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El astrónomo estadounidense Henry Norris Russell, nació el 25 de octubre de 1877 en Oyster Bay, Nueva York, Estados Unidos. Estudió en la Universidad de Princeton, donde se convirtió en profesor de astronomía en 1905 y después en director del observatorio en 1911.

Fue uno de los astrónomos más influyentes durante la primera mitad del siglo XX, que interpretó un papel importante en el establecimiento de la astrofísica teórica moderna al hacer de la física el núcleo de la práctica astrofísica. Lleva su nombre el diagrama de Hertzsprung-Russell, un gráfico elaborado junto a Ejnar Hertzsprung, aunque trabajando de forma independiente, que demuestra la relación entre el brillo intrínseco de una estrella y su tipo espectral y que representa la teoría de Russell sobre la forma en que evolucionan las estrellas.

Russell ingresó en la Escuela Preparatoria de Princeton en 1890 y luego en la Universidad de Princeton en 1893, de donde se graduó en 1897 con la más alta calificación. honores. Además de su familia, las principales influencias intelectuales sobre Russell fueron el astrónomo Charles Augustus Young y el matemático Henry B. Fine. Obtuvo su doctorado. Se graduó de Princeton en 1900 con una tesis (un análisis de la forma en que Marte perturba la órbita del asteroide Eros) que estaba muy dentro de la astronomía matemática tradicional.

Después de un año como estudiante especial en la Universidad de Cambridge, Cambridgeshire, Inglaterra, donde asistió a las conferencias del astrónomo y físico matemático inglés George Darwin sobre teoría y dinámica de la órbita, Russell pasó casi dos años en el Observatorio de la Universidad de Cambridge, desarrollando uno de los primeros programas fotográficos de paralaje para determinar distancias a las estrellas.

Cuando regresó a Princeton como instructor en 1905, Russell ya estaba firmemente convencido de que el futuro de la práctica astronómica no radicaba en programas abiertos de recopilación de datos sino en una investigación orientada a problemas en la que la teoría y la observación trabajaran sinérgicamente. También tuvo la buena suerte en Princeton de escapar del ambiente común en los principales observatorios de la época, donde la investigación se basaba en gran medida en instrumentos y estaba definida por los intereses del director del observatorio.

En Princeton ni Young, que dirigió el observatorio universitario hasta 1905, ni su sucesor, el matemático E.O. Lovett, estableció programas de observación a gran escala que requerían una fuerza laboral con capacitación limitada. Russell, por tanto, era libre de buscar problemas nuevos y apasionantes y de aplicar su considerable talento matemático para resolverlos.

Hasta 1920, los intereses de investigación de Russell abarcaban ampliamente la astronomía y la astrofísica planetaria y estelar. Desarrolló medios rápidos y eficaces para el análisis de las órbitas de estrellas binarias. Los más notables fueron sus métodos para calcular las masas y dimensiones de estrellas variables eclipsantes, es decir, estrellas binarias que parecen moverse una frente a otra mientras orbitan alrededor de su centro de gravedad común y, por lo tanto, muestran variaciones características en el brillo. También desarrolló métodos estadísticos para estimar las distancias, movimientos y masas de grupos de estrellas binarias.

Russell generalmente empleaba un estilo heurístico e intuitivo en todas sus áreas de interés, un estilo que era accesible a su círculo cada vez más amplio de colegas astronómicos, pocos de los cuales eran expertos en matemáticas. El punto fuerte de Russell estaba en el análisis, y pronto descubrió que los astrónomos observacionales, si se les abordaba adecuadamente, estaban más que felices de que un teórico brillante administrara y exhibiera los datos obtenidos con tanto esfuerzo.

En su trabajo de paralaje estelar en Cambridge, Russell había aplicado su estudio de las estrellas binarias a lo que podían revelar sobre la vida y la evolución de las estrellas y los sistemas estelares. Después de elegir estrellas que podrían probar cuál de varias teorías en competencia sobre la evolución estelar era correcta, utilizó sus mediciones de paralaje para determinar el brillo intrínseco o absoluto de estas estrellas. Cuando comparó su brillo con sus colores o espectros, Russell descubrió, como lo había hecho el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung varios años antes, que entre la mayoría de las estrellas del cielo (las enanas), las estrellas azules son intrínsecamente más brillantes que las amarillas y los amarillos son más brillantes que los rojos.

Sin embargo, algunas estrellas (los gigantes) no siguieron esa relación; Eran estrellas amarillas y rojas excepcionalmente brillantes. Más tarde, al trazar el brillo y el espectro en un diagrama, Russell representó la relación definida entre el verdadero brillo de una estrella y su espectro. Anunció sus resultados en 1913 y el diagrama, que llegó a conocerse como diagrama de Hertzsprung-Russell, se publicó al año siguiente.

