lich pulsar

Lich (también llamado PSR B1257+12) es un púlsar que se localiza en la constelación de Virgo. Se encuentra aproximadamente a 980 años luz de la Tierra. Fue descubierto por el astrónomo polaco Aleksander Wolszczan en 1990 usando el radiotelescopio de Arecibo. Es un pulsar de milisegundo, una especie de estrella de neutrones, y fue encontrado por tener anomalías en el período de pulsación, lo que condujo a los investigadores a buscar la causa de los pulsos irregulares. La estrella tiene un período de rotación de 6,22 milisegundos.

Planetas

Concepción artística del sistema Lich.

En 1992 en el observatorio de Arecibo, Aleksander Wolszczan y Dale Fraill descubrieron que el púlsar tenía dos planetas orbitándolo. Estos fueron los primeros planetas extrasolares descubiertos orbitando un púlsar, el descubrimiento sorprendió a muchos astrónomos que sólo esperaban encontrar planetas alrededor de estrellas de la secuencia principal. Pero la incertidumbre rodeó el sistema, porque una supuesta detección de un planeta en un pulsar más temprano alrededor de PSR 1829-10 tuvo que descartarse debido a errores en los cálculos. Más tarde se descubrió un planeta adicional. Además, se ha detectado que este sistema puede tener un cinturón de asteroides o un cinturón de Kuiper.

Planeta(s) de Lich¹​

Planeta	Masas (ME)	Semieje mayor (UA)	Periodo orbital (días)	Excentricidad
Draugr	<0,02	0,19	25,262	0
Poltergeist	>4,3	0,36	66,5419	0,186
Phobetor	>3,9	0,46	98,2114	0,0252
¿e?	0,0004	2,6	1250	?

Se cree que los planetas pueden ser los núcleos rocosos de antiguos gigantes gaseosos, o el resultado de una segunda formación planetaria como resultado de los remanentes de supernova. En caso de tratarse de restos de planetas de la estrella antes de la supernova, serían gigantes gaseosos con núcleos rocosos enormes, cuyas atmósferas fueron barridas por la onda de choque de la supernova.

Draugr, Poltergeist y Phobetor.

Los planetas de Lich fueron designados de la b a la d ordenándolos según la distancia media del pulsar, a diferencia de los planetas alrededor de las estrellas normales que se nombran según primer planeta descubierto.

Draugr

Draugr es el planeta más interior, tiene una distancia de 0.19 UA del pulsar, con un período orbital de aproximadamente 25 días. En 1997, se había dicho que este planeta había sido formado por el viento solar, pero esta afirmación ha sido refutada. Tiene, aproximadamente, una masa menos que 0,02 veces la terrestre (50 veces menor), siendo uno de los más pequeños encontrados hasta ahora.

Poltergeist

Poltergeist es el segundo planeta en distancia orbital con una distancia de 0.36 UA y un período orbital de aproximadamente 66 días. El planeta es más de cuatro veces más masivo que la Tierra. Como Poltergeist y Phobetor están cerca el uno del otro, causan perturbaciones mensurables en las órbitas de cada uno. Como se esperaba, las perturbaciones fueron descubiertas confirmando que los planetas son verdaderos. Las masas exactas de los dos planetas, así como sus inclinaciones, fueron medidas calculando las interferencias de un planeta con el otro.

Phobetor

Phobetor es el tercer planeta en distancia orbital en el pulsar con una distancia media orbital de 0.46 UA y con un período orbital de aproximadamente 98 días. Es casi cuatro veces más masivo que la Tierra.

Posible objeto Asteroidal (Lich e)

Se sospecha de la existencia de un objeto de tipo asteroidal a una distancia media orbital de 2.6 UA con un período orbital de aproximadamente 3.5 años. El objeto es tan pequeño que no se considera planeta, pero es el primer asteroide o cometa semejante a los objetos del cinturón de Kuiper en nuestro sistema solar detectado en otra estrella. Es posible que este objeto sea el miembro más grande de un cinturón de objetos menores alrededor del púlsar. Su masa tiene un límite superior de 0.2 Plutones (0.0004 Tierras) y un diámetro máximo de 1000 kilómetros. Este objeto aún no estaría confirmado.

