.: Temperaturas

Las estrellas son enormes aglomeraciones de gas, principalmente Hidrogeno, cuya temperatura es tan alta debido a la fusión de este elemento, que irradian luz a lo largo de todo el espectro electromagnético. Poseen diferentes temperaturas que varían desde los 2000 grados Celsius hasta los 50.000.

De la misma forma que al calentar una pieza de metal cambia de color, al principio rojo, luego amarillo hasta llegar al blanco, el color de una estrella varia según su temperatura superficial. Las estrellas más frías son las rojas, y las mas calientes las azules. Estos colores suelen percibirse a simple vista, como por ejemplo Antares (la estrella principal de Scorpius) que es de color rojo, o Rigel (en Orion) de color azul. En astronomía se utiliza la escala Kelvin para indicar temperaturas, donde el cero absoluto es -273 grados Celsius.

Para definir el color de una estrella, Johnson y Morgan (1950), crearon el sistema UBV (del inglés Ultravioleta, Azul, Visible). Las mediciones se realizaban mediante un fotómetro fotoeléctrico para medir la intensidad de la radiación el longitudes de onda específicas:

Ultravioleta: 3000 Å a 4000 Å

Azul: 3600 Å a 5500 Å

Visual: 4800 Å a 6800 Å

Con estos datos se pudo crear una serie de escalas: (B-V), (U-B) y (B-V). Cuanto mayor el número, más roja es la estrella. Para ver ejemplos de índices de color de diferentes estrellas, visite la sección de estrellas variables.

La tabla a continuación muestra el espectro electromagnético, con sus longitudes de onda.

Denominación	Longitud de Onda
Rayos Gamma	0,00000007 a 0,001 Å
Rayos X	0,001 a100 Å
Luz Ultravioleta	100 a 3.900 Å
Luz Visible	3.900 a 7.500 Å
Luz Infraroja (fotográfica)	7.500 a 15.000 Å
Infrarojo Cercano	15.000 a 200.000 Å
Infrarojo Lejano	0,002 a 0,1 cm.
Microondas (ondas de radar)	0,1 a 250 cm.
Frecuencias Elevadas (televisión)	2,5 a 15 m.
Onda corta de radio.	15 a 180 m.
Banda de control aeronáutico	750 a 1.500 m
Onda larga de radio	1.500 m en adelante

Las escalas son las siguientes:

1 Å (Ångstron) = 1x10E-8 cm (centímetros) = 1x10E-10 m (metros)

El ojo humano solo es capaz de percibir la pequeña porción que corresponde a la luz visible, situada entre los 3.900 Å y 7.500 Å, donde la menor se encuentra cerca del violeta y la mayor del rojo. El Sol emite en todas las longitudes de onda, pero solo llegan a la superficie una pequeña porción de estas, las demás son frenadas por la atmósfera: el ozono absorbe las mas altas longitudes de onda hasta el ultravioleta, y el vapor de agua absorbe gran parte de las infrarrojas.

.: Tipos Espectrales

El espectro es la banda de colores que se obtiene al dispersar la luz procedente de una estrella, las características de cada espectro dependen de la temperatura de las capas superficiales de la estrella.

Al dispersar la luz que atraviesa una estrecha ranura se puede observar sobre el espectro una serie de líneas oscuras que lo cruzan, las llamadas líneas espectrales, cada una ocultado cierta parte especifica del espectro. Estos conjuntos de líneas corresponden a ciertos elementos químicos, cada uno perteneciente a uno en especial, y dado que son únicos dependiendo la temperatura es posible determinar la composición de la atmósfera estelar.

Estas líneas son oscuras porque absorben parte de la energía de la estrella, por tanto son llamadas líneas de absorción y se producen cuando la radiación procedente del núcleo de la estrella atraviesa una zona mas fría (mas superficial).

En ocasiones en ciertos espectros son visibles líneas que al contrario de las líneas de absorción brillan mas que el resto del espectro continuo, son las llamadas líneas de emisión, producidas por un gas calentado a cierta temperatura. Esto suele observarse en estrellas que se encuentran rodeadas por una envoltura gaseosa a alta temperatura.

