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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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EL SOL Y LAS ESTRELLAS

La masa de las estrellas

 

La masa de las estrellas


Las estrellas binarias

Para esperar alcanzar una comprensión de la naturaleza y de la evolución de las estrellas, los astrónomos debían tratar de determinar un parámetro importante: su masa. Éste es difícil de determinar porque ni las medidas de luminosidad ni el análisis espectral son de ninguna ayuda. La única solución es recurrir a la astrometría, la medida precisa de las posiciones estelares, y aplicarlo a lo que se llama sistemas binarios, es decir, pares de estrellas vinculadas por su atracción gravitacional mutua y en órbita una alrededor de la otra.

En el sistema solar existe una ley, llamada la tercera ley de Kepler, que conecta el tamaño y el período de cada órbita planetaria y que hace intervenir la masa del Sol. Esta ley puede generalizarse en todos los cuerpos en órbita, en particular a los miembros de un sistema binario. En lugar de la masa del Sol, es la masa total de la pareja la que cuenta. Así pues, si era posible medir por la observación el período y el tamaño de un sistema binario, bastaría con aplicar esta ley para poder calcular la masa total del par.

Los astrónomos de los últimos siglos debían, así pues, encontrar en el cielo estrellas binarias y medir su período y su órbita. Esto era desgraciadamente muy difícil en la práctica. El movimiento aparente de las estrellas es extremadamente lento, los períodos pueden alcanzar el centenar de años y podían ser necesarias varias generaciones de astrónomos para un estudio completo. Una vez medida la órbita aparente, era todavía necesario deducir la órbita real. Allí aún aparecían dificultades, ya que las órbitas están la mayor parte del tiempo inclinadas con relación a nuestra línea de objetivo, lo que falsea las estimaciones de dimensión.

Cuando las observaciones iban bien, el método basado en la ley de Képler podía proporcionar la masa total de la pareja estelar. Para determinar la masa de cada estrella, no solamente el de la pareja, el astrónomo debía aún estudiar con más detalle el movimiento relativo de los dos miembros. Esto le permitía determinar la proporción de cada estrella en el total de la pareja y finalmente obtener la masa de cada cuerpo.

 

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Observaciones de la estrella doble Zeta Herculis (donde el período es de cerca de 34 años) entre 1826 y 1873. En la época, la paciencia verdaderamente era una virtud. Crédito: Camille Flammarion, Les Etoiles Doubles, Wikisource

La masa de las estrellas

Estudios de este tipo han sido realizados sobre numerosas estrellas. Primero revelaron que cada grupo del diagrama de Hertzsprung-Russell tenía propiedades diferentes. En la secuencia principal, el abanico de masa es bastante extenso, desde menos de una décima de la masa solar hasta varias decenas de veces ésta. Otros grupos tienen una gama más limitada. Las supergigantes son muy masivas, con valores del orden de 20 masas solares, mientras que las enanas blancas tienen una masa similar a la del Sol.

La segunda conclusión importante de este género de estudio es la puesta en evidencia de una relación entre la masa y la luminosidad absoluta (magnitud absoluta) para las estrellas de la secuencia principal: cuanto más masiva es una estrella, más brilla. Así, el parámetro principal que indica a las estrellas de la secuencia principal su posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell es la masa. Es ella quien determina propiedades tales como la magnitud absoluta y la temperatura de superficie

Esta relación entre masa y luminosidad es bastante natural. Cuanto más masiva es una estrella, más grande es el peso de sus capas externas. La presión en el centro del astro, que debe resistir este peso, debe ser más fuerte. En consecuencia, las reacciones nucleares se hacen a un ritmo más elevado, de ahí, una liberación de energía más intensa y una luminosidad superior.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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