Una estrella más cercana parece, evidentemente, más brillante. Así que si desconocemos la distancia, el brillo puede ser engañoso. Hay estrellas tímidas que están cerca y otras que son formidables, pero están tan lejos, que no se destacan de las demás.
Astrofísicos en Acción | Cielos Despejados
Paralaje
Nosotros medimos la distancia a los objetos cercanos aprovechando que nuestros dos ojos nos permiten ver profundidad. Los dos ojos se cruzan en el objeto que vemos y con eso nuestro cerebro calcula el tamaño del triángulo que se forma entre los dos ojos y el objeto observado. Cuando usamos los dos ojos para estimar una distancia decimos que vemos en tercera dimensión. Los geógrafos y topógrafos llaman a esto: paralaje.
Y cuando hay dos observadores separados que voltean a ver al mismo cuerpo celeste, también forman un triángulo. Así, también usamos el paralaje para ver la Luna, los planetas y las estrellas en tercera dimensión. Sólo necesitamos conocer la separación entre ambas estaciones de observación y el ángulo que dibujan hacia el objeto observado. Eso es suficiente para calcular la distancia entre los observadores y el objeto celeste, pura geometría.
EL color de las estrellas
El color con el que percibimos las estrellas depende de su temperatura. Como en una flama, seguramente habrás notado que la parte azul es más caliente que la parte amarilla, y que a su vez es más caliente que la parte roja.
Sin embargo, hay que tener presente que una estrella desprende luz de todos los colores: desde el ultravioleta hasta el infrarrojo y las microondas, pasando por los colores del arcoiris, que los astrónomos llamamos “espectro visible”. El truco está en que algunas estrellas son mejores para emitir luz azul; mientras que otras son mejores para desprender luz roja. Los físicos llaman a esto emisión de cuerpo negro, un fenómeno que sólo pudo ser explicado gracias al desarrollo de la mecánica cuántica.
Espectroscopía
Un prisma puede descomponer la luz del Sol en los colores que la constituyen, formando un arcoiris. Pues bien, lo mismo puede hacerse con la luz de las estrellas colocando prismas y otros instrumentos similares en los telescopios; es así como los astrónomos estudiamos los colores de las estrellas. A esta técnica se le llama espectroscopía.
Cuando nosotros observamos una estrella, en realidad estamos captando todo el abanico de colores que ella desprende. No obstante, nuestros ojos no pueden percibir el ultravioleta y el infrarrojo, y son muy malos para captar el violeta. Así, solamente captamos la suma de colores de las estrellas. Por ello, todas las estrellas que observamos en el cielo con nuestros ojos se encuentran entre el azul y el rojo.
Las estrellas se clasifican de acuerdo a su temperatura. Las más calientes son las de tipo O (que son azules), seguidas de B, A, F, G (como nuestro Sol), K, M (que son rojas).
¿Qué tan calientes son las estrellas?
Las estrellas de tipo O pueden ser hasta veinte veces más calientes que el Sol, mientras que, en el otro extremo, las de tipo M llegan a tener la mitad de la temperatura de nuestra estrella.¿Y por qué hay estrellas más calientes que otras? ¡Los invitamos a nuestro canal Astrofísicos en Acción para conocer la respuesta y seguir descubriendo cómo sabemos lo que sabemos de las estrellas!
Cuando miramos las estrellas durante la noche, ya sea con nuestros propios ojos o con un telescopio, lo único que podemos observar son sus capas más externas. Así, por ejemplo, cuando decimos que “la temperatura del Sol es de cinco mil quinientos (5500) kelvin”, nos referimos a la temperatura de la fotosfera: la capa más profunda que podemos observar. En las capas interiores a la fotosfera, el plasma se vuelve muy opaco y nos impide registrar la luz que proviene del centro de la estrella.
Secuencia Principal
Hoy en día sabemos que las estrellas que se encuentran en la secuencia principal brillan gracias a las reacciones nucleares que ocurren en su núcleo, en las que el hidrógeno se convierte en helio, liberando una energía inmensa. ¿Cómo ocurre esto?
