Introducción

Desde el momento en que nace, una estrella está dentro de una lucha interna constante. Por un lado, actúan las fuerzas gravitacionales, que oprimen hacia adentro; por otro, la presión externa generada por la fusión nuclear en lo más profundo de su núcleo empuja hacia afuera. Durante la mayor parte de la vida de una estrella, estos dos efectos —el colapso gravitacional y la presión exterior— se mantienen en equilibrio. Sin embargo, en las etapas finales de la vida de una estrella, ese equilibrio (entre el colapso gravitacional y la presión exterior) se rompe, provocando cambios profundos en la estrella.

Las propiedades físicas de una estrella —su tamaño, temperatura, color y brillo— son el resultado tanto de su masa inicial como de este choque de fuerzas, y van cambiando a lo largo de la vida de una estrella. Así, la gran variedad de estrellas que observamos representa una especie de colección de fotos, cada una mostrando un momento distinto en la historia de la evolución estelar.

Hace más de un siglo, los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell observaron de forma independiente que existía una relación entre el brillo intrínseco de las estrellas y sus colores. Con el tiempo, su trabajo evolucionó hasta convertirse en lo que hoy se conoce como el Diagrama de Hertzsprung-Russell, o Diagrama H-R.

El Observatorio Rubin tendrá la capacidad de capturar imágenes de una cantidad extraordinaria de estrellas lejanas y tenues, lo que permitirá estudiar y comprender mejor la evolución estelar. En particular, los datos de Rubin permitirán caracterizar las propiedades de las estrellas tenues de la secuencia principal y aportar nuevos conocimientos sobre la relación entre el color, la magnitud y la masa inicial de una estrella.