Por Virginia Grant • Actualizado el 24 de marzo de 2022
El diagrama de Hertzsprung-Russell es el estándar de oro para clasificar estrellas por su luminosidad y temperatura, y también refleja sus tamaños físicos. Desde las gigantescas supergigantes rojas que eclipsan nuestro sistema solar hasta las débiles enanas marrones de baja masa, el radio de una estrella puede abarcar varios órdenes de magnitud. El tamaño aparente en el cielo también está influenciado por la distancia y el brillo, por lo que una enana blanca cercana puede parecer más brillante que una supergigante roja distante.
Las supergigantes son las estrellas más luminosas y masivas, con masas que superan diez veces la del Sol. A medida que sus núcleos agotan el hidrógeno, se contraen y se calientan, provocando la fusión del helio y, posteriormente, de elementos más pesados como el carbono, el oxígeno, el neón, el magnesio y el silicio. Durante esta etapa avanzada, la envoltura exterior se expande dramáticamente, a menudo hasta la escala de las órbitas de los planetas exteriores, produciendo la icónica supergigante roja. Algunas supergigantes pueden contraerse nuevamente, calentando sus superficies y cambiando hacia el azul en el diagrama H-R.
Las estrellas gigantes tienen masas de aproximadamente 0,8 a 10 M☉. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo, el núcleo de helio se contrae y se enciende, mientras que la envoltura se hincha. La estrella se ilumina y se enfría, pasando a formar parte de la rama de gigante roja. Esta fase puede durar desde decenas de millones hasta unos cientos de millones de años, dependiendo de la masa de la estrella.
Las estrellas de la secuencia principal, incluido nuestro Sol, están en equilibrio hidrostático, fusionando hidrógeno en helio en sus núcleos. Sus masas oscilan entre aproximadamente 0,75 M☉ y 1,2 M☉ en los ejemplos anteriores. Una vez que se agota el hidrógeno central, evolucionan hasta convertirse en gigantes o supergigantes. Las estrellas de mayor masa agotan su combustible más rápidamente; una estrella de 10M☉ puede vivir sólo unos pocos millones de años, mientras que una estrella de 1M☉ puede arder durante miles de millones de años.
Las enanas marrones ocupan el espacio de masa entre los planetas más pesados y las estrellas más ligeras. Con masas entre aproximadamente 13 M_Jup y 75-80 M_Jup, fusionan deuterio (hidrógeno pesado) pero no pueden sostener la cadena protón-protón necesaria para una fusión estelar completa. Los objetos por debajo de ~13M_Jup nunca se fusionan y se enfrían constantemente con el tiempo.
