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La Naturaleza de las Estrellas

© 2003. Carlos Andrés Carvajal T.
Astrónomo Autodidacta.

"Hay tantas estrellas en el Universo como granos de arena en los mares de la tierra", hay quienes dicen ahora que lo correcto es decir hay tantas galaxias en el universo como granos de arena en los mares de la Tierra.

En la Vía Láctea hay aproximadamente 10⁷  estrellas, es decir, alrededor de una docena por cada persona que exista en la tierra. La estrella mas cercana a nosotros es el Sol y por tanto ha sido la mas estudiada, pero: ¿Como se  estudian las lejanas estrellas?; ¿Como pudieron saber los científicos su composición, masa, temperatura, densidad, tamaño y luminosidad?.

Toda la información que recibimos de las estrellas viene en forma de luz (y neutrinos). El estudio de las estrellas ocupa parte importante de una rama de la astronomía que se conoce como Astrofísica.

• Distancia
• Luminosidad
• Magnitud
• Color y Temperatura
• Tamaño
• Masa
• Movimiento
• Estructura física y química

Distancia

La distancia es la cantidad de espacio que separa dos puntos. En la Tierra se han utilizado sistemas de medida para determinar cuan lejos se encuentra un elemento de otro, en estos, las unidades mas usadas son, entre otras: metro, decámetro y kilómetro. Estas unidades que se utilizan para medir distancias relativamente pequeñas entre ciudades o países son, sin embargo, de poca utilidad para cuantificar las grandes distancias en el espacio debido a que los números serían demasiado grandes para manejarlos cómodamente; por ejemplo: si la Luna se encontrara a un centímetro de la Tierra, el Sol se encontraría a 5 metros y la estrella mas cercana a 12 millones de kilómetros!!. 

Otra manera de expresar las distancias es utilizando las medidas de tiempo como es el caso común de referirse a la distancia entre dos ciudades, por ejemplo en Colombia, la capital Bogotá, se encuentra a 300 kilómetros de Armenia o en otras palabras a 6 horas en viaje por carretera (a una velocidad promedio de 50 kilómetros por Hora) pero a 20 minutos en avión.

Las unidades de medida mas utilizadas por los astrónomos son:

• La Unidad Astronómica. Distancia promedio que separa la Tierra del Sol, siendo aproximadamente 150 millones de kilómetros (1.496x10⁸ Km.). Se utiliza principalmente en "pequeñas" distancias como las que separan los componentes del sistema solar.
• El Año Luz. Distancia recorrida por la luz a 300.000 kilómetros por segundo en un año (9.46X10¹² Km.). También se puede usar el segundo/luz, hora/luz, etc. Su uso principal es el determinar distancias entre estrellas o galaxias.
• El Parsec es la distancia a la que se encuentra una estrella que tenga un ángulo de paralaje de 1 segundo de arco (3.26 años/luz).

Medición de la distancia

Las Medidas angulares son de importancia capital en astronomía, pues son los ángulos que separan los objetos o el tamaño medido en ángulos de un objeto lo que nos indica su tamaño real al conocer la distancia que de el nos separa. 

Un ángulo es la apertura que separa dos líneas que confluyen en un solo punto. La medida angular describe el tamaño de un ángulo. La unidad básica es el grado (º). El círculo esta dividido en 360º. Cada grado a su vez esta dividido en 60 minutos de arco (´) y cada minuto de arco esta dividido en 60 segundos de arco ("). Para determinar la distancia, tamaño linear o el tamaño angular de un objeto se utiliza la formula del ángulo pequeño: D= αd/206,265 D: Tamaño linear α: Tamaño angular del objeto en segundos de arco d: Distancia al objeto

Por ejemplo para calcular el diámetro de la Luna (tamaño linear) si α: 1800" y d:384.400, entonces:

D= (1800)(384.400)/206.265 = 3354 Km.

Paralaje

Es la piedra angular de todos los métodos de medida de distancias en astronomía. Se mide el desplazamiento de un objeto celeste sobre las estrellas de fondo cuando se observa desde dos puntos diferentes, en el caso de la Tierra los puntos de observación son los mismos pero las medidas se hacen con un intervalo de 6 meses de esta manera  la distancia que separa los puntos de observación es de 2 UA.

