de 300 000 km/s. Se centró en consideraciones teóricas y dejó a otros las aplicaciones prácticas de sus descubrimientos.[5] Guglielmo Marconi usó un artículo de Hertz para construir un emisor de radio, así como Aleksandr Stepánovich Popov hizo lo propio con su cohesor, aparato que adaptó mediante los descubrimientos de Hertz, para el registro de tormentas eléctricas.[cita requerida]
También descubrió el efecto fotoeléctrico (explicado más adelante por Albert Einstein) cuando notó que un objeto cargado pierde su carga más fácilmente al ser iluminado por la luz ultravioleta.[cita requerida]
Muerte
Su brillante carrera quedó truncada. Hacia 1889 comenzó a tener graves problemas de salud y, aunque no interfirieron con su trabajo, finalmente murió de granulomatosis de Wegener, a los 36 años, en Bonn (Alemania). Su sobrino Gustav Ludwig Hertz fue ganador del Premio Nobel, y el hijo de Gustav, Carl Hellmuth Hertz, inventó la ultrasonografía médica.[cita requerida]
El hertz o hercio (Hz)
Las telecomunicaciones deben su existencia a este científico y es por ello por lo que, como homenaje, la comunidad científica dio su nombre a la unidad de frecuencia (el hertz o hercio), Hz, decisión que en 1930 tomó la Comisión Electrotécnica Internacional.
EPÓNIMOS :
| Hercio | ||
|---|---|---|
 Las luces parpadean a una frecuencia de f = 0.5 Hz, 1.0 Hz y 2.0 Hz. | ||
| Estándar | unidades derivadas del Sistema Internacional | |
| Magnitud | frecuencia | |
| Símbolo | Hz | |
| Nombrada en honor de | Heinrich Rudolf Hertz (1857-1894) | |
| Equivalencias | ||
| Unidades básicas del Sistema Internacional | 1 Hz = s-1 | |
| Unidades de Planck | 1 Hz = T-1 | |
El hercio[1] o hertz[2] (símbolo Hz) es la unidad de frecuencia del Sistema Internacional de Unidades.[3] Que un determinado evento tenga una frecuencia de 10 hercios significa que se repite 10 veces por segundo, a intervalos regulares.
El nombre hercios fue adoptado en la Conferencia General de Pesas y Medidas de 1960, sustituyendo el nombre anterior, ciclos por segundo (cps), junto con los múltiplos relacionados (kilociclos, megaciclos ...). En uso normal, el hercio reemplazó a los ciclos hasta la década de 1970.
Algunos de los usos más comunes de esta unidad se encuentran en la descripción de ondas sinusoidales y tonos musicales, especialmente aquellos utilizados en aplicaciones de radio y audio. También se utiliza para describir las velocidades de reloj que hacen funcionar las computadoras y otros dispositivos electrónicos. Las unidades también se utilizan a veces como representación de la energía, a través de la ecuación de energía del fotón (E = h ν), con un hercio equivalente a h julios.
Definición
Nombrado en honor al físico alemán Heinrich Rudolf Hertz (1857-1894), que descubrió la propagación de las ondas electromagnéticas. El nombre fue establecido por la Comisión Electrotécnica Internacional (IEC por sus siglas en inglés) en 1930.[4] Este fue adoptado en 1960 por la CGPM (Conférence Générale des Poids et Mesures: Conferencia General de Pesos y Medidas), reemplazando el nombre anterior de cps (ciclos por segundo), así como sus múltiplos relacionados:
El término ciclo por segundo fue completamente reemplazado por hercio en la década de 1970. Es además usado en las curvas senoides, que representan ondas sonoras.[5]
Un hercio representa un ciclo por cada segundo, entendiendo ciclo como la repetición de un suceso. Por ejemplo, el hercio se aplica en física a la medición de la cantidad de veces por un segundo que se repite una onda (ya sea sonora o electromagnética) o puede aplicarse también, entre otros usos, a las olas de mar que llegan a la playa por segundo o a las vibraciones de un sólido. La magnitud que mide el hercio se denomina frecuencia y es, en este sentido, la inversa del período. Un hercio es la frecuencia de una oscilación que sufre una partícula en un período de un segundo.