Referencias

1. Volver arriba↑ Konacki, M., Wolszczan, A. (2003). «

pulsar wiki

 Nebulosa del Cangrejo. Esta imagen combina imágenes del telescopio espacial Hubble(rojo), e imágenes en rayos X obtenidas por el Telescopio Chandra (azul).

Púlsar

Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70 000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.²​³​Un púlsar (del acrónimo en inglés de pulsating star, que significa «estrella que emite radiación muy intensa a intervalos cortos y regulares»¹​) es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.

El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa. Emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.

Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los «cañones de radiación» de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.

Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un «chorro» de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez (lo que se conoce como «efecto faro») cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones «pulsantes» se denominan púlsares (del inglés pulsating star, «estrella pulsante», aunque esta denominación se aplica con más propiedad a otro grupo de estrellas variables). Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarla y analizar su velocidad de rotación. El periodo de la pulsación de estos objetos lógicamente aumenta cuando disminuye su velocidad de rotación. A pesar de ello, algunos púlsares con periodos extremadamente constantes han sido utilizados para calibrar relojes de precisión.

Este diagrama esquemático de un púlsar ilustra las líneas de campo magnético en blanco, el eje de rotación en verde y los dos chorros polares de radiación en azul.Descubrimiento del primer púlsar

La señal del primer púlsar detectado, PSR B1919+21, tenía un periodo de 1,33730113 s. Este tipo de señales únicamente se puede detectar con un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewishdetectaron estas señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, por lo que llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men u Hombrecitos verdes). Tras una rápida búsqueda se descubrieron tres nuevos púlsares que emitían en radio a diferentes frecuencias, por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales. Anthony Hewishrecibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración porque solo era una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio. Con anterioridad, Nicola Tesla ya había detectado emisiones de radio regulares durante sus experimentos de 1899, aunque entonces no se supieron interpretar.⁴​

Hoy en día se conocen más de 600 púlsares con periodos de rotación que van desde el milisegundo a unos pocos segundos, con un promedio de 0,65 s. La precisión con que se ha medido el periodo de estos objetos es de una parte en 100 millones. El más famoso de todos los púlsares es quizás el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, denominado PSR0531+121, con un periodo de 0,033 s. Este púlsar se encuentra en el mismo punto en el que astrónomos chinos registraron una brillante supernova en el año 1054 y permite establecer la relación entre supernova y estrella de neutrones, a saber, que esta es remanente de la explosión de aquella.

Planetas púlsar

En el primer grupo de planetas extrasolares descubiertos que orbitan un púlsar, el PSR B1257+12, cuyo periodo es de 6,22 ms (milisegundos). Las pequeñas variaciones de su periodo de emisión en el radio sirvieron para detectar una ligerísima oscilación periódica con una amplitud máxima en torno a 0,7 ms. Los radioastrónomos Aleksander Wolszczan y Dale A. Frail interpretaron estas observaciones como causadas por un grupo de tres planetas en órbitas casi circulares a 0,2, 0,36 y 0,47 ua del púlsar central y con masas de 0,02, 4,3 y 3,9 masas terrestres respectivamente^{[cita requerida]}. Este descubrimiento, muy inesperado, causó un gran impacto en la comunidad científica^{[cita requerida]}.

Púlsares de rayos X

Los púlsares de rayos x son sistemas de estrellas binarias que se componen de un púlsar y de una estrella normalmente joven de tipo O o B. La estrella primaria emite viento estelar de su superficie y radiación, y éstos son atrapados por la estrella compañera que produce rayos x. El primer púlsar de rayos X conocido es la estrella compacta situada en el sistema Cen X-3.