Igual que las pizzas, el secreto está en la masa. Las estrellas que poseen más masa, es decir, una cantidad mayor de materia, aplastarán con más fuerza su centro. Así, por efecto de gravedad, miles de millones de toneladas comprimen el centro de la estrella y elevan la presión y la temperatura interior.
Relación Masa -Temperatura
Así sabemos, por ejemplo, que el centro del Sol debe encontrarse a una temperatura aproximada de diez millones de kelvin. Una estrella de la secuencia principal con más masa se calienta más y una estrella con menos masa, también se calienta… pero no tanto. Una de estas estrellas con poca masa experimenta reacciones nucleares a paso relativamente lento -poco a poco- pero la temperatura y la presión interna de las estrellas más masivas, obligan a acelerar estos procesos. De esta manera, si miramos a las estrellas de la secuencia principal, encontraremos que una estrella más masiva, será más caliente y más brillante.
Modelos astrofísicos
Todo lo que sabemos sobre los interiores de las estrellas es gracias a modelos: utilizando las leyes de la física de plasmas, los astrónomos exploran los fenómenos que ocurren en las estrellas.
Finalmente, si un modelo es correcto, éste corresponderá con observaciones reales y con predicciones que pueden ser comprobadas con los instrumentos astronómicos.
Las reacciones nucleares en el interior de la estrella no sólo la hacen brillar, también la mantienen en equilibrio: si no se dieran estas reacciones, la estrella colapsaría. Es gracias a que el gas está tan caliente, que este puede oponerse a la gravedad.
Estrellas binarias
Newton nos enseñó a medir la masa de los cuerpos celestes, particularmente si vemos la interacción de dos o más. Piensa en una pareja que se encuentra bailando tomada de las manos. Te habrás dado cuenta de que les es más fácil girar rápido cuando sus cuerpos se encuentran más cerca.
Y en palabras simples: a mayor masa, mayor atracción y a menor distancia, mayor atracción. Por eso, cuando un planeta o cometa se acerca al Sol se acelera, y por eso también, los planetas que poseen más masa hacen orbitar sus satélites a mayor velocidad.
Si conocemos la distancia que separa a dos astros y el período que tardan en orbitarse, podremos determinar la masa del conjunto y la masa individual de esos dos astros. Afortunadamente, muchas de las estrellas que ves en el cielo, forman parejas de baile y esto facilita medir su masa. Estos astros en pareja se conocen como sistemas binarios.
Utilizando este y otros métodos los astrónomos han podido determinar que la masa de las estrellas tipo O puede ser decenas de veces mayor que la del Sol, siendo estas estrellas las más calientes y luminosas de la secuencia principal. En el otro extremo, las estrellas tipo M pueden ser tan ligeras como una décima parte de la masa del Sol.
¿Cómo medimos la densidad?
La realidad es que la densidad de cada estrella no es la misma en la fotosfera que en el interior de la estrella. La densidad de la fotosfera puede determinarse al descomponer la luz de la estrella: los espectros de las estrellas nos dan información sobre la composición química de su atmósfera y a su vez, de la densidad.
En cambio, en el interior de la estrella tenemos que proponer modelos que varían en función de la edad de la estrella, su tamaño, tipo espectral, y masa. No podemos medir la densidad del interior estelar directamente.
Como dato curioso
La densidad promedio del Sol es de 1.4 gramos por centímetro cúbico. Apenas un poco mayor que la del agua. En casos excepcionales hay estrellas que son muy brillantes, pero no son tan calientes. Éstas son estrellas similares al Sol pero en su etapa final, las cuales, al quemar lo último que les queda de combustible, aumentan su tamaño generando mucha luminosidad, por lo que se ven muy brillantes.
Estrellas rojas y azules
Entonces, podemos tener estrellas gigantes (azules) que son estrellas jóvenes y masivas y estrellas gigantes (rojas) que son estrellas poco masivas en sus últimos días. Estas estrellas se encuentran fuera de la secuencia principal, y por ello los procesos físicos que ocurren en ellas son algo distintos. Pero de esto les hablaremos en un futuro video, porque ya me tengo que ir a un compromiso.