La conversión entre una frecuencia medida en hercios y una velocidad angular medida en radianes por segundo es
- y
Múltiplos del hercio
A continuación una tabla de los múltiplos y submúltiplos del SI (Sistema Internacional de Unidades).
| Submúltiplos | Múltiplos | |||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Valor | Símbolo | Nombre | Valor | Símbolo | Nombre | |
| 10−1 Hz | dHz | decihercio | 101 Hz | daHz | decahercio | |
| 10−2 Hz | cHz | centihercio | 102 Hz | hHz | hectohercio | |
| 10−3 Hz | mHz | milihercio | 103 Hz | kHz | kilohercio | |
| 10−6 Hz | µHz | microhercio | 106 Hz | MHz | megahercio | |
| 10−9 Hz | nHz | nanohercio | 109 Hz | GHz | gigahercio | |
| 10−12 Hz | pHz | picohercio | 1012 Hz | THz | terahercio | |
| 10−15 Hz | fHz | femtohercio | 1015 Hz | PHz | petahercio | |
| 10−18 Hz | aHz | attohercio | 1018 Hz | EHz | exahercio | |
| 10−21 Hz | zHz | zeptohercio | 1021 Hz | ZHz | zettahercio | |
| 10−24 Hz | yHz | yoctohercio | 1024 Hz | YHz | yottahercio | |
| 10−27 Hz | rHz | rontohercio | 1027 Hz | RHz | ronnahercio | |
| 10−30 Hz | qHz | quectohercio | 1030 Hz | QHz | quettahercio | |
| Los prefijos más comunes están en negrita. | ||||||
Esta unidad del Sistema Internacional es nombrada así en honor a Heinrich Rudolf Hertz. En las unidades del SI cuyo nombre proviene del nombre propio de una persona, la primera letra del símbolo se escribe con mayúscula (Hz), en tanto que su nombre siempre empieza con una letra minúscula (hercio), salvo en el caso de que inicie una frase o un título.Basado en The International System of Units, sección 5.2.
Aplicaciones
Vibración
El sonido es una onda longitudinal viajera que es una presión oscilación. Los humanos perciben la frecuencia de las ondas de sonido como el tono (música) de un tono. Cada nota musical corresponde a una frecuencia específica que se puede medir en hercios. El oído de un recién nacido es capaz de percibir frecuencias que van desde 20 Hz a 20 000 Hz; un adulto humano promedio puede escuchar sonidos entre 20 Hz y 16 000 Hz.[6] El rango de ultrasonido, infrasonido y otras vibraciones físicas tales como molecular y atómicas las vibraciones se extienden desde varios femtohercios a terahercio (Las vibraciones moleculares generalmente están en el orden de decenas de terahercios).[7]
Visión electromagnética
La radiación electromagnética se describe a menudo por el número de oscilación campos eléctricos y magnéticos normales en segundos - expresado en hercios.
La radiación de radiofrecuencia generalmente se mide en kilohercios (-{kHz}-), megahercios (-{MHz}-) o gigahercios (GHz). Luz es una radiación electromagnética que es aún más alta en frecuencia y tiene frecuencias que van desde decenas (infrarrojos) hasta miles (ultravioleta) de terahercios. La radiación electromagnética con frecuencias en el rango bajo de terahercios (transición entre las frecuencias de radio más altas normalmente utilizables y la luz infrarroja de onda larga) a menudo se denomina radiación de terahercios. Incluso hay frecuencias más altas, como los rayos gamma, que se pueden medir en exahercios (EHz). (Por razones históricas, las frecuencias de la luz y la radiación electromagnética de mayor frecuencia se especifican más comúnmente en términos de sus longitudes de onda o energía de los fotones: para un tratamiento más detallado de este y los rangos de frecuencia anteriores, ver espectro electromagnético.)
