22064365 Astrofisica C Jaschek M Corvalan

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Porloda, Esquemo de 10 Galaxia vista de perfil. Los drcu/os representancumulos globulore.s; 5 es la posici6n del Sol y el area rarada, 10 zonaoccesibl a 10 observadon 6pfico. (Tomoda de "Nebulo,," and Gala)t;~s" porG. Abeili r M. Hack, 7964. Reproducida con permiso de faber and faberlid., Londres.)


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A S T R O F I S I C Apor

~arlos Jasehek yMercedes Carvalande Jaschek

Observatorlo de E.strasburgoEstrasburgo., FRANCIA

Secreta riB General delaOrganlz8cl6n de los Eslados AmerlcanasPrograma Regional de Desarrollo Clenllfieo y Tecnol6glcoWashington, D.C.


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@ Copyright 1974 byThe General Secretariat of theOrganization of American States

Washington, D.C.

Derechos Reservados, 1974Secreraria General de Ia

Organizaci6n de los Estados ArnericanosWashington. D.C.

Primera edici6n: 1974Segunda edicion,revisada y actualizada: 1983

Esta monografia ha sido prepd.fada p;u:asu pUblicaci6n en el Depar-tamento de Asuntos Cientlfiees y Tecnol6gicos de la SecretariaGeneral de la Orqanlzacion de los Estados Americanos.Editora: Eva v. ChesneauAsesor Tecnico de ta :Primera edici6n: Dr, Arcadia Poveda

lnstituto de AstronomlaUniversidad Nacianat Aut6nomade Mexico (UNAM)

Mexico 20,0.1=., MEXICO


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EI program a de rnonograf(as c:ient(Hcas "8una racE'ta de la vasta laborde la Organizac;,sn de los Estados Arne r ic anc s , a cargo del De pe r ra rnenrode As unto s Cienlfficos de la Secr-etarla General de dicha Or garriz act on, a.cuyo fina nciamiento co nt r ibuye en fo rrna impo r ta nt e eIProgram" Re glo-nal de De sa r r o Llo Cient(fico y T'e c no ldg ico .Concebido par 10$ J efes de Eetado Arne r ica no s em su Re uoiun ce l eb ra

da en Punta de L E ate, Uruguay, en 1967, y c r istalizado en las de libel'''-dones y mandatos de la Quinta Reunion del Consejo Lnte r ame r ica noCuLtural, nevada a cabo en Ma r ac ay, Venezuela, en 1968,el Program aRegion"l de Desarrollo Cient(ico y Tecnologico e s \a exp r e eto n de las.spiraciones preconizadas par los J'o Ie s de Estado Amo r ic ano s en e laent ido de pone r- la ci.enc ia y la te crio 10g1a al s e r-vic io de 105 pue bl c 5latinaa me rieano s.De01ostrando gran vis Ion , dtcho s dignatarios reconoderon que Ia

ciencia y la te cno lo gIa estan tr ansfo r ma ndo la e st r uc tu r a c ccno mica ysoe ia l de muchas na ci one s y que, en esta ho ra , parser In st rurnenroIndispensable de progreso en America Latina, ne ce s it.an un Irnput s o sinIn'ecedente 8.El Pr og ra rue Regional de Desarrollo Cientlfico y Tecnol6gico e s un iii

complementa de 105 e s (ue r zo 8 naciona le s de los paIse" lat i.noa rne r-icanc sy s e orienta ha cia la a dope ion de rne di.das que permitan eJ {omenta dt> latnve srtga etdn , La enaefia nz.a y Ia di(usion de la ci enc ia y la tccno IogIa : laformaclon y pe r Ie cc iona rntenjo de per aona l cientlCico: e I Inte r ca rnb io dei n f o r rnac ione s , y la t ra rre Ie r enc Ia y ada pta c Idn a los p a I s e s latinoameri-canos del cono c i.rrri.ent.o y la~ t e cno log fa s gene ra da s en crr a s r e gio ne s ,En el cu mpt irrrieuto de e sta s pr emi.s a s Funda rne nta les , el pr og r arna

de monog.acta s representa Una cont r ib uc ion directa a La e a s ejia nz a de la scienc ia s en niveles e duc at Ivo s que aba r can irrrpor-tant fs ino s s ec to r e s dela poblaci6n y, al rni arno t ie rripo , pr o pug na la difuslon del saber den-tlfico.La co le ccf dn de monograC(as c Ie nt if'ic a s consta de cu.atro s e r ie s , en

espanol y portugues, sobre temas de fls lea, qufrnf ca , bioLogi'a y matema-tic a , Desde sus c omtenzo s , e sta s ob r a s s e destinaron a pr cfe sc r e s yaIurnno e d.. ci..nc ia s de enae fianae secundaria y de 10 e prirneros afio s dela universitaria: de estos se hene t.eat irrion io de SU buena acogida.Eate prefacio brinda a I Programa Regional de De aa r r ol 10 Cienti'hco y

Tecnol6gico de la Secretar(a General de I" Organi.z;acion de Ius Estado~Arne r-Ica no s ta ocasiou de ag r adec e r a l09 doctorea Ca e Io s .In scb ek Y 'Mercede s Corvalan de Jasche k, a uto r e s de e sta mono graf(a, y a quiene stengan e1 interes y buena vo Iurrta d de contribuir a Bu. d'ivu lgac idn.


