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Breve descripcion de las tecnicas para medir distancias a las estrellas y como conocer sus parametros basicos. (Nivel: Intermedio).
Los diagramas H-R fueron concebidos a principios de 1900 por los astrónomos Ejnar Hertzprung y Henry Norris Russell, buscando correlaciones simples entre las variables conocidas de las estrellas. A pesar del tiempo transcurrido, es una de lass herramientas más importantes de la astronomía moderna.
¿Qué es una correlación?
Cuando los puntos adquieren posiciones discretas (no al azar) estas variables están correlacionadas de alguna manera.
Un ejemplo típico puede ser tratar de graficar en el primer caso, la temperatura ambiente versos la inflación mundial. Evidentemente no estarán correlacionadas. En cambio la temperatura y el tiempo si lo están.
Hertzprung y Russell colocaron como variables la Magnitud Absoluta y el espectro de las estrellas, encontrando la famosa relación.
En la imagen de arriba el primer Diagrama trazado por H. N. Russell.
Que significa todo esto? Que una magnitud es una diferencia de 2,5 veces. Dos magnitudes, 6,3 veces, 3 mag 15,6 veces, etc. Hasta 5 magnitudes, que implican 100 veces. En otras palabras, debo juntar el brillo de 100 estrellas de mag 6 para hacer una de mag 1, o 15,6 brillos de mag 4 para hacer una estrella de mag 1. Matemáticamente estamos hablando de una escala 'exponencial'.
Este es el motivo cuando uno se refiere a una diferencia de magnitud estelar, esta hablando de una diferencia enorme de brillo. En general es 2,5 delta m, siendo delta m la diferencia de magnitud considerada. (por ej. 10 magnitudes son 2,5 10, o sea 10 mil veces).
Dos tipos de Magnitud
Alfa Cen y Beta Cen, son estrellas de casi el mismo brillo en el cielo (mag 0 y 0,6 respectivamente). Sin embargo, Beta esta mas de cien veces más lejana que Alfa. En otras palabras, Beta, a 500 años luz es un monstruo luminoso, para verse casi tan brillante como Alfa, a solo 4 años luz.
Desde el punto de vista astronómico, existen entonces dos tipos de magnitudes; las aparentes (m), que son los brillos que se ven en apariencia en el cielo y las absolutas (M), que representan el brillo real de la estrella.
Resumidamente, las m de Alfa y Beta son casi iguales, pero las M son muy diferentes, siendo Beta muchísimo mas brillante.
Hay una formula que las relaciona, que parece muy difícil, pero que solo indica que cuanto más lejana esta una estrella se ve más débil, y viceversa. La M se toma por convención por el brillo de la estrella s estuviera a 10 pársec (unos 33 años luz).
M - m = 5 - 5log (d) (formula 1)
La d es la distancia de la estrella en pársec.
Esta ecuación tiene 3 variables: m, M y d, por lo que si conozco la M y m, puedo calcular la distancia de la estrella. Si conozco la m y d, puedo saber su M. De hecho, siempre conozco la m, ya que es lo que mido en el cielo.Cómo hicieron Hertzprung y Russell para trazar el primer diagrama? Obviamente necesitaban saber la magnitud absoluta y la temperatura de las estrellas.
La Paralaje
La paralaje es la diferencia de posición de un objeto cercano al verlo desde dos posiciones diferentes. Puede verificarse fácilmente cerrando alternativamente los ojos.
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Si conozco la separación entre los ojos y el ángulo de paralaje, puedo saber la distancia al objeto por medio de la trigonometría.
Todo esto no parece mucho que ver con las distancias estelares, sin embargo es uno de los puntos clave de la medición de distancias en el Universo, ya que es un método directo. La mayor parte de los otros métodos de medición son indirectos, y se basan de una u otra forma en la paralaje.
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Por supuesto para medir estrellas es necesaria una base de triangulo mucho mayor: la órbita terrestre.
Con esta técnica, pueden medirse distancias hasta 1000 años luz (con bajo error). En el momento que se hizo por primera vez el diagrama H-R, no llegaba a 100 años luz.
La M se puede calcular despejando de la formula 1, ya que la distancia puedo medirla por paralaje, y la m se mide en el cielo. ¿y las temperaturas?
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Con un proceso un poco mas sofisticado, los astrónomos de Harvard, durante principios del siglo XX, lograron ordenar las estrellas por medio de letras (la clasificación espectral), que posteriormente, lograron relacionar con sus colores y temperaturas.
Clasificación espectral O B A F G K MTemperaturas (º K) 30000 3000Color azules rojos
En la imagen de la izquierda puede verse la clasificación de Harvard con los espectros, temperaturas, y composición química aproximada de cada una. Note que cuanto más baja es la temperatura, comienzan a existir más moléculas que átomos.
Finalmente, con la M y los espectros, Hertzprung y Russell crearon el diagrama HR.
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La gran mayoría de las estrellas se acomodaban en una franja que recorría el gráfico de arriba a la izquierda hasta abajo a la derecha, denominada Secuencia Principal.
En la figura a la izquierda puede verse el diagrama hoy en día, con datos del catalogo Tycho.
Ahora es fácil entender esta distribución, ya que es muy razonable pensar que las estrellas más brillantes serán mas calientes y viceversa.
La distribución de estrellas por debajo y por arriba de la secuencia es un poco más difícil de entender.
Si se traza una línea vertical en el grafico anterior a la altura del eje x (horizontal) en (V-I) 1,0, hay muchos lugares donde cruza estrellas. Primero en M entre 6 y 7 (la Secuencia Principal), luego mas arriba, hay estrellas hasta M = 0 y aun más brillantes. ¿Cómo se explican estos astros?.
Todas estas estrellas tienen la misma temperatura, y por lo tanto, tienen la misma cantidad de energía emitida al espacio por unidad de superficie.
Como puede verse en el gráfico de la izquierda hay tres estrellas. Los cuadrados dibujados son del mismo tamaño. Si solo lográramos ver ese cuadrado de cada estrella, sería imposible poder distinguirlas, ya que emiten la misma energía por superficie (recuerden que tienen las tres la misma temperatura) la única forma de que haya algunas más brillantes que otras es que sean más grandes. Por ello la estrella A sería de la Secuencia Principal, la B estaría mas arriba (una gigante) y la C, más brillante aún, seria una supergigante. Por el otro lado, las que están debajo de la Secuencia Principal, son enanas, y si son calientes son Enanas Blancas.
Como se supone que las estrellas son iguales en toda la Galaxia, puedo analizar una estrella desconocida, sacarle el espectro, saber con el Diagrama H-R su M, medir su m en el cielo, y deducir su distancia, no importa cual sea esta.
Es posible también sacar sus tamaños, caminos evolutivos, etc. Son herramientas fundamentales de la astrofísica moderna.