El hercio (Hz) es la unidad de medida fundamental para la frecuencia en el ámbito de las ondas electromagnéticas, incluyendo las ondas de radio utilizadas en diversas formas de radiocomunicación, como la frecuencia modulada (FM) y la amplitud modulada (AM). Esta unidad, que se define como un ciclo por segundo, es crucial para entender cómo funcionan las transmisiones de radio, ya que las ondas de radio se caracterizan por su frecuencia, la cual determina las propiedades de la señal, como su alcance y calidad de transmisión.
- Ondas de radio AM y FM
En el contexto de la radio AM y FM, el hercio tiene un papel esencial, ya que la modulación de las ondas se realiza alterando ciertas características de la señal portadora, y estas alteraciones están directamente relacionadas con la frecuencia.[8] En la radio AM, la modulación de amplitud implica variar la intensidad (amplitud) de la señal portadora según el contenido de la señal de audio, mientras que en la radio FM, la modulación de frecuencia modifica la frecuencia de la onda portadora en función de la señal de audio. Ambas tecnologías usan frecuencias dentro del espectro de radiofrecuencia, pero difieren en los rangos de frecuencia y en cómo se procesan las señales.[9]
Frecuencia en la radio AM
En la radio AM, las estaciones se encuentran en un rango de frecuencias generalmente entre 530 y 1700 kHz (kilohertz, miles de hercios). Cada estación de radio AM se asigna a una frecuencia específica dentro de este rango, y la modulación de amplitud permite la transmisión de señales de audio. Debido a que la frecuencia de la onda portadora se mantiene constante en una estación de AM, la calidad de la señal puede verse afectada por factores como la interferencia o la variabilidad atmosférica. A pesar de estas limitaciones, la radio AM tiene un alcance de transmisión más largo que la FM, ya que las ondas de mayor longitud pueden recorrer distancias mayores, especialmente en condiciones de propagación de onda de línea de vista.[10]
Frecuencia en la radio FM
Por otro lado, en la radio FM, las estaciones se encuentran en un rango de frecuencias mucho más alto, generalmente entre 88 y 108 MHz (megahercios, millones de hercios). La modulación de frecuencia implica cambiar la frecuencia de la onda portadora en lugar de su amplitud. Este tipo de modulación ofrece una mayor calidad de sonido y resistencia a las interferencias, lo que hace que la FM sea ideal para la transmisión de música y programación con alta fidelidad. Sin embargo, a diferencia de la AM, las ondas de FM tienen un alcance más corto debido a su mayor frecuencia, lo que significa que son más susceptibles a las obstrucciones en el terreno, como montañas o edificios altos.[10]
En ambos casos, el uso de frecuencias en hertzios define la capacidad de las estaciones de radio para transmitir señales, y la elección de la frecuencia adecuada es esencial para evitar interferencias y garantizar una transmisión clara. Mientras que en la AM la frecuencia determina principalmente el rango de alcance y la capacidad para atravesar obstáculos, en la FM la frecuencia tiene una influencia más directa en la calidad del sonido, siendo este más susceptible a la propagación en línea recta.
Computadoras
En las computadoras, la mayoría de las unidades centrales de procesamiento (-{CPU}-) se designan en términos de su velocidad de reloj expresada en megahercios (1x106 Hz) o gigahercios (1x109 Hz}}). Esta especificación se refiere a la frecuencia de reloj principal de la -{CPU}-. Esta señal es una onda cuadrada, que es un voltaje eléctrico que cambia entre un valor lógico alto y bajo a intervalos regulares. Dado que el hercio se ha convertido en la unidad de medida principal aceptada por la población en general para determinar el rendimiento de la -{CPU}-, muchos expertos han criticado este enfoque, que afirman que es un manipulado fácilmente. Algunos procesadores usan múltiples períodos de reloj para realizar una sola operación, mientras que otros pueden realizar múltiples operaciones en un solo ciclo.[11] Para las computadoras personales, las velocidades del procesador oscilaron entre aproximadamente 1 MHz a fines de la década de 1970 (Atari, Komodor, Apple ordenadores) hasta 6 GHz en -{IBM POWER}- microprocesadores.
