Distancia a las estrellas lejanas. Paralaje espectroscópico.

Como ya vimos, gracias al paralaje anual, la distancia a las estrellas cercanas no presenta ningún problema:

https://principiatechnologica.com/wp-content/uploads/2013/07/02/el-catalogo-de-estrellas-cercanas-gliese/

Hoy, con nuestros conocimientos de fotometría, ya estamos en disposición de obtener la distancia a las estrellas lejanas, claro que según vamos aumentando la distancia los errores se multiplican y las estimaciones son cada vez menos precisas.

Sin embargo, veremos como las distancias que nos proporcionan los astrofísicos no han sido escogidas aleatoria o caprichosamente como algunos afirman.

La espectroscopía estelar es el estudio de las propiedades de una estrella partiendo de su espectro, que es la distribución de la luz que recibimos de esa estrella separada por longitud de onda. Ya sabemos que podemos obtener la temperatura de la estrella:

https://principiatechnologica.com/wp-content/uploads/2013/07/09/temperatura-de-color-de-una-estrella-fotometria-ii/

Pero además, por la posición y número de las líneas de absorción del espectro podemos averiguar otras características físicas, como su composición, de qué elementos está formada la estrella, su gravedad superficial y lo más importante, su luminosidad real. Más concretamente, lo que se hace es clasificar las estrellas según su luminosidad, porque esto es lo mismo que clasificarlas por tamaño y claro, conocidas:

-La luminosidad de la estrella en la Tierra (magnitud aparente o relativa)

-La luminosidad real de la estrella (magnitud absoluta)

Podemos estimar inmediatamente la distancia a la estrella, despejando “r”:

m – M = -2.5 log F(r)/F(10pc) = 5 log r /10pc

(https://principiatechnologica.com/wp-content/uploads/2013/07/06/magnitud-aparente-magnitud-absoluta-de-una-estrella/)

COMPOSICIÓN DE LA ESTRELLA

Una vez que obtenemos el espectro de una estrella, se puede observar sobre él 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 la que abunda un determinado compuesto químico que podemos identificar.

El número de átomos presentes de un cierto elemento es proporcional a la intensidad de las líneas de absorción. La intensidad relativa de estas líneas de absorción, según la temperatura de la estrella, por tanto determina en qué proporción se encuentra este elemento:

Intensidad relativa de las líneas de absorción
Intensidad relativa de las líneas de absorción

Las estrellas calientes de tipo O muestran línea de helio ionizado, las de tipo B, líneas de helio neutro, las A tienen fuertes líneas de hidrógeno, las F y G presentan varias línea metálicas, y las más frías K y M tienen bandas de emisión molecular.

Así por ejemplo, en el espectro del Sol:

Espectro Sol
Espectro Sol

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.

GRAVEDAD SUPERFICIAL

A mayor gravedad superficial más alta es la presión en la atmósfera, y una mayor presión lleva a un ensanchamiento de las líneas y también reduce la cantidad de ionización en la atmósfera. Por lo tanto, cuanto más anchas sean las líneas espectrales mayor es la gravedad superficial de la atmósfera. Esto está directamente relacionado con el tamaño de la estrella.

Es común que dos estrellas que pertenezcan a la misma clase espectral, presenten sin embargo características físicas muy diferentes, especialmente en lo que se refiere a su diámetro. Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande que la otra, la energía total que emite por unidad de tiempo la primera, será, obviamente, muy superior.

Por ejemplo, en las estrellas clase M (color rojo), con la misma temperatura de color podemos tener lo que llamamos enanas rojas o gigantes rojas. Una gigante y una enana, para que radien en clase M sus masas han de ser comparables, sin embargo la gravedad, y por lo tanto la densidad y presión del gas en la superficie de una gigante son mucho más bajas que en una enana. Mayor gravedad dentro de la misma clase espectral implica que la estrella es más pequeña (y viceversa).

Estas diferencias se manifiestan en efectos de luminosidad, que afectan a su vez el ancho y la intensidad de las líneas espectrales, aspectos que pueden ser entonces medidos con mucha precisión. Es así que, para un grupo dado de estrellas con la misma temperatura, las clases de luminosidad diferencian entre sus tamaños (supergigantes, gigantes, sub-gigantes, estrellas de la secuencia principal, enanas y sub-enanas ).

MAGNITUD ABSOLUTA Y DISTANCIA

En 1956, O. C. Wilson y M. K. Vainu Bappu, descubrieron que algunas estrellas tienen características específicas en sus espectros, que permiten calcular su magnitud absoluta y, por lo tanto, su distancia. Por ejemplo, la línea de absorción K del calcio, que es ancha y alcanza un máximo en estrellas clase K. En estrellas G, K y M, una línea de emisión aparece centrada en la línea de absorción K. El ancho de esta línea esta correlacionado con la magnitud visual absoluta MV. Esto quiere decir que el estudio de estrellas de magnitud absoluta conocida permite correlacionar las características de sus espectros con su magnitud absoluta. Por lo tanto, si encontramos una estrella cuyo espectro tenga similares características podemos deducir su luminosidad y por tanto su magnitud absoluta. Y conocida su magnitud absoluta, se obtiene sencillamente la distancia a la estrella.

Pero no sólo esto, si se clasifican todas las estrellas conocidas, no sólo según su espectro sino según su luminosidad, tenemos un catálogo bastante extenso de estrellas con características conocidas, como el catálogo de Gliese. De estas estrellas sabríamos su composición, su temperatura, su luminosidad, su magnitud absoluta y la distancia a La Tierra.

¿En qué consiste el paralaje espectroscópico?

Consiste precisamente en comparar la estrella problema con una de las estrellas de las que se conoce todo. Pero como tenemos el espectro de la estrella problema, y conocemos su composición, temperatura y luminosidad, elegimos para compararla una estrella conocida que sea de la misma clase espectral y misma clase según su luminosidad.

Básicamente, se reduce a que si la estrella problema es muy similar a la estrella conocida, y sin embargo, brilla mucho menos, es porque está más lejos. Y cuánto más lejos está, como hemos dicho antes, se puede averiguar de manera sencilla aplicando la ley de divergencia esférica.

Dicho de otra manera, las clases espectrales, las clases según su luminosidad y las magnitudes absolutas están correlacionadas, y una vez conocido cómo lo están, podemos averiguar el dato de magnitud absoluta de una estrella problema:

Diagrama HR
Diagrama HR

A este diagrama se llama Diagrama HR en honor a los dos descubridores que, a principios del siglo XX, llegaron por separado a un diagrama similar:  Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell.

Este diagrama Hertzprung – Russell o diagrama HR, con estrellas conocidas quedaría como sigue:

Diagrama HR con estrellas conocidas
Diagrama HR con estrellas conocidas

One thought on “Distancia a las estrellas lejanas. Paralaje espectroscópico.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada. Los campos obligatorios están marcados con *