galaxia2

INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

VOLVER A PORTADA

HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA

SISTEMA SOLAR INTERNO

SISTEMA SOLAR EXTERNO

EL SOL Y LAS ESTRELLAS

FIN DE LAS ESTRELLAS MASIVAS

LA VÍA LÁCTEA

LAS GALAXIAS

EL UNIVERSO

EL BIG BANG

LOS PLANETAS Y LA VIDA

IMÁGENES ASTRONOMÍA

 

EL SOL Y LAS ESTRELLAS

Luminosidad y temperatura de las estrellas

 

Luminosidad y temperatura de las estrellas

Magnitud aparente y absoluta

Imagínese perdido en plena noche en medio del desierto. Un punto luminoso aparece repentinamente a lo lejos. ¿ Se trata de una linterna a 100 metros o de un poderoso proyector a 10 kilómetros? En plena noche, sin ningún sonido, es imposible determinar la distancia de un punto luminoso. El problema es el mismo para los cuerpos celestes. Una estrella poco luminosa pero próxima de la Tierra puede sobrepasar en brillo a una estrella muy luminosa pero lejana.

Es necesario, pues, distinguir bien dos conceptos: la magnitud aparente que mide el brillo de una estrella desde la Tierra y la magnitud absoluta que mide la verdadera cantidad de luz emitida por la estrella. La magnitud aparente depende de la distancia del astro y no aporta directamente información sobre la naturaleza de éste. La magnitud absoluta sólo depende del propio objeto y puede, así pues, informarnos sobre la naturaleza del cuerpo en cuestión, y es esto lo que debemos tratar de determinar.

La magnitud absoluta de las estrellas

Es aquí donde intervienen las medidas de la distancia de las estrellas. Los físicos saben desde hace tiempo que la intensidad de una radiación sigue una ley bien determinada: disminuye como la inversa del cuadrado de la distancia recorrida por la luz (La ley de la inversa del cuadrado, ley cuadrática inversa o ley del cuadrado inverso de la distancia, se refiere a algunos fenómenos físicos cuya intensidad es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia al centro donde se originan. En particular, se refiere a fenómenos ondulatorios (sonido y luz), y en general, a campos centrales en un espacio euclídeo tridimensional, a campos eléctricos y a radiación ionizante no particulada.) Con esta ley, es muy simple establecer el vínculo que existe entre magnitud absoluta, distancia y brillo aparente de una estrella. Además, si dos de los parámetros pueden ser medidos, el tercero podrá ser calculado fácilmente. Así pues, si se puede determinar la distancia a una estrella, basta con medir su brillo aparente y aplicar una relación matemática para acceder a su magnitud absoluta.

Las medidas de este tipo comenzaron en cuanto los datos sobre las distancias estuvieron disponibles. Muestran un enorme abanico en las posibles magnitudes absolutas. Algunos astros sólo emitían una diezmilésima parte de la magnitud del Sol. Otros, emitían un millón de veces más energía que nuestra estrella. La gama de las magnitudes se revelaba enorme, con un factor diez mil millones entre las magnitudes absolutas mínima y máxima.

La temperatura de las estrellas

Es posible determinar fácilmente la temperatura de una estrella gracias al análisis espectral. Basta con encontrar la longitud de onda en la cual la intensidad luminosa de la estrella es máxima, y aplicar la ley que conecta esta longitud de onda a la temperatura. Tengamos en cuenta, que la temperatura, así medida, es la que reina en la superficie de la estrella. La temperatura en el interior no es directamente medible y sólo es posible estimarla con la ayuda de modelos teóricos.

Las observaciones espectroscópicas mostraron que las estrellas más frías son rojas y tienen una temperatura aproximada de 3000 grados. Las estrellas más calientes son azules y alcanzan 50.000 grados. La relación entre temperaturas máximas y mínimas es, así pues, solo ligeramente superior a 10.

Los tipos espectrales

El estado de los diferentes gases en la superficie de una estrella es fuertemente dependiente de la temperatura que reina allí. Así, los espectros de dos estrellas de temperaturas diferentes presentan características que permiten distinguirlos fácilmente. Esta propiedad llevó a los astrónomos del siglo XIX y siglo pasado a clasificar las estrellas en diferentes categorías, siguiendo el aspecto de su espectro.

Estos grupos, llamados tipos espectrales, son designados por las letras siguientes: O, B, A, F, G, K y M. Los tipos O y B corresponden a temperaturas de superficie superiores a 10.000 grados, y sus espectros están dominados por las líneas de helio. El tipo A, un poco debajo de 10.000 grados, presenta líneas de hidrógeno. Los tipos F, G y K, con temperaturas entre 3500 y 7500 grados, exhiben líneas del calcio. Por fin, las estrellas de tipo M, en menos de 3500 grados, ofrecen un espectro dominado por bandas, es decir, líneas muy amplias debidas a algunas moléculas, en particular el óxido de titanio.

 

obafgkm

 

Un ejemplo de espectro para cada tipo principal espectral, desde las estrellas azules de tipo O hasta las estrellas rojas de tipo M. Crédito: Wikimedia Commons

El paso que sigue en la comprensión de la naturaleza de las estrellas consiste, pues, en analizar todas estas nuevas informaciones, en particular en establecer una posible relación entre luminosidad absoluta y temperatura de superficie, la razón de ser del diagrama de Hertzsprung-Russell.

 

 

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

Valid HTML 4.01 Transitional

© antonioheras.com 2013