Varios buses de computación, como el bus frontal que conecta la -{CPU}- y el northbridge, también operan a diferentes frecuencias en el rango de megahercios.
| Ejnar Hertzsprung | ||
|---|---|---|
.jpg) Ejnar Hertzsprung (a la derecha) con Karl Schwarzschild en 1909 | ||
| Información personal | ||
| Nacimiento | 8 de octubre de 1873 o 1873 Frederiksberg (Dinamarca) | |
| Fallecimiento | 21 de octubre de 1967 Roskilde (Dinamarca) | |
| Nacionalidad | Neerlandesa | |
| Educación | ||
| Supervisor doctoral | Wilhelm Ostwald, Hans E. Lau y Karl Schwarzschild | |
| Alumno de | Albertus Antonie Nijland | |
| Información profesional | ||
| Ocupación | Astrónomo, químico y profesor universitario | |
| Área | Astronomía y astrofísica | |
| Empleador |
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| Estudiantes doctorales | Willem Jacob Luyten, Gerard Kuiper y Hendrik van Gent | |
| Obras notables | Diagrama de Hertzsprung-Russell | |
| Miembro de | ||
| Distinciones | ||
Ejnar Hertzsprung (Copenhague, 8 de octubre de 1873-Roskilde, 21 de octubre de 1967) fue un astrónomo danés que coincidió en sus trabajos relacionados con la temperatura y luminosidad de las estrellas con el astrónomo de origen suizo Alexander von Rasfeldt. Es conocido por elaborar un diagrama que relacionaba la luminosidad de las estrellas conocidas en función de su color en 1911. Dos años más tarde, Henry Norris Russell relacionó luminosidad con tipo espectral. Como ambos en realidad representan lo mismo, recibió el nombre de «diagrama de Hertzsprung-Russell». También ejerció como químico.
| Henry Norris Russell | ||
|---|---|---|
 Henry Norris Russell | ||
| Información personal | ||
| Nacimiento | 25 de octubre de 1877 Oyster Bay, Nueva York, Estados Unidos | |
| Fallecimiento | 18 de febrero de 1957 (79 años) Princeton, Nueva Jersey, Estados Unidos | |
| Sepultura | Cementerio de Princeton | |
| Nacionalidad | Estadounidense | |
| Familia | ||
| Cónyuge | Lucy May Cole | |
| Hijos | 4 | |
| Educación | ||
| Educado en | Universidad de Princeton | |
| Supervisor doctoral | Charles Augustus Young | |
| Información profesional | ||
| Área | Astronomía | |
| Cargos ocupados | Profesor | |
| Empleador | Universidad de Princeton | |
| Estudiantes doctorales | Harlow Shapley, Lyman Spitzer Jr. y Donald Howard Menzel | |
| Miembro de |
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Henry Norris Russell (25 de octubre de 1877-18 de febrero de 1957) fue un astrónomo estadounidense. Estudió en la Universidad de Princeton, donde se convirtió en profesor de astronomía en 1905 y después en director del observatorio en 1911. Junto a Ejnar Hertzsprung, aunque trabajando de forma independiente, desarrolló el diagrama de Hertzsprung-Russell (hacia el 1910).