En esta fórmula la distancia está dada en Parsecs. La primera paralaje estelar se realizó en la estrella 61 del cisne por Friedrich Wilhelm Bessel en 1838 calculando una distancia de 10,9 a/l, el 10% de la distancia real conocida ahora. La paralaje mas pequeña que se puede medir desde la tierra debido a las alteraciones ópticas producidas por la atmósfera es de 0.01 segundo de arco (como el ancho de un dedo visto a 200 Km.), lo cual ha sido mejorado con observaciones de los telescopios orbitales (Hiparcos y Hubble) que han logrado medir ángulos de paralaje de 0.001 segundo de arco llegando a estrella tan lejanas como 3000 Parsecs. A pesar de estas mejoras este es un método limitado para estrellas lejanas.

Luminosidad

La luminosidad es la cantidad de luz emitida por segundo. Si podemos conocer la luminosidad podremos conocer diversas características de las estrellas como su historia, estructura interna, evolución futura y distancia.

Para calcular la luminosidad de una estrella un método comúnmente usado es relacionarla con la del sol (3.9x10²⁶J/seg)  y utilizar la la ley inversa del cuadrado así:

b = L/4πd²        L= 4πd²b   

En donde b se mide por fotometría.

La relación con la estrella a estudiar es:

L/L☼= (d/d☼)² (b/b☼)

Magnitud

Todos los objetos que observamos en el cielo no brillan con la misma intensidad debido a las diferentes distancias que nos separan de ellos y a su brillo intrínseco. Hiparco fue el primero en catalogar las estrellas por su magnitud dejando como de primera magnitud a aquellas mas brillantes y de sexta magnitud a aquellas que casi escapaban a su vista.

Durante el día el elemento mas brillante del cielo es el Sol, durante la noche es la Luna seguida por planetas como Venus, Júpiter y Saturno, estrellas, satélites artificiales, cúmulos, nebulosas, galaxias y otros.

Se ha definido la Magnitud como la unidad de medida de la luminosidad, en otras palabras, es una escala para cuantificar las diferencias de brillo entre los diferentes objetos del cielo. Esta escala no es matemática sino logarítmica, esto quiere decir que las relaciones entre una magnitud a otra no es de una sino de 2.512 veces más o menos brillante. Si dos objetos difieren en 5 magnitudes su intensidad de brillo difiere 100 veces (definición propuesta por Norman R. Pogson del Observatorio de Oxford). Por ejemplo, una estrella de magnitud 6 es 100 veces menos brillante que una de magnitud 1.

Pogson realizo una aproximación matemática a la magnitud:

m1 - m2 = 2.5 log₁₀ (b₁/b₂)

En esta escala paradójicamente entre menor (o negativo) sea el numero, el objeto es mas brillante, el Sol por ejemplo es –26, por el contrario, una nebulosa tenue puede tener una magnitud 30. Vale decir que el ojo humano es capaz de observar una magnitud de 6 y con la ayuda de un telescopio para aficionado se pueden observar objetos de hasta magnitud 14 pero con telescopios grandes se han visto objetos de magnitud 29. Este sistema de graduación "invertido" tiene una explicación histórica, Hiparco realizó el primer catálogo estelar con el ojo desnudo, con el advenimiento del telescopio al observarse estrellas mas tenues se siguieron creando nuevas magnitudes.

La Magnitud puede ser :

• Aparente (m_v). El brillo de un objeto visto desde la Tierra.

• Absoluta (M_V) . Brillo de una estrella cuando se coloca a una distancia de 10 Parsecs (32.6 años luz). Esto elimina el factor distancia como determinante, por ejemplo la Magnitud Absoluta del Sol es 4.87, es decir, que si el Sol estuviera localizado a 32.6 años luz lo veríamos como una estrella de esta magnitud. En la actualidad la medida del brillo se realiza a través de métodos de fotometría. 

• Bolométrica. El brillo cuando se agrega a la energía visible la no visible. Al medir la magnitud absoluta solo se esta midiendo una parte de la energía radiada por un objeto, debido  a que estas medidas no toman en cuenta la energía emitida en otras longitudes de onda. Cuando se toma en cuenta el total de la energía radiada se encuentra la Magnitud Bolométrica Absoluta.

En el siguiente cuadro se comparan las diferentes magnitudes de varias estrellas.

Color y Temperatura

Una de las características mas prominentes de la estrella es el color. El color es una cualidad que está estrechamente ligada a la temperatura. De acuerdo a la temperatura las estrella radian en determinada longitud de onda así: las mas frías tiene un pico de longitud de onda en el rojo, las mas calientes irradian en el azul.

Colores estelares en Orión

La temperatura de las estrellas se mide utilizando un dispositivo CCD (Coupled Charge Dispositive) con un filtro denominado UBV, a este procedimiento se le denomina fonometría UBV. Este filtro es el más sencillo y actualmente se utilizan otros filtros mas completos como el UBVRI. En este procedimiento se dirige el dispositivo acoplado al telescopio hacia la estrella en estudio y se calcula la luminosidad utilizando los diferentes filtros. Si la estrella es muy caliente se vera muy brillante con el filtro U (ultravioleta) menos el el B (azul) y mucho menos en V (amarillo).

