Este diagrama, también llamado de espectro - luminosidad (al menos en el Curso de Astronomía General de P.I. Bakulin ) muestra esas dos características fundamentales de las estrellas. En el eje vertical, usando escala logarítmica, se representa la luminosidad, que es la potencia de radiación electromágnetica emitida por la estrella en todas direcciones, y es causa normalmente de la mayor parte de pérdida energética de la estrella. En cuanto a la otra variable, representada en el eje horizontal, adopta varias formas equivalentes: el tipo espectral, como O, B, A, F, G, K, M; o bien la temperatura superficial; o bien el índice de color. En el póster descargable se usan las dos primeras opciones, el tipo espectral en la parte superior y la temperatura superficial en la inferior.
¿Qué hay detrás del diagrama H-R? Podría decirse que la Historia de la Ciencia.
Ese tipo espectral no es ningún fantasma. La luz del Sol se dispersa, ya sea con un prisma, ya sea con una red de difracción, y salen, además de los colores, las oscuras bandas de absorción que Joseph Fraunhofer estudió a principios del siglo XIX. Es el espectro del Sol, que nos provée una rica mina de información a través de los 150 millones de kilometros que nos separan. Fraunhofer aportó una gran cantidad de observaciones del espectro del Sol, otras estrellas y planetas, y una maestría técnica para caracterizar con precisión las propiedades cromáticas de los vidrios y lentes, y para construir los mejores telescopios del momento, como el Dorpat con el que Friedrich Georg Wilhelm von Struve determinó la paralaje de Vega.
¿Cómo se fueron comprendiendo tales observaciones? Pues con el desarrollo de la espectroscopía de laboratorio, en condiciones controladas, a veces con mejoras tan "simples" como el mechero Bunsen. Y la contribución de un Gustav Kirchhoff que, además de experimentar, fruto de su absorbente comprensión, era capaz de emitir leyes como la de la radiación térmica.
Pero la clasificación de tipos espectrales de las estrellas tiene tres madres, y varios padres. Uno podría ser el padre Angelo Secchi, con cuatro clases espectrales I, II, III y IV. Otro, financiero, podría ser Henry Drapper. La fundación establecida por su viuda sirvió de generosa fuente financiera para sostener el programa de Edward Pickering, bajo cuya dirección se abordaron numerosos proyectos en el Harvard College Observatory.
Uno fue la exploración espectroscópica de un gran número de estrellas, llevada a cabo por Williamina P. Fleming, que produjo en 1890 el Draper Memorial Catalogue. Fleming se basó en la clasificación de Sacchi, pero subdividiendo en más clases las de éste, la I en A,B, y C, la II en E,F,G,H,I,K y L, renombrando las clases III y IV como M y N. La letra O se usó para las estrellas Wolf-Rayet (por Charles J. F. Wolf y Georges A. P. Rayet). En otro proyecto Antonia Maury analizó con una mayor resolución espectral un reducido número de las estrellas más brillantes, empleando un sistema de clasificación propio que no ha perdurado, pero usando otro criterio basado en la anchura o estrechez de las líneas espectrales que resultó muy influyente en el trabajo de Hertzsprung. Un tercer proyecto amplió la exploración del primero al hemisferio sur, y fue Annie Jump Cannon quien realizó la nueva clasificación, modificando algo la de Fleming, sin seguir la de Maury. Cannon eliminó algunas clases y reordenó otras para dejar la secuencia de tipos espectrales como O, B, A, F, G, K y M, con P para las nebulosas planetarias y Q para estrellas peculiares. Además introdujo una notación decimal para subclasificar dentro de una misma clase como la B, empezando con B0, y siguiendo con B1, B2, etc, según se tenga más cercanía a la siguiente clase, la A en este caso.
Así, con dinero privado, con un gran organizador y con tres estudiosas diferentes (y otras muchas mujeres calculadoras, en sentido matemático) se originó en Harvard a finales del siglo XIX el actual sistema de clasificación espectral de la luz de las estrellas, plasmado en el eje horizontal del diagrama H-R.