Los tipos espectrales son clasificados por letras, desde la mayor a la menor temperatura de la siguiente manera:

O  B  A  F  G  K  M  L  T y C  S

Tipo Espectral	Temperatura (grados K)	Características
O	20000 a 35000	Estrellas azules. Pocas líneas espectrales y débiles. Muestran múltiples átomos ionizados, especialmente He III, C III, N III, O III, Si V.
B	15000	Estrellas blanco azuladas. La línea de He II no es visible. Son observables líneas de O II, Si II y Mg II. Aparece la línea del He I. Sigue habiendo pocas líneas
A	9000	Estrellas blancas. La línea del H I (líneas de Balmer) domina el espectro. La He I no es visible. Comienzan a aparecer la líneas de los metales neutros.
F	7000	Estrellas blanco amarillentas. Notable aumento de la cantidad de líneas de H I, pero disminuyen en intensidad. Las líneas de metales ionizados aumentan.
G	5500	Estrellas amarillas. La intensidad de las líneas de los metales neutros aumentan, mientras que disminuyen las del H I.
K	4000	Estrellas amarillo anaranjadas. El espectro está dominado por las líneas de los metales. Bandas moleculares OTi.
M	3000	Estrellas rojas. Las bandas de OTi son muy prominentes. Son visibles varias líneas de metales neutros. Para espectros mas allá del M4 las líneas de absorción del OTi son muy severas, y se dificulta observar el espectro continuo.
L	1200 a 2000	Contiene las enanas rojas más frías y las enanas marrones más calientes, que se mantienen debido a la fusión del deuterio y contracción gravitatoria. Presentan VO (oxido de vanadio) en absorción como las M mas frías, alcanzando un máximo en L0. El TiO decrece en abundancia hasta casi desaparecer en L7. Las enanas marrones presentan lineas de absorción de litio. Las líneas de metales alcalinos, especialmente Potasio, se hacen muy fuertes a medida que baja la temperatura. Magnitudes absolutas entre 18 y 24.
T	750 a 1200	Sólo visibles en el infrarrojo. El espectro es rico en metano (como los planetas gigantes) y moléculas de agua e hidruro de hierro (FeH)
C	5500 a 3000	Estrellas de carbono (muy rojas ya que los compuestos de este elemento absorben las longitudes de onda azules). Son gigantes donde el TiO se ve reemplazado por compuestos como C2, CH y CN. Se subdividen además de por la temperatura (que va paralelamente a la secuencia normal desde G4 hasta M8), por la fuerza de las bandas de carbono. Ej: C7,4. Ej: R Leporis (variable)
S	3000	Estrellas gigantes rojas (van paralelas a las clase M) que también presentan más carbono que las gigantes normales y donde el TiO se ve reemplazado por el ZrO (óxido de zirconio) y también pesentan itrio y bario. Ej: chi Cygni (variable) Existen clases intermedias como MS y SC de acuerdo a la abundancia de los elementos descriptos.

 

Descripción de las clases L, T, C y S, cortesía de Sebastián Otero.

En la tabla aparecen varios elementos con números romanos, estos indican el estado de ionización de los mismos siendo I el elemento neutro, II el ionizado una vez, III el ionizado dos veces, etc. El número de átomos presentes de un cierto elemento es proporcional a la intensidad de las líneas de absorción.

En el gráfico superior se muestra la intensidad de las líneas espectrales según la temperatura de la estrella (tipo espectral).

La clasificación espectral completa incluye el tipo de estrella o tipo de luminosidad, las más utilizada es la Morgan-Keenan (M-K), donde la dispersión utilizada es de 125 Å por milímetro (escala del espectro). La clasificación M-K es la siguiente:

Ia+ : Hipergigantes

I : Supergigantes

II : Gigantes brillantes

III : Gigantes

IV : Subgigantes

V : Enanas

VI : Subenanas

En el caso del Sol, su clasificación espectral completa es G2 V. Existe un gráfico de clasificación muy utilizado, donde se toma como referencia el tipo espectral (o temperatura) y la magnitud absoluta (el brillo que tendría una estrella si se la observara desde 10 parsecs de distancia, donde un parsec corresponde a 3,26 años luz)

Se trata del diagrama Hertzprung-Russel (H-R). Al disponer las estrellas en este gráfico (con el tipo espectral de mayor a menor temperatura en el eje horizontal), es notoria una banda que lo atraviesa en diagonal. Se trata de la secuencia principal, donde se localizan las estrellas durante la parte de su vida en donde fusionan Hidrogeno.