Tamaño.

Solo con el uso de potentes telescopios actuando de manera conjunta por medio de sistemas de interferometria se han podido ver contornos de estrellas lejanas, pero sin esta tecnología aun con los telescopios mas potentes las estrellas se ven como pequeños puntos luminosos. Determinar el tamaño estelar requiere de un elaborado proceso. Para determinar el tamaño se utilizan dos características que son :

• Luminosidad

• Temperatura

Estas características se combinan en la Ley de Stefan - Boltzmann.:

Las estrellas son esferas de gas por tanto su superficie se calcula según la formula:

4πr²

La luminosidad será:

L= 4πr² σT⁴

De esta manera, con la luminosidad y la temperatura se conoce el radio de la estrella. Con frecuencia también se usa la relación con el tamaño del sol:

L/L☼=(r/r☼)² (T/T☼)⁴ 

de donde al cancelar la constante 4pi:

r/r☼ = (VL/L☼) (T☼/T)²

Masa

Mas de la mitad de las estrellas se encuentran en sistemas múltiples. Al analizar el movimiento de estas estrellas se puede encontrar información sobre su masa.

Una vez que se ha determinado la órbita de un sistema binario se utiliza la tercera ley de Kepler para determinar su masa.

M1 + M2 = a³/p² 

Donde: a= Eje semimayor en UA - p= Periodo orbital (años)

Con esta formula se obtienen la suma de masas de las estrellas. Para determinar las masas individuales se debe determinar el centro de masa, es decir el punto, alrededor del cual giran las dos estrellas que estará mas cerca de la estrella de masa mayor, al saber entonces este centro de masa y las órbitas individuales se puede determinar una relación entre las dos masas y así determinar las masas individuales.

Movimiento

Las estrellas tienen movimiento propio pero debido a su lejanía y hasta que se perfeccionaron los instrumentos ópticos este no se logró detectar. Para determinar el movimiento propio de las estrella se deben tomar puntos de referencia y los mas adecuados parecen ser los cuásares que son los objetos mas lejanos conocidos.

Las estrella localizadas hasta unos 5 parcecs se desplazan alrededor de unos pocos segundos de arco por año, la estrella que muestra un movimiento propio mayor es  Barnard con magnitud 9.7 y que se desplaza 10.27" por año 

Estructura física y química

La única manera de determinar la estructura física y química de las estrellas es estudiar su luz por medio de la espectroscopia.

La espectroscopia fue iniciada por Joseph Fraunhofer en 1814, estudiando el espectro solar describió líneas oscuras llamadas ahora líneas de Fraunhofer que corresponden a líneas de absorción espectral. Posteriormente se detectó que las estrellas poseen las mismas características pero la posición de estas líneas variaba de una a otra.

Las líneas de absorción se producen cuando la radiación emitida en el núcleo estelar atraviesa las capas superiores de la estrella, entonces los átomos absorben esta radiación en longitudes de onda especificas para cada tipo de ellos. Se deduce que si la composición de las estrellas varían las líneas de absorción igualmente variaran, debido a esto las estrellas se clasificaron en clases espectrales.

A finales del siglo 19 Edward Pickering clasificó las estrellas en grupos nombrados desde la A a la P de acuerdo a las características de las líneas de Balmer (líneas de absorción del Hidrógeno); posteriormente Anna Jump Cannon realizó una clasificación que resumió varias características quedando las secuencia:

O   B   A    F   G   K   M       (L   T   R    N   S)

Posterior a esta revisión se subclasificaron las clases espectrales  en tipos espectrales agregando números del 0 al 9 a cada clase. El patrón de líneas espectrales también indica la temperatura de las estrellas, así las estrellas mas calientes muestran una clase O y las mas frías M

La composición química de las estrellas es predominantemente de hidrogeno, helio y una pequeña porción de otros elementos llamados en astronomía metales. A través de la espectroscopia se pueden determinar las relaciones  entre la fracción de H (X), He (Y), metales (Z), así por ejemplo el sol es :

X= 0.734    Y= 0.250   Z= 0.016

Otra manera es la metalicidad en donde se compara la abundancia de hierro con la de hidrógeno, todo ello referido a la composición química del sol

met= log₁₀ ((Fe/H) / (Fe☼/H☼))

Diagrama de Hertsprung y Russell