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.

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Oh, be a fine girl, kiss me!

Como ya hemos visto de qué color son las estrellas:

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

Hoy vamos a ver la clasificación más aceptada, según su espectro. Y hemos titulado este artículo así:

Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!

Porque las iniciales de esta frase se corresponden con los tipos espectrales de las estrellas. Stephen Hawking usa esta regla nemotécnica en algunos de sus libros para que recordemos los tipos espectrales de las estrellas.

oClase O: 
Masa promedio:60 Soles 
Radio promedio: 15 Soles
Luminosidad Promedio: 1.400.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 28.000 a 50.000º K
Color: Azul violeta
Ejemplo: Naos (Zeta Puppis) (O5 – Ia)

Son estrellas muy calientes y luminosas, con una fuerte tonalidad azul. Estas estrellas muestran líneas de helio neutras e ionizadas prominentes, y solamente líneas débiles de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultra-violeta.

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¿De qué color son las estrellas? Fotometría II

Si en el artículo anterior:

https://principiatechnologica.com/wp-content/uploads/2013/07/06/la-escala-de-brillos-de-hiparco-de-nicea-fotometria-i/

decíamos por qué tenemos que emplear la fotometría para comparar los brillos de las diferentes estrellas, hoy vamos a ver qué nos aporta la fotometría para el estudio de las estrellas. Para empezar, nos dice de qué color son.

Pero si vamos a continuar hablando de fotometría, probablemente la primera definición que tengamos que hacer es acerca del cuerpo negro:

CUERPO NEGRO

Un cuerpo negro es un objeto ideal que teóricamente absorbe toda la luz y toda la energía radiante que incide sobre él.  Por tanto, nada de la radiación incidente se refleja o pasa a través del cuerpo negro.

Si este cuerpo negro es calentado para que alcance una temperatura muy alta, también teóricamente, este cuerpo cambia de color para dejar de ser “negro”. Como este cuerpo negro absorbe toda luz incidente, puede entenderse que el color que adquiere es realmente la radiación de una energía a determinada longitud de onda, en función del color que adquiera. Por lo tanto, a pesar de su nombre, el cuerpo negro emite luz (radiación del cuerpo negro) y constituye un sistema físico idealizado para el estudio de la emisión de radiación electromagnética.

El modelo de este cuerpo negro ha sido muy estudiado a lo largo de la historia. En él interviene fuertemente, como es lógico, la termódinámica. El modelo clásico de radiación del cuerpo corresponde a la Ley de Rayleigh-Jeans, aunque ha sido por la Ley de Planck, que corresponde al modelo cuántico.

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La escala de brillos de Hiparco de Nicea. Fotometría I

INTRODUCCIÓN

Ya hemos visto cómo se estiman las distancias a las estrellas cercanas, por paralaje estelar, al fin y al cabo, un método geométrico:

https://principiatechnologica.com/wp-content/uploads/2013/07/02/distancia-a-las-estrellas-cercanas-parsecs/

Pero decíamos que tanto para cotejar los datos obtenidos por paralaje para las estrellas cercanas, como para calcular la distancia a estrellas a más de 25 o 50 años luz eran necesarias otras técnicas, como la fotometría.

Hoy vamos a ver la “fotometría artesanal” ideada por Hiparco de Nicea, lo que puede considerarse los comienzos de la fotometría en astronomía.

LA ESCALA DE BRILLOS

En el siglo II a.C, el astrónomo y matemático griego Hiparco de Nicea reunió un catálogo de casi 1000 estrellas apreciables a simple vista, agrupándolas en seis categorías a las que denominó magnitudes. La más brillantes fueron clasificadas como de primera magnitud, las más tenues como de sexta magnitud.

Para realizar su escala de brillos en magnitudes, Hiparco observaba el cielo desde La Tierra, esto es lo que hoy en día llamaríamos magnitudes aparentes o relativas. Ya que es fácil entender que la misma estrella brillará mucho más cuanto más cerca esté de La Tierra, y los astrónomos necesitan (y tienen) un sistema para obtener magnitudes absolutas, independientes de la distancia. Cómo pasar de magnitudes relativas a absolutas lo veremos posteriormente.

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