Referencias

1. Volver arriba↑ «púlsar.» Diccionario panhispánico de dudas (DPD). Consultado el 23 de agosto de 2014.
2. Volver arriba↑ [1]
3. Volver arriba↑ [2]
4. Volver arriba↑ Adams, G. (2006). «This Quarter in Physics History February 1968: The discovery of pulsars announced». Capitol Hill Quarterly. American Physical Society. Consultado el 1 de marzo de 2017.

pulsars definicion

Un púlsar (del acrónimo en inglés de pulsating star, que significa «estrella que emite radiación muy intensa a intervalos cortos y regulares»​) es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70 000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.​
El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa. Emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.
Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los «cañones de radiación» de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.
Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un «chorro» de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez (lo que se conoce como «efecto faro») cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones «pulsantes» se denominan púlsares (del inglés pulsating star, «estrella pulsante», aunque esta denominación se aplica con más propiedad a otro grupo de estrellas variables). Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarla y analizar su velocidad de rotación. El periodo de la pulsación de estos objetos lógicamente aumenta cuando disminuye su velocidad de rotación. A pesar de ello, algunos púlsares con periodos extremadamente constantes han sido utilizados para calibrar relojes de precisión.

CASSIOPEA A

Esta imagen presenta un compuesto de rayos X de Chandra (rojo, verde y azul) y datos ópticos del Hubble (oro) de Cassiopeia A, los restos de una estrella masiva que explotó en una supernova. Recuadro: Un recorte del interior de la estrella de neutrones, donde las densidades aumentan desde la corteza (naranja) hasta el núcleo (rojo) y finalmente a la región donde existe el "superfluido" (bola roja interna).

Crédito: Rayos X: NASA / CXC / xx; Óptico: NASA / STScI; Ilustración: NASA / CXC / M.Weiss

El núcleo ultradenso de una estrella explotada contiene una extraña forma de materia superconductora llamada superfluido, sugieren nuevos estudios.

Dos equipos de investigadores que usaron el Observatorio de Rayos X Chandra de la NASA detectaron un rápido descenso en la temperatura de Cassiopeia A (Cas A), que es una estrella de neutrones: el remanente que queda cuando una estrella masiva termina su vida en una explosión de supernova. La gran caída de temperatura es una evidencia sólida de la presencia de un extraño estado de la materia en el núcleo de Cas A, según los investigadores.

"El enfriamiento rápido en la estrella de neutrones de Cas A, visto con Chandra, es la primera evidencia directa de que los núcleos de estas estrellas de neutrones están hechos de material superfluido y superconductor", dijo Peter Shternin del Instituto Ioffe en San Petersburgo. Rusia, dijo en un comunicado. Él es el líder de uno de los equipos.Los superfluidos hechos de partículas cargadas también son superconductores, que permiten que la corriente eléctrica fluya sin resistencia.

Una estrella de neutrones se enfría

Cas A es el remanente de una gran estrella que explotó hace unos 330 años. La estrella de neutrones está a unos 11,000 años luz de distancia, en la constelación de Cassiopeia.

Los investigadores de los dos nuevos estudios descubrieron que se ha enfriado aproximadamente un 4 por ciento en un período de 10 años.

"Esta caída de temperatura, aunque suena pequeña, fue realmente dramática y sorprendente de ver", dijo Dany Page de la Universidad Nacional Autónoma de México, líder del otro equipo de investigación. "Esto significa que algo inusual está sucediendo dentro de esta estrella de neutrones".

Las estrellas de neutrones son algunos de los objetos más densos conocidos. Una cucharadita de material de estrella de neutrones tiene una masa de 6 mil millones de toneladas. [ Las cosas más extrañas en el espacio ]

La presión en el núcleo de la estrella es tan inmensa que la mayoría de los electrones allí se fusionan con protones, produciendo neutrones, dijeron los investigadores.