Russell pretendía confirmar una teoría de la evolución estelar sugerida por el espectroscopista astronómico Joseph Norman Lockyer y el físico matemático August Ritter, e interpretar la teoría en términos de las leyes de los gases. Su diagrama era la mejor manera que conocía de ilustrar la viabilidad de la teoría. Según Russell, las estrellas comienzan su vida como globos de gas tenues y muy extendidos, que se condensan a través de la contracción gravitacional a partir de las nieblas nebulosas.

A medida que se contraen, se calientan y pasan por un cambio de color del rojo al amarillo y al azul, y finalmente alcanzan densidades que los hacen desviarse de las leyes de los gases perfectos. Por lo tanto, una mayor contracción hacia el estado enano va acompañada de una fase de enfriamiento, en la que las estrellas invierten su cambio de color, pasando del azul al rojo, y finalmente se extinguen.

Situada firmemente en el contexto de la contracción gravitacional como fuente de energía de las estrellas, esta descripción pasó a ser conocida como la teoría de la evolución estelar de Russell y gozó de considerable popularidad hasta mediados de la década de 1920. Cuando el astrónomo inglés Arthur Stanley Eddington descubrió que todas las estrellas demostraban la misma relación entre sus masas y brillos intrínsecos y, por tanto, que las enanas todavía estaban en perfecto estado gaseoso, la teoría de Russell perdió su fundamento teórico. No fue reemplazada por una teoría sustancialmente diferente hasta mediados de los años cincuenta.

Después de 1920, año en el que el astrofísico indio Meghnad Saha anunció su teoría del equilibrio de ionización, Russell centró gran parte de sus energías en el análisis del espectro, en el que aplicó métodos de laboratorio al estudio de las condiciones estelares. La teoría de Saha confirmaba que el espectro de cualquier estrella estaba gobernado principalmente por la temperatura, en segundo lugar por la presión y, en pequeña medida, por la abundancia relativa de los elementos químicos en la composición de la estrella.

Esa comprensión de que el estado físico de una estrella podía analizarse cuantitativamente a través de su espectro resultó ser un importante punto de inflexión en la carrera de Russell. Su cambio hacia el análisis del espectro también estuvo influenciado por su nueva asociación con George Ellery Hale, quien nombró a Russell investigador asociado senior de Carnegie con residencia anual en el Observatorio Mount Wilson cerca de Pasadena, California. Russell obtuvo así los mejores datos espectroscópicos astronómicos y de laboratorio del mundo, y los aprovechó con entusiasmo para refinar y ampliar la teoría de Saha no sólo a la física de las estrellas sino también a la estructura de la materia tal como se estudia en los laboratorios de la Tierra.

Desde 1921 hasta principios de la década de 1940, Russell pasó varios meses al año en Mount Wilson ayudando al personal de espectroscopía solar y estelar de Hale a explotar sus vastos almacenes de datos astrofísicos acumulados. También formó numerosas redes ad hoc de grupos de observatorios y laboratorios físicos para trabajar en el análisis de términos: la descripción y evaluación de la estructura lineal de espectros complejos. A través de esas redes y su estrecha asociación con Hale, Russell se convirtió en uno de los astrónomos más influyentes de su época.

Russell extendió su influencia a través de sus esfuerzos como promulgador y árbitro del conocimiento astronómico. Durante 43 años, a partir de 1900, Russell escribió para la publicación no especializada Scientific American. Aunque al principio era una simple columna que acompañaba a un mapa del cielo nocturno, sus escritos pronto se convirtieron en un foro sobre el estado y el progreso de la astronomía.

Russell era un comentarista frecuente de astronomía para la revista profesional Science y constantemente se le pedía que arbitrara artículos en amplios campos de la astronomía espectroscópica y estelar para las principales publicaciones astrofísicas. También utilizó su libro de texto de dos volúmenes, Astronomía (1926-1927), en coautoría con dos colegas de Princeton, como vehículo para las últimas teorías sobre el origen y la evolución de las estrellas, para estimular el crecimiento en astrofísica.

Fue galardonado, en 1925, con el premio Rumford por sus trabajos sobre la radiación estelar. Año este en el que también obtuvo la Medalla Bruce. Aunque aparentemente, rechazó la tesis de Cecilia Payne-Gaposchkin en 1925, dónde ella afirmaba que el sol está, básicamente, compuesto de hidrógeno y helio, tachandola de «imposible». Para darse cuenta, años después, de que la hipótesis de Cecilia era correcta. Permitiendo, durante décadas, que le atribuyeran su autoría (y los honores que conllevaba). Otro prominente astrónomo, calificó la tesis doctoral de Cecilia Payne-Gaposchkin, como la más brillante tesis doctoral en Astronomía jamás escrita.

Henry Norris Russell, murió el 18 de febrero de 1957 en Princeton, New Jersey, Estados Unidos

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