temperatura superficial de las estrellas

temperatura superficial de las estrellas



La temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la distribución de la intensidad del fondo continuo del espectro.
Según una ley descubierta por W. Wien en el siglo XIX, la longitud de onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura absoluta de la fuente. En rigor, la ley de Wien sólo es válidad para la radiación emitida por un cuerpo ideal denominado cuerpo negro, que absorbe toda la radiación que recibe y que sirve a los físicos como referencia.
El nombre de "cuerpo negro" se debe a la ida de que cuando no está suficientemente caliente para emitir luz propia, el cuerpo aparece negro, sin embargo, las estrellas normales (excluidas las novas , las estrellas neutrónicas , etc) se comportan aproximadamente como cuerpos negros.
Para establecer la longitud de onda que corresponde al máximo no hace falta medir la intensidad a lo largo de todo el espectro; basta medirla en dos longitudes de onda y calcular la posición del máximo a partir de la relación entre estas dos intensidades. En la práctica, se determina el índice de color (B-V) que, como se sabe, es la relación entre la intensidad en el azul (B) y en la lua amarilla (V), expresada como diferencia de magnitud.
Una sencilla fórmula permite pasar del índice de color a la temperatura, que así calculada recibe el nombre de temperatura de color.



principales criterios de la clasificación espectral.


Las estrellas se clasifican según su color y tamaño. El primer criterio de clasificación es su color, que a veces se aprecia desde la Tierra. Este color lo da la temperatura de la superficie del astro. Dependiendo de su color se clasifican en una tabla de "Tipos Espectrales" designados con las letras O, B, A, F, G, K, M y L.
Las de tipo espectral O: son estrellas muy calientes y luminosas y destacan por sus brillantes colores azules. Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de hidrógeno. La mayor parte de su radiación se emite en el ultravioleta. Pueden brillar más de un millón de veces que nuestro Sol.
Las de tipo espectral B: son extremadamente luminosas, como Rigel en la constelación de Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Al igual que las estrellas de tipo O tienen tanta masa que consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando inmensas cantidades de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo (en tan sólo unos pocos millones de años). Suelen estar en las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que se las observa, normalmente, en grupos de estrellas, formadas en el interior de nubes de polvo gigantes. En Orión encontramos el ejemplo más cercano.
Las de tipo espectral A: a este grupo pertenecen las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en la constelación del Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante que vemos desde la Tierra en la constelación del Can Mayor, es también una estrella de tipo A, bastante cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados.
Las de tipo espectral F: son estrellas de gran masa y muy brillantes pero se encuentran en la secuencia principal de Herptzsrung-Russell. Sus espectros se caracterizan por líneas de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero tono amarillo.
Las de tipo espectral G: son las que mejor conocemos ya que nuestro Sol pertenece a esta categoría siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las de tipo F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros.
Las de tipo espectral K: son estrellas anaranjadas algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas de este grupo, como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.
Las de tipo espectral M: Por el gran número de estrellas que pertenecen a este tipo, es el más común de todos. Las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arturo y Betelgeuse. El espectro de una estrella M tiene líneas de metales neutros pero no suele mostrar líneas de hidrógeno. El óxido de Titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.
Por su tamaño son muy variables, pues las hay enormes y se denominan "supergigantes", hasta las más pequeñas que se les llama "enanas". El Sol es una estrella mediana del tipo G y de color amarillo. Betelgeuse, una supergigante, tiene unas 610 veces el diámetro de nuestro Sol.