Fue galardonado, en 1925, con el premio Rumford por sus trabajos sobre la radiación estelar. Año este en el que también obtuvo la Medalla Bruce. Aunque aparentemente, rechazó la tesis de Cecilia Payne-Gaposchkin en 1925, dónde ella afirmaba que el sol está, básicamente, compuesto de hidrógeno y helio, tachandola de "imposible". Para darse cuenta, años después, de que la hipótesis de Cecilia era correcta. Permitiéndo, durante décadas, que le atribuyeran su autoría (y los honores que conllevaba). Otro prominente astrónomo, calificó la tesis doctoral de Cecilia Payne-Gaposchkin, como la más brillante tesis doctoral en Astronomía jamás escrita.[1]
Vida personal
En noviembre de 1908, Russell, se casó con Lucy May Cole (1881-1968). Tuvieron cuatro hijos. Su hija menor, Margaret, se casó con el también astrónomo, Frank K. Edmondson, alrededor de 1930.
Distinciones honoríficas
Premios
- Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (1921)[2][3]
- Medalla Henry Draper (1922)
- Medalla Bruce (1925)[4]
- Premio Rumford (1925)
- Medalla Franklin (1934)
- Medalla Janssen de la Academia de Ciencias de Francia (1936)
- Plaza de Profesor Henry Norris Russell de la Sociedad Astronómica Americana
- Cráter lunar Russell,[5] honor compartido con el pintor británico del mismo apellido John Russell (1745-1806)
- Cráter marciano Russell[6]
- Asteroide (1762) Russell[
El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) es un gráfico de dispersión de estrellas que indica la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas en comparación con sus clasificaciones espectrales o las temperaturas efectivas. De forma más sencilla, en el gráfico se traza cada estrella para medir su brillo en comparación con su temperatura (color).
El diagrama fue creado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes y representan un paso importante hacia la comprensión de la evolución estelar o "la forma en que las estrellas pasan por secuencias de cambios dinámicos y radicales a través del tiempo".
Antecedentes históricos
A finales del siglo XIX, se llevó a cabo el estudio espectroscópico y fotográfico a gran escala de las estrellas por el Observatorio del Harvard College, donde se realizaron clasificaciones espectrales para decenas de miles de estrellas, culminando finalmente en el Catálogo Henry Draper. En un segmento de esta obra, Antonia Maury incluyó divisiones de las estrellas por el ancho de sus líneas espectrales. Hertzsprung señaló que las estrellas descritas con líneas estrechas tendían a tener movimientos propios más pequeños que las otras de la misma clasificación espectral. Entendió esto como una indicación de mayor luminosidad para las estrellas de línea estrecha, calculando así los paralajes seculares para varios grupos de ellas, lo que permitió estimar su magnitud absoluta.
En 1910 Hans Rosenberg publicó un diagrama trazando la magnitud aparente de las estrellas en el cúmulo de Las Pléyades en contra de los puntos fuertes de la línea K de Calcio y las dos líneas de Balmer del hidrógeno. Estas líneas espectrales sirven como un indicador de la temperatura de la estrella, una forma temprana de la clasificación espectral. La magnitud aparente de las estrellas en el mismo cúmulo es equivalente a su magnitud absoluta y por tanto, este diagrama temprano era efectivamente un gráfico de la luminosidad frente a la temperatura. El mismo tipo de diagrama se utiliza hoy en día como un medio para mostrar las estrellas situadas en cúmulos sin tener que conocer su distancia y luminosidad. Hertzsprung ya había estado trabajando con este tipo de diagrama, pero sus primeras publicaciones mostraron que no fue hasta 1911. Esta fue también la forma del diagrama en la que se estaban utilizando magnitudes aparentes de un grupo de estrellas todas ubicadas a la misma distancia.
Las primeras versiones del diagrama de Russell (1913) incluían a las estrellas gigantes de Maury identificadas por Hertzsprung, que eran aquellas estrellas próximas con paralajes medidos en aquel entonces, estrellas procedentes de las Híades (un cúmulo abierto cercano), y varios grupos en movimiento, por el cual el método del cúmulo en movimiento podía ser utilizado para obtener distancias y con ello obtener las magnitudes absolutas de esas estrellas.
