Magnitudes, espectro

RADIACION - ESPECTRO
El espectro de la radiación de los cuerpos celestes depende del lugar del lugar de observación; desde la
Tierra sólo son posibles zonas o ventanas donde la radiación no es absorbida totalmente ; así son posibles
la radiación visible y zonas estrechas radioeléctricas en el intervalo desde 1 cm. Hasta 20 cm.
A
otras alturas y lugares “limpios” existen más zonas de visibilidad.
Las rayas espectrales dan información bastante completa del cuerpo astronómico :
-
Composición química general del astro y su entrono.
-
La distancia entre componentes de las rayas espectrales desintegradas informan del campo
magnética (la distancia es proporcional a la intensidad del campo).
-
El corrimiento y anchura de las rayas (por efecto Doppler) informa del movimiento del cuerpo
celeste, rotación y gases que le rodean.Y permite hacer una idea aproximada de la Temperatura a
partir de la expresión:
El espectro de las estrellas es contínuo con rayas de absorción y algunas de emisión (las más brillantes).
La diferencia entre los espectros está en la cantidad e intensidad de las rayas y en la distribución de la
energía (intensidad) en el espectro contínuo que “refleja” el color visible de la estrella : AZUL
BLANCO AMARILLO ROJO.
El estudio del espectro de las estrellas permite agruparlas en CLASES: O
B A F G K
M ; cada clase se divide en 10 subclases, excepto la clase O.
Si el espectro tiene líneas de emisión se le añade la clave e (Ejemplo: B5e).
Las estrellas supergigantes se caracterizan por sus rayas estrechas y profundas; esta característica se
indica anteponiendo c (Ejemplo: cF0)
Todas las características de las CLASES se resumen en el cuadro:
Clase
Car ac te ríst icas de l E sp e ct ro
In d ic e
Color
T emp er atu ra(º k)
- 0,3
Azul ada
30- 35 mi les
- 0,2
Azul ada
Blanca
10 - 30 mi les
O
Alt a Intensidad zona Ul travioleta
Rayas intensas de iones:
He C
Rayas dé biles de H y He
B
Rayas intensas de Hel io neut ro
Rayas observabl es de H y ot ros el ement os
Est rella t ipo: Espiga (Vi rgo)
A
Rayas intensas de Hidrógeno
Rayas observabl es de Ca (i onizado) y ot ros met al es
Est rellas ti po: Vega (Lyra)
S irio (Can Mayor)
0,0
Blanca
F
Rayas fuertes de metales i oni zados Ca, F e, T i
Rayas de H más débi les
Est rella t ipo: P rocyon (Can Menor)
0,4
Amaril la
Blanca
6 - 7,5
mi les
G
Rayas intensas de iones y metales Ca, F e, T i
Rayas de H muy débiles
Est rella t ipo: S ol
0,6
Amaril la
5 - 6
mil es
K
Zona ult ravi ol et a débi l
Rayas met al es int ensas
Est rellas ti po: Arturo (Boyero)
1,0
Naranja
3,5 - 5
M
Si
N
O
7,5
- 10 miles
mi les
Al debaran (T auro)
F uert es rayas de absorci ón de compuestos
moleculares (especi al mente T i O )
Est rella t ipo:
Betelgeuse (Orión)
DIAGRAMA H – R
1,5
Rojo
2 - 3,5
mi les
Los astrónomos Hertzprung y Rusell encontraron una relación entre el tipo de espectro (es decir la
Temperatura) y la Luminosidad estelar; dicha relación se expresa en un gráfico, uno de cuyos ejes
representa la Clase epectral (o la Temperatura o el índice de color) y el otro la magnitud estelar Absoluta
o Luminosidad (en escala logarítmica).
Este diagrama permite distinguir diversos grupos de estrellas, reunidos por propiedades físicas comunes y
establecer dependencias entre dichas características:
B-V
O
-0.4
0
B
0.4
A
F
0.8
G
1.2
K
1.6
M
M
L
-6
4
Super gigantes
10 3
ipa
inc
pr
-2
cia
en
cu
Se
-4
10
l
10 2
0
Sol
4
6
10
Gigantes
2
1
Subenanas
0 .1
8
Enanas Blanc as
0 .0 1
10
1 0 -3
12
14
1 0 -4
T
En la parte superior del diagrama están las estrellas de mayor luminosidad (Gigantes y
Supergigantes): en la parte inferior las de poca luminosidad (enanas y subenanas); entre medio de ellas
y a lo largo de las distintas clases espectrales desde las más calientes hasta las más frías se encuentran las
estrellas Fundamentales.
COLORIMETRIA - INDICE DE COLOR
La dcterminación actual más exacta del Flujo de Radiación en las estrellas se obtiene con métodos
fotográficos o fotoeléctricos utilizando filtros de luz especiales:
U (Ultravioleta)
B (Azul)
V (Amarillo o visual)
Los resultados de la fotometría estelar se utiliza en conjunto con la clasificación espectral para calcular la
Temperatura de la estrella, que indica la energía total irradiada. Y ello es debido a que el máximo de
energía en el espectro (su color) depende prácticamente de la temperatura.
Como la ley de Planck y la correspondiente ley de Wien no son aplicables a las estrellas, no se examina la
longitud de onda del máximo de la radiación sino una característica objetiva del color de la misma:
INDICE DE COLOR.
Comparando flujos de radiación en las distintas zonas del espectro se puede hacer un juicio del color. Este
Indice se toma como la diferencia entre las magnitudes medidas en dos sistemas distintos, por ejemplo:
fotográfico y fotovisual:
Indice Color = Mfotográfico - MFotovisual
En el sistema U – B – V , se utilizan dos índices de color:
Fundamental ( B-V )
Ultravioleta
( U-B )
Se ha convenido en tomar como Indice=0 (B-V), para todas las estrellas de la Clase A0
. Así los
índices de clases menos avanzadas B y O (más calientes) tendrán índices de color negativos
(irradian más fuerte en la zona fotográfica del espectro y la magnitud estelar fotográfica es menor que la
visual) ; por el contrario, las clases más avanzadas como F G K M .. serán positivos (irradian más
fuerte en la zona visual del espectro).
DIMENSIONES DE LAS ESTRELLAS
La dimensión (Radio) de una estrella se calcula indirectamente si se conoce la Luminosidad Bolométrica
L y la Temperatura efectiva T ef . El flujo de energía que se irradia por cm2 de superficie y por segundo
(según la ley de Stephan-Bolzman) es :
E =  . T4 ; para el total de la superficie estelar dará la Luminosidad Bolométrica de la estrella:
4..R2. .T4 .
L=
Aplicando esta expresión al SOL y posteriormente dividiendo ambas expresiones de luminosidades
de estrella y sol y aplicando logaritmos y teniendo en cuenta que los radios estelares se expresan en
unidades solares (es decir Rsol=1) resulta:
Log( R ) 
T
Log( L)
 2.Log sol
T
2
 ef




Esta expresión relaciona Radio, Luminosidad y Temperatura efectiva de las estrellas. Pero como además
existe en el espectro una dependencia entra la Temperatura y la Luminosidad (Diagrama H-R) , esto
indica que las tres magnitudes no son indpendientes y que para una secuencia de estrellas se puede
establecer una correlación entre Clase Espectral (Temperatura) y Radio.