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 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).
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= ad/206,265
D: Tamaño linear
a: Tamaño angular del objeto en segundos de arco
d: Distancia al objeto
Por ejemplo para calcular el diámetro de la Luna (tamaño linear) si a: 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.

Al obtener el tamaño angular del desplazamiento aparente del objeto se puede calcular su distancia. Entre más cercano se encuentre el objeto, mayor será su desplazamiento angular (paralaje) y entre mas lejos será menor.
d: 1/paralaje

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 solo 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. Ha 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.

Ley Inversa del Cuadrado:
El brillo de una fuente lumínica es menor en la medida que este localizado mas lejos debido a que se dispersa en mayor escala.
El brillo disminuye inversamente proporcional al cuadrado de la distancia

b = L/4pd2

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/4pd2 L= 4pd2b
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 de 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 (mv). El brillo de un objeto visto desde la Tierra.
• Absoluta (MV) . Brillo de una estrella cuando se coloca a una distancia de 10 Parsecs (32.6 años luz). Esto elimina el factor distancia como distractor, 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.
Objeto mv Mv D (a/l)
Sol - 26.8 4.83 8 min.
Alfa Centauri - 4.38 4.01 4.3
Canopus -0.72 -0.1 98
Rigel 0.14 -7.1 900
Deneb 1.26 -7.1 1600
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 irradian 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.

Escalas de temperatura.
En la actualidad se encuentran en uso tres escalas de temperatura.
La escala Celsius (º C). Utiliza como parámetro las propiedades del agua la cual alcanza el punto de congelación a los 0º C y el punto de ebullición a los 100º C al nivel del mar.
La escala Kelvin es la que usualmente se utiliza en astronomía, en esta, la temperatura mas baja (0 K) se conoce como cero absoluto y es aquélla en que el movimiento atómico es mínimo y corresponde a 273º C.
Debido a que los átomos no pueden estar sin movimiento nada puede ser mas frió que el cero absoluto. En la escala Kelvin no se utiliza el símbolo º (grados).

La temperatura expresada en Kelvin es siempre igual a º C + 273, de esta manera el agua se congela a 273 K y se evapora a 373 K siendo las dos escalas equivalentes.
En Estados Unidos se utiliza aun la arcaica escala Fahrenheit (º F), en esta se tomó como base la temperatura del cuerpo humano (100º F), acá el agua congela a 32º F y tiene su ebullición a 212º F, Entre estas dos medidas existen 180º F, de esta manera, los grados F no son equivalentes a los Celsius o Kelvin. La relación con los º C es de de 100/180 o 5/9.

Para convertir estas escalas una en otra basta utilizar las siguientes ecuaciones:
F = (9/5 C) + 32 C = (5/9 F) - 32
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) .