Formas del diagrama
Hay varias formas del diagrama de Hertzsprung-Russell, y la nomenclatura no está muy bien definida. Todas las formas comparten el mismo diseño en general: las estrellas de mayor luminosidad están situadas en la parte superior del diagrama, y las estrellas con una temperatura superficial elevada están en el lado izquierdo.
El diagrama original mostraba el tipo espectral de las estrellas sobre el eje horizontal y la magnitud visual absoluta en el eje vertical. El tipo espectral no es una cantidad numérica, sino que la secuencia de tipos espectrales es una serie monótona que refleja la temperatura superficial estelar. Versiones observacionales modernas de la tabla de tipos espectrales fueron reemplazadas por un índice de color para las estrellas (los diagramas que se realizaban a mediados del siglo XX eran a menudo de color B-V). Este tipo de diagrama es lo que se suele denominar como un diagrama Hertzsprung–Russell observacional o un diagrama color-magnitud. En casos en que las estrellas son conocidas por estar a distancias iguales, como dentro de un cúmulo estelar, se utiliza a menudo un diagrama color-magnitud para describir las estrellas del cúmulo con un trazado en donde el eje vertical es la magnitud aparente de las estrellas. Para miembros del cúmulo, hay una sola diferencia constante aditiva entre sus magnitudes aparentes y absolutas, llamada módulo de distancia, para todas aquellas estrellas de los cúmulos. Los primeros estudios de cúmulos cercanos abiertos (como las Híades y Las Pléyades) realizados Hertzsprung y Rosenberg produjeron el primer diagrama color-magnitud, anterior por unos años a la síntesis influyente de Russell del diagrama que recopilaba datos para todas las estrellas cuyas magnitudes absolutas se pudieron determinar.
Otra forma de diagrama traza la temperatura superficial efectiva de la estrella en un eje y la luminosidad en el otro, casi invariablemente en un gráfico de representación logarítmica. Los cálculos teóricos de la superficie estelar y la evolución de las estrellas producen gráficos que concuerdan con los de las observaciones. Este tipo de diagrama podría ser llamado diagrama de temperatura-luminosidad, pero este término casi nunca se utiliza; cuando se hace la distinción, esta forma es llamada en su lugar diagrama teórico Hertzsprung–Russell. Una característica peculiar de esta forma de diagrama HR es que las temperaturas están representadas desde una temperatura elevada a una baja temperatura, que ayuda en la comparación de esta forma de diagrama HR con la forma observacional.
Interpretación
La mayoría de las estrellas ocupan la región del diagrama a lo largo de la línea llamada secuencia principal. Durante la etapa de su vida en la que las estrellas se encuentran en la línea de la secuencia principal, están fusionando hidrógeno en sus núcleos. La siguiente concentración de estrellas se encuentra en la rama horizontal (fusión de helio en el núcleo y combustión de hidrógeno en una envoltura que rodea al núcleo). Otra característica destacada es la brecha de Hertzsprung situada en la región entre el tipo espectral A5 y G0 y entre +1 y -3 magnitudes absolutas (es decir, entre la parte superior de la secuencia principal y las gigantes de la rama horizontal). Las estrellas variables RR Lyrae se encuentran a la izquierda de este hueco, en una sección del diagrama denominada franja de inestabilidad. Las variables cefeidas también se encuentran en la franja de inestabilidad, a mayor luminosidad.