En cuanto al eje vertical, a veces la luminosidad se expresa tomando como unidad la del Sol, pero lo más común es emplear la magnitud, término técnico con un significado no ligado al tamaño de la estrella. Y aquí arrastramos el legado de uno de los ilustres astrónomos de la antigüedad, Claudio Ptolomeo, que en su señera obra Almagesto dividió las estrellas en seis clases según su brillo, siendo las más brillantes las de primera magnitud, y las menos brillantes, en el límite de la percepción del ojo humano, las de sexta magnitud. Numéricamente las más brillantes tienen el menor valor, 1, y las menos brillantes el mayor valor, 6. Unos diecisiete siglos más tarde Norman Pogson desarrolló una escala para las magnitudes aparentes, establecida en base al logaritmo del cociente entre un valor de referencia y el brillo de la estrella. Para mantener aproximadamente la escala usada desde Ptolomeo (algunos dicen que incluso desde Hiparco, aunque no hay evidencia firme), resultó conveniente hacer que un incremento de 5 unidades en la magnitud aparente fuese igual a una disminución del brillo en un factor 100. La nueva escala no sólo sirve para los valores de siempre, del 1 al 6. Valores mayores corresponden a estrellas demasiado tenues como para ser apreciadas por el ojo, pero observables con un telescopio. Valores menores, de 0 e incluso negativos, sirven para algunas estrellas muy brillantes u objetos cercanos y extensos como Júpiter, Venus, la Luna y el Sol.
Lo que quizá no se vea en el eje vertical del diagrama H-R es el lío que uno puede montarse, porque una cosa es la magnitud aparente, que tiene un origen de apreciación visual humana, por lo que cae en el terreno fotométrico, de sensación de luz recibida en destino, y otra lo que hemos dicho que era la luminosidad, de carácter radiométrico y referida a toda la energía electromagnética emitida en origen.
Cuando en el siglo XIX se empezó a usar la fotografía, las magnitudes aparentes dejaron de estimarse a ojo, pero pronto se descubrió la distinta sensibilidad espectral de las placas fotográficas respecto al ojo. Más adelante se distinguieron diversas magnitudes aparentes según la radiación que dejaran pasar distintos filtros estándar correspondientes a una serie de bandas espectrales, definiendo así un sistema fotométrico.
Así llegamos a la noción de índice de color, como diferencia entre las magnitudes aparentes de dos bandas espectrales diferentes, por ejemplo la B y la V. Una diferencia de magnitudes aparentes corresponde a un cociente de potencia recibida, que debería ser igual al cociente de potencia emitida en origen en cada banda, con lo que el índice de color puede considerarse una propiedad intrínseca a la estrella, no afectada por la distancia mayor o menor a la que esté. Lo que deja de ser cierto para estrellas suficientemente lejanas, cuando han de tenerse en cuenta los efectos del gas y polvo interestelar que actúa de forma diferente, esparciendo más los azules, y por tanto enrojeciendo el espectro.
Pero si finalmente se consigue determinar la magnitud aparente en todo el espectro electromagnético, sabiendo la distancia a la estrella (se dice fácil pero ... ) se llega a deducir la magnitud absoluta bolométrica, que es una forma de expresar la luminosidad, empleando un convenio en el que interviene una distancia estándar de 10 parsec: para una estrella situada a esa distancia coinciden los valores numéricos de la magnitud aparente y de la magnitud absoluta. A veces es mejor no preguntarse cómo se calculan los numeritos que aparecen en un diagrama.
Y a todo esto, en 1911 fué el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung quien estudiando los cúmulos globulares de las Híades y de las Pléyades publicó por primera vez un diagrama luminosidad-color como el de la siguiente figura, con luminosidad en magnitud absoluta en el eje horizontal, y una forma de índice de color (mediante una longitud de onda expresada en Angstroms) en el eje vertical:
Aunque pueda decirse que el primer diagrama lo publicó Hans Rosenberg, realmente no hay duda de que la atribución más meritoria y original por sus trabajos desde 1905 se debe dar a Hertzsprung, y parece claro que cuando Henry Norris Russell publicó en 1913 su diagrama, lo hizo de forma independiente, y en un formato coincidente con el actual en cuanto a la colocación de los ejes:
En esta última figura hay un punto aislado, abajo, en la vertical del tipo espectral A. Esa fue la primera enana blanca "descubierta", según los recuerdos de Russell de su encuentro con Pickering en un coloquio en 1910, recogidos en "The Cosmic Century. A History of Astrophysics and Cosmology" de Malcolm Longair.
Russell comentó a Pickering lo interesante de saber el tipo espectral de estrellas cuya paralaje se había obtenido recientemente. Pickering le pidió un ejemplo. Russell citó el caso de la componente débil de ómicron eridani. Pickering descolgó el teléfono y contactó con la señora Fleming, preguntando por el dato. A la media hora la respuesta de Fleming fue que, indudablemente, era de tipo A. Russell quedó atónito (flabbergasted) y desconcertado (baffled), digamos que colocando mentalmente esa estrella en tan inesperado e inexplicable rincón, de tanta temperatura y tan poca luminosidad. Entonces Pickering dijo una de esas frases aplicables a lo largo de los tiempos, incluso ahora mismo, y que describen el proceso de la ciencia:
Yo no me preocuparía. Justamente son estas cosas que no podemos explicar las que conducen al avance de nuestro conocimiento.
