Nuestro Universo: Parte II

¿Cómo calcular la temperatura superficial de una estrella?

Para estimar la temperatura superficial de una estrella, podemos utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas (azuladas). Esto aparece ilustrado en la Figura 1, donde la intensidad de tres estrellas hipotéticas aparece reflejada junto a la longitud de onda.

El «arco iris» indica el rango de longitudes visible para el ojo humano. Este sencillo método es conceptualmente correcto, pero no se puede utilizar para obtener temperaturas estelares con precisión, ya que las estrellas no son cuerpos negros perfectos. La presencia de varios elementos en la atmósfera de la estrella provoca que ciertas longitudes de onda se absorban. Debido a que estas líneas de absorción no están distribuidas uniformemente en el espectro, pueden desviar la posición del máximo espectral. De hecho, obtener un espectro útil de una estrella es un proceso que lleva mucho tiempo y resulta prohibitivamente ineficiente para grandes grupos de estrellas.

El tipo espectral estelar, conocido también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901, es la clasificación estelar más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías. Son las siguientes:

Clase	Temperatura	Color Convencional	Masa	Radio	Luminosidad	Líneas de absorción
O	28 000 - 50 000 K	Azul	60	15	140 000	Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno
B	9600 - 28 000 K	Blanco azulado	18	7	20 000	Helio, hidrógeno
A	7100 - 9600 K	Blanco	3,1	2,1	80	Hidrógeno
F	5700 - 7100 K	Blanco amarillento	1,7	1,3	6	Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio
G	4600 - 5700 K	Amarillo (como el Sol)	1,1	1,1	1,2	Calcio, helio, hidrógeno y metales
K	3200 - 4600 K	Amarillo anaranjado	0,8	0,9	0,4	Metales y óxido de titanio
M	1700 - 3200 K	Rojo	0,3	0,4	0,04	Metales y óxido de titanio

Las magnitudes Masa, Radio y Luminosidad, en proporción respecto al Sol (Sol=1).
Las diferentes clases se dividen posteriormente siguiendo números arábigos del 0 al 9. A0 especifica las estrellas más calientes de la clase A, mientras que A9 se refiere a las más frías. Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G2. Esta clasificación se completa con los tipos R, N y S.

LÍNEAS DE EMISIÓN Y ABSORCIÓN

Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un  exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión.  En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción.

FOTÓN

El fotón es la partícula portadora de todas las formas de radiación electromagnética, incluyendo a los rayos gamma, los rayos X, la luz ultravioleta, la luz visible (espectro electromagnético), la luz infrarroja, las microondas, y las ondas de radio.

¿Qué es el diagrama de Hertzprung-Russel?

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.

Fue realizado en 1911 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.

Las estrellas no son todas iguales y podemos caracterizarlas básicamente por cuatro propiedades: Masa, Luminosidad, Temperatura y Composición química.La masa es todo lo que está compuesto por partículas atómicas y al ser acelerado genera una fuerza. En el sistema métrico, la unidad de la masa es el kilogramo, kg.

Todas las partículas con masa tienen la propiedad de atraerse unas con otras debido a la fuerza de gravedad. Esta fuerza actúa de manera que cuanto más masa tengan las partículas mayor será la fuerza de gravedad entre ellas. Además, cuanto más cercanas estén las partículas, también mayor será la fuerza. En el sistema métrico, la unidad de la fuerza es el Newton, N. Al hablar de las estrellas, diremos que tienen una masa dada por el número de átomos en ellas.

Las estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de 2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.

Lo interesante aquí, es que la gran mayoría de las estrellas tienen masas como la del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su masa y realmente muy pocas logran más de 20-50 veces. De hecho, estrellas con 100 veces la masa del Sol, son notablemente excepcionales. Por alguna razón que aún no es bien entendida, existen muchas más estrellas poco masivas que masivas.  las estrellas nacen cuando enormes nubes de gas comienzan a colapsar, llega el momento en que estas nubes se fragmentan, pero sus fragmentos continúan colapsando, mientras van tomando una figura esférica.

¿Cuáles son los componentes de una estrella?

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide encromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

¿Cómo se miden las edades de las estrellas?

Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas más viejas. Estos se basan en la medición de:

• la cantidad de combustible que ha consumido
• su temperatura
• la radioactividad de sus elementos pesados

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida convirtiendo hidrógeno en helio por medio de fusión nuclear. A medida que se va acabando el hidrógeno, la temperatura y la luminosidad de la estrella aumenta hasta el momento cuando se agota el hidrógeno. La etapa siguiente en la vida de la estrella consiste en usar el helio que queda en su núcleo como fuente principal de energía convirtiéndose en una estrella gigante roja. Las estrellas más masivas consumen su combustible (hidrógeno) más rápidamente.

Las enanas blancas revelan su edad

Las enanas blancas se enfrían a medida que envejecen de una manera bien entendida por los modelos de evolución estelar. Es por lo tanto posible determinar la edad de un cúmulo globular estudiando la población de enanas blancas de menor brillo. Usando el telescopio espacial Hubble en el año 2002 un grupo de astrónomos hicieron mediciones del cúmulo Mesier 4 (M4) y lograron determinar con gran precisión una edad de 12.7 ± 0.7 Ga para las estrellas de este cúmulo. Esta determinación es consistente con la medición obtenida por el método del quiebre de la secuencia principal la cual es de 13.2 ± 1.5 Ga. Igualmente estos resultados están de acuerdo con el método independiente que usa el decaimiento radiactivo de uranio y torio el cual da 12.5 ± 3 Ga. En contraste, las estrellas en el disco de la galaxia tienen una edad de 7.3 ± 1.5 Ga.