Los científicos pueden utilizar el diagrama H-R para medir aproximadamente la distancia a la que se encuentra un cúmulo estelar o una galaxia de la Tierra. Para ello, se comparan las magnitudes aparentes de las estrellas del cúmulo con las magnitudes absolutas de estrellas con distancias conocidas (o de estrellas modelo). El grupo observado se desplaza entonces en dirección vertical, hasta que las dos secuencias principales se solapan. La diferencia de magnitud que se ha salvado para hacer coincidir los dos grupos se denomina módulo de distancia y es una medida directa de la distancia (ignorando la extinción). Esta técnica se conoce como ajuste de la secuencia principal y es un tipo de paralaje espectroscópico. No sólo se puede utilizar el apagado de la secuencia principal, sino también la punta de las estrellas de la rama gigante roja.[1][2]
El diagrama visto por la misión Gaia de la ESA
La misión Gaia de la ESA mostró varias características en el diagrama que no se conocían o que se sospechaba que existían. Encontró una brecha en la secuencia principal que aparece para las enanas rojas y que se explica con la transición de un núcleo parcialmente convectivo a un núcleo totalmente convectivo.[3][4] Para las enanas blancas el diagrama muestra varias características. En este diagrama aparecen dos concentraciones principales siguiendo la secuencia de enfriamiento de las enanas blancas que se explican con la composición atmosférica de las enanas blancas, especialmente las atmósferas dominadas por hidrógeno frente a helio de las enanas blancas.[5] Una tercera concentración se explica con la cristalización del núcleo del interior de las enanas blancas. Esto libera energía y retrasa el enfriamiento de las enanas blancas.[6][7]
Papel en el desarrollo de la física estelar
La contemplación del diagrama llevó a los astrónomos a especular que podría demostrar la evolución estelar, siendo la principal sugerencia que las estrellas colapsaban de gigantes rojas a estrellas enanas, para luego descender a lo largo de la línea de la secuencia principal en el transcurso de sus vidas. Por tanto, se pensaba que las estrellas irradiaban energía convirtiendo la energía gravitatoria en radiación a través del mecanismo de Kelvin-Helmholtz. Este mecanismo dio como resultado una edad del Sol de sólo decenas de millones de años, lo que creó un conflicto sobre la edad del sistema solar entre los astrónomos y los biólogos y geólogos que tenían pruebas de que la Tierra era mucho más antigua que eso. Este conflicto no se resolvió hasta la década de 1930, cuando se identificó la fusión nuclear como fuente de energía estelar.
Tras la presentación del diagrama por Russell en una reunión de la Royal Astronomical Society en 1912, Arthur Eddington se inspiró en él para utilizarlo como base para desarrollar ideas sobre física estelar. En 1926, en su libro La constitución interna de las estrellas explicó la física de cómo las estrellas encajan en el diagrama.[8] El artículo anticipaba el posterior descubrimiento de la fusión nuclear y proponía correctamente que la fuente de energía de la estrella era la combinación de hidrógeno en helio, liberando una enorme energía. Se trataba de un salto intuitivo especialmente notable, ya que en aquella época aún se desconocía la fuente de energía de una estrella, no se había demostrado la existencia de la energía termonuclear e incluso no se había descubierto que las estrellas están compuestas en su mayor parte por hidrógeno (véase metalicidad). Eddington consiguió eludir este problema concentrándose en la termodinámica de la transporte radiativo de energía en los interiores estelares.[9] Eddington predijo que las estrellas enanas permanecen en una posición esencialmente estática en la secuencia principal durante la mayor parte de su vida. En las décadas de 1930 y 1940, con la comprensión de la fusión del hidrógeno, surgió una teoría respaldada por pruebas de la evolución a gigantes rojas, tras la cual se especuló con casos de explosión e implosión de los restos a enanas blancas. El término nucleosíntesis de supernovas se utiliza para describir la creación de elementos durante la evolución y explosión de una estrella pre-supernova, un concepto propuesto por Fred Hoyle en 1954.[10] La mecánica cuántica, la matemática pura y los modelos de mecánica clásica de los procesos estelares permiten anotar en el diagrama de Hertzsprung-Russell las trayectorias convencionales conocidas como secuencias estelares—se siguen añadiendo ejemplos más raros y anómalos a medida que se analizan más estrellas y se consideran modelos matemáticos.
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