Es preciso saber que una estrella se mueve por el diagrama H-R durante su vida, dado que a medida que consume su combustible varia su temperatura superficial (por cambios de tamaño), por tanto también su magnitud absoluta y su tipo espectral.

En el gráfico superior se muestra un diagrama H-R utilizando el tipo espectral y la magnitud absoluta, simplemente para apreciar la distribución de los diferentes tipos de estrellas. La parte inferior de la secuencia principal denominada ZAMS (Zero Age Mean Sequence) corresponde al punto donde las estrellas comienzan a consumir Hidrogeno (desde este momento las estrellas son consideradas como tales).

Al terminar el Hidrogeno combustible salen de la secuencia principal, indicado como TAMS (Terminal Age Mean Sequence) en el diagrama. El tiempo que pasen en la secuencia principal varia según la masa de la estrella, a menor masa la estrella es capaz de mantenerse consumiendo Hidrogeno por mucho mas tiempo que una de mayor masa:

· 1 Masa Solar : 7x10E9 años

· 3 Masas Solares : 2x10E8 años.

· 5 Masas Solares : 6,5x10E7 años.

· 15 Masas Solares : 1x10E7 años.

Durante este tiempo la estrella genera energía mediante la fusión del Hidrogeno, un proceso conocido como reacción Protón-Protón, es el ciclo mas importante en cuanto a producción de energía en estrellas del tipo solares, donde la temperatura del núcleo es de unos 15x10E6 grados Kelvin.

A través del espectro de una estrella no solo es posible determinar la composición química de las capas superficiales, sino también características como la velocidad de rotación, la densidad, la intensidad del campo magnético y quizás la más conocida la velocidad radial de la estrella (de alejamiento o acercamiento) calculado gracias al llamado efecto Doppler, utilizado también para la determinación de las velocidades de galaxias enteras, y así intuyendo su distancia con ayuda de la constante de Hubble.

· Velocidad de rotación: La velocidad de rotación de una estrella puede determinarse utilizando un espectro al observar las líneas de absorción, donde las mas definidas corresponden a velocidades de rotación mas bajas, y las mas borrosas a velocidades de rotación mas altas. A diferencia de otros efectos sobre los espectros todas la líneas presentan la misma distorsión.

· Densidad: Cuando las líneas espectrales se ensanchan con la presión es indicio de colisiones atómicas mas frecuentes en un gas denso que hacen difusos ciertos niveles de energía. Lo difuso de las líneas no se confunde con lo difusas que lo pueden estar a causa de la velocidad de rotación, dado que en ese caso todas las líneas presentan el mismo nivel de borrosidad, no así en el caso de la densidad, donde son algunas líneas las afectadas.

· Intensidad del campo magnético: Cuando un espectro presenta líneas de absorción divididas denota la presencia de intensos campos magnéticos. Este fenómeno es conocido como efecto Zeeman.

· Velocidad radial: Se calcula a partir del efecto Doppler, cálculo efectuado gracias a la medición del desplazamiento de las líneas espectrales hacia el extremo rojo (si se aleja) o hacia el extremo azul (si se acerca). Las fórmulas necesarias para calcular el valor del efecto Doppler son las siguientes:

Donde delta lambda (primer fórmula) es la diferencia entre la longitud de onda de la línea espectral observada menos la longitud de onda de la misma línea en reposo, ambas en Ångstron (Å). En la segunda formula, Vr es la velocidad radial y C es la velocidad de la luz en kilómetros sobre segundos (puede aproximarse a 300.000 Km./seg.).

Si la velocidad radial resulta negativa, la estrella se acerca al observador (corrimiento al azul), si resulta positiva se aleja (corrimiento al rojo)

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© Astronomía Sur | Actualizada: 06.03.2008 :.