Los físicos han desarrollado modelos detallados para predecir cómo debe comportarse la materia a densidades tan altas, incluida la posibilidad de que se formen superfluidos.

La superfluidez es un estado de la materia libre de fricción, y los superfluidos creados en los laboratorios aquí en la Tierra exhiben propiedades notables. Según los investigadores, puede subir hacia arriba, por ejemplo, y escapar de contenedores herméticos.

Superfluidos en el núcleo de la estrella muerta

En sus estudios, ambos grupos de investigación encontraron evidencia de que el enfriamiento rápido de Cas A se debe a la formación de un superfluido de neutrones en el núcleo de la estrella de neutrones, y que esto sucedió en los últimos 100 años más o menos.

Los detalles del estudio de Shternin aparecerán en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. La búsqueda de Page y su equipo aparecerá en la revista Physical Review Letters.

Las temperaturas decrecientes de Cas A son consistentes con la teoría, que predice que una estrella de neutrones debería someterse a un enfriamiento distinto durante la transición al estado superfluido, dijeron los investigadores.

Durante este tiempo, las partículas casi sin masa, de interacción débil llamadas neutrinos se forman en grandes cantidades y luego escapan, llevándose energía consigo. Se espera que el enfriamiento continúe durante unas pocas décadas antes de desacelerarse, dijeron los investigadores.

En la Tierra, la aparición de superfluidez en los materiales ocurre a temperaturas extremadamente bajas, cerca del cero absoluto, alrededor de menos 273 grados Celsius (menos 459.6 grados Fahrenheit). Pero en estrellas de neutrones, puede tener lugar a temperaturas cercanas a mil millones de grados F debido a que las interacciones de partículas ocurren a través de la fuerza nuclear fuerte: la fuerza que une a los quarks para formar protones y neutrones, y protones y neutrones para formar núcleos atómicos.

Hasta ahora, había una incertidumbre muy grande en las estimaciones de esta temperatura crítica. Pero la nueva investigación apunta a entre 900 y 1.800 millones de grados F (entre 500 y 1.000 millones de grados C), dijeron los investigadores. 

"Resulta que Cas A puede ser un regalo del universo porque tendríamos que atrapar a una estrella de neutrones muy joven en el momento justo", dijo el coautor de la página, Madappa Prakash, de la Universidad de Ohio. 
"A veces, un poco de buena fortuna puede recorrer un largo camino en la ciencia".

Ayudando a arrojar luz sobre estrellas de neutrones

Los investigadores dijeron que sus hallazgos sugieren que el remanente de supernova Cas A puede servir como un buen banco de pruebas para estudiar cómo se comporta la materia ultradensa a nivel atómico.

Estos resultados también son importantes para comprender la diversidad entre las estrellas de neutrones, como la pulsación, los estallidos de magnetar y la evolución de potentes campos magnéticos de estrellas de neutrones, dijeron los investigadores. Los nuevos estudios también podrían ayudar a los científicos a comprender mejor los cambios pequeños y repentinos en estrellas de neutrones giratorias altamente magnetizadas conocidas como púlsares.

Estudios anteriores sobre los cambios en los púlsares, conocidos como fallas, han arrojado evidencia de neutrones superfluidos en la corteza de una estrella de neutrones, donde las densidades son menores que en el núcleo.

La nueva investigación sobre Cas A, sin embargo, proporciona la primera evidencia directa de neutrones y protones superfluidos en el núcleo de una estrella de neutrones, dijeron los investigadores.

DIAGRAMA H-R

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Diagrama de Hertzsprung-Russell.

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) es un gráfico de dispersión de estrellas indicando 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 alrededor del año 1910 por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell y representa 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".

Fue realizado 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.

Antecedentes históricos

Un diagrama HR mostrando una diversidad de estrellas en la galaxia de la Vía Láctea.

A finales del siglo XIX el estudio espectroscópico y fotográfico a gran escala de las estrellas se llevó a cabo 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 20 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.