Diagramas H-R de dois
aglomerados abertos
M6
e NGC 188, mostrando o desligamento da sequencia principal em idades diferentes.
Em
astronomia
, o
diagrama de Hertzsprung-Russell
e um grafico de distribuicao que mostra a relacao entre a
magnitude absoluta
ou
luminosidade
versus o tipo espectral ou
classificacao estelar
e a
temperatura efetiva
. Os diagramas de Hertzsprung-Russell
nao
sao quadros ou mapas da localizacao das estrelas. Em vez disso, eles colocam cada estrela em um grafico indicando a sua magnitude absoluta ou brilho contra sua temperatura e cor.
Os diagramas de Hertzsprung-Russell sao tambem chamados pelas abreviacoes
diagrama H-R
ou
HRD
. Eles foram criados por volta de 1910 por
Ejnar Hertzsprung
e
Henry Norris Russell
e representam um passo importante em direcao ao entendimento da
evolucao estelar
.
Ha varias formas do diagrama Hertzsprung-Russell e sua nomenclatura nao esta bem definida. O diagrama original mostrava o tipo espectral das estrelas no eixo horizontal e a
magnitude absoluta
no vertical. A primeira grandeza (o tipo espectral) e dificil de plotar no grafico porque nao e uma quantidade numerica, e nas versoes modernas do grafico e substituida pelo indice B-V de cores das estrelas. Este e o tipo de diagrama que e frequentemente chamado um
diagrama Hertzsprung-Russell
ou, mais especificamente, um
diagrama cor-magnitude
, e e usado por observadores. Em casos em que se sabe que as estrelas estao a distancias identicas, como num aglomerado estelar, um diagrama cor-magnitude e usado para fazer o grafico das estrelas do aglomerado, em que o eixo vertical e a magnitude aparente.
Em outro tipo de diagrama, plota-se a
temperatura superficial efetiva
da estrela em um eixo e a luminosidade no outro. Isto e o que os teoricos calculam usando modelos computacionais para descrever a
evolucao das estrelas
. Este tipo de diagrama seria mais precisamente chamado
diagrama temperatura-luminosidade
, mas este termo e pouco usado, preferindo-se o nome
diagrama Hertzsprung-Russell
. Uma caracteristica peculiar desta forma do diagrama H-R e que as temperaturas sao plotadas da maior temperatura para a menor, o que ajuda a comparar esta forma do diagrama com a usada pelos observadores.
Embora os dois tipos de diagrama sejam similares, os astronomos fazem uma clara distincao entre eles. A razao e que a transformacao de um em outro nao e trivial e depende do modelo de atmosfera estelar sendo usado e dos seus parametros (como a composicao e a pressao, alem da temperatura e luminosidade). Alem disso, e preciso saber a distancia para os objetos observados e o grau de
avermelhamento
(extincao) estelar. Transformacoes empiricas entre varios indices de cor e a temperatura efetiva estao disponiveis na literatura.
O diagrama H-R pode ser usado para definir os tipos diferentes de estrela e para casar as previsoes teoricas da
evolucao estelar
com observacoes de estrelas reais, usando-se modelos computacionais. E necessario, entao, converter as quantidades calculadas para as observadas, ou o inverso, neste caso introduzindo uma incerteza adicional.
A maioria das estrelas ocupa a regiao do diagrama ao longo da linha chamada de
sequencia principal
. Durante este estagio as estrelas estao
fundindo hidrogenio
em seus nucleos. A concentracao seguinte de estrelas esta no
ramo horizontal
(
fusao do helio
no nucleo e queima do hidrogenio na camada que cobre o nucleo). Outra regiao importante e a
falha de Hertzsprung
, localizada na regiao entre os tipos espectrais A5 e G0 e entre as magnitudes absolutas +1 e -3 (isto e, entre o topo da sequencia principal e as gigantes no ramo horizontal), onde a densidade de estrelas e menor. As
estrelas variaveis RR Lyrae
sao encontradas a esquerda desta falha. As
variaveis das Cefeidas
localizam-se na secao superior da
faixa de instabilidade
(uma regiao quase vertical do diagrama ocupada por estrelas variaveis pulsantes). O
Sol
encontra-se na sequencia principal, na magnitude 1.
O diagrama H-R pode tambem ser usado pelos cientistas para medir aproximadamente a distancia entre um
aglomerado estelar
e a Terra. Isto pode ser feito comparando-se as magnitudes aparentes das estrelas do aglomerado com as magnitudes absolutas de estrelas com distancias conhecidas (ou de estrelas modelo). O grupo observado e entao movido na direcao vertical ate que as duas sequencias principais coincidam. A diferenca de magnitude que foi coberta para fazer coincidir os dois grupos e chamada de
modulo de distancia
e e uma medida direta para a distancia. Esta tecnica e conhecida como
coincidencia de sequencia principal
ou
paralaxe espectroscopica
.
O papel do diagrama no desenvolvimento da fisica estelar
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A observacao do diagrama levou os astronomos a especular que ele poderia demonstrar a
evolucao estelar
, sendo a principal sugestao a de que as estrelas colapsavam de gigantes vermelhas para estrelas anas e depois se moviam ao longo da linha da sequencia principal no curso das suas vidas. Pensava-se, portanto, que as estrelas irradiavam energia pela conversao da energia gravitacional em radiacao, pelo
mecanismo de Kelvin-Helmholtz
. Este mecanismo resultava em uma idade para o Sol de apenas dezenas de milhoes de anos, criando um conflito sobre a idade do sistema solar entre os astronomos e biologos e geologos, que tinham evidencias de que a Terra era muito mais velha do que isto. Este conflito foi resolvido apenas nos anos 1930, quando a fusao nuclear foi identificada como a fonte da energia estelar.
Entretanto, assistindo a apresentacao de Russell sobre o diagrama, num encontro da
Real Sociedade Astronomica
em 1912,
Arthur Eddington
teve a inspiracao de usa-lo como base para o desenvolvimento de ideias sobre a fisica estelar. Em 1926, no seu livro
A Constituicao Interna das Estrelas
, ele explicou a fisica de como as estrelas se comportam no diagrama. Este foi um desenvolvimento particularmente notavel, dado que, naquela epoca, o principal problema da teoria estelar, a fonte da energia das estrelas, ainda nao estava resolvido. A
energia termonuclear
e ate o fato de que as estrelas sao, em grande parte, compostas de
hidrogenio
(ver
metalicidade
) ainda estavam por serem descobertos. Eddington contornou este problema concentrando-se na
termodinamica
do
transporte por radiacao
da energia no interior das estrelas. Assim, Eddington previu que as estrelas anas permanecem em uma posicao essencialmente estatica na sequencia principal na maior parte das suas vidas. Nos anos 1930 e 1940, com a compreensao da fusao do hidrogenio, chegou-se a uma teoria com base na fisica para as gigantes vermelhas e as anas brancas. Nessa epoca, o estudo do diagrama de Hertzsprung-Russell nao levou aos desenvolvimentos, mas permitiu que a evolucao estelar fosse apresentada graficamente.