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El Sol
El Sol
La superficie del Sol, las manchas y el magnetismo
La cromosfera, la corona y el viento solar
Estudiar las estrellas
Movimiento y distancia de las estrellas
Luminosidad y temperatura de las estrellas
El diagrama de Hertzsprung-Russell
La masa de las estrellas
La secuencia principal y las gigantes rojas
Las reacciones nucleares en las estrellas
La secuencia principal
Una gigante roja
Las estrellas variables
Nebulosas planetarias y enanas blancas
Una nebulosa planetaria
El principio de incertidumbre
Una enana blanca
Una nova
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.
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. |