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A los Lectores. . . . . . . . . . . . . HiCAPJ1'ULO 1. LEYES DE RADlACION .... , . ,.CAPiTULO 2. ESPECTROS ESTELARES .. , . 11Cornpos ic'ion de las Estrellas ... , . . . . . . 17T" rripc r a tu r a de 1as Es tr eUa5 , 20

CAPiTULO 3. DlSTANCIAS ESTELARES. . . . 23CAPfTULO 4. l\i1...sAS Y DIA1\{ETROS ESTELARES. OTROSPARAlvIETRQ


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PaginaCAP(TU LO II. OTRAS GALAXiAS. . . . 93

Aspectos. Magnitudes, Df ata nc fa e . . 93Ma sa s . . . . . . . . 97Velocidade s Radiale s . . . . . . . . . . . . 97Curnulo5 de GaIaxaa s . . . . 99Radioemisiones de Galaxias. 10 ICuasares. . . . . 101

CAPITULO ia. COSMOGONIA............................. 105APENDICE 1. EL EFEe TO DOPPLER .. ,. 109APENDICE II. ESTRELLAS MAS BRILLANTES QUE m, ee 1"0. iioAPENDlCE nr, CONVERSION DE ALGUNAS UNIDADES...... IIIBibliograHa ........ , . 113

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1LEYES DE RADIACION

En lineas generales, 1a astronomla S o . . puede div-id-ir en do s partes pr-an-.ctpa les: la as troflslca y 101.as t,rometrfa. La astrolfsica s e ocupa de Iairslca de los a s t r os y s e diferencia de la astrometrfa en que esta consideraa los as tr os como puntas (0 discos, eOInO en e1 ca s o del Sol), sin pr eoc u-pars e de sus a spc cto 5 r{sicos. AsC e l a s t r-Smetra mide ia posicion de unaestrella en e1 el elo , y su temperatura, s u carnajio , masa, .. stado flsico 0ccmpo sLctSn qufmica Ie e s indiferente. La Inve stigacfon de todas estascaractedsHcas ""9 tares del astroflsico.S1 bien el e s tudro de Ia astrofrsica comenz6 en el siglo pa sa dc , s610

desde pr i.nci.pros del siglo actual se Ia puede constde rar una r ama de Laa st r oncrnfa , c uya importancia se acrecienta can el paso de los ai'ioa.Una de Ia s dificultades de Ia astrofrsica e s que tOO05 los cuer-

pos celestes. salvo los del sistema solar, est!!:n m!is alli\\: del at-Canee de Ia exploraci6n directa. No se puede desembarcar en unaestrella (11lsiqui e ra en Ia mas pr6xi=a: e I Sol), ni toma r rnue s tea s de Sueupe r ttci.e, ni analiza r au compo ai ctdn en al lahoratorio. Todo 10 que s esabe de 108 astros (yen especial de los que Se encuentral) fue ra del siste-ma solar) e s ta bas ado s otarnenre en el e studi c de. la lUI?;0


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Esta ene cgfa a s c cra da s e mrde en la unidad denominada c1ectronvoltio(e'V}, Un e l.ect r onvo l rlo equi val ... aI, 602 x !-1< 1 e r g io s , per lo que

E(eV)

Ob s el"ve~ e que la en e rg{a es inversarnente prepe rciona) a la longi tud dcc nrla , Por esto, la r a.dra cio n llarnada y e s de m.ucha erie r gfa ( E ' g r-and e j ,rru ant ea s que las llamadas l'adioon&Is so, energeticarnent., 'ha b lando , muydebHQs.

Por optica s e sab e que Ia Iuz vis ibIe esta .::ornpuesta de r-adi a c'ione scuya Iougj tud de enda varia e nt r e 3500 y 7000 lapl"oxhnadarnent .. , que pro-ducen en .,1 ojo las s ens acion es c r orna tica s ,

Las r-adia.c'ioo ea cornp ren drd ae entre:: 3 800 y 4200 A . a pr c.xi rna darn en te , rro s p r od u cen la s en s ac ion d. .l color 'vi oleta:42.00 y 45001 aproxirnadamente, nos produc en la s en s a cion de L color


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Tambi6n so hac corrrp r oba.d o mediante la ob se evacd.cn que las radiacio.ne s ubic ada s rna s ana del inrarrojo (A :> 10 000 1) tampoco Uegan aIa supe r-frcie tE'rre~tre pue s las absorb .. e l vapo r de agua contenido en laatm6~era. Practicamente la radlaci6n oe longitud de onda menor que9000 A se extingue antes de a lca nea r 1a sup e r-ft cie del pl.ane ea.. Es de ci ,la atmosfera solo per rrri bc el paso de r-adj.acione e pot" un "agLljero" 0 "ven-tan,," entre 33(10 y '}ooo 1. Esto e s 10 que los a s t r Snorrio s d eno rnt nan 103"ventana optica". La atrno sIe ra es opa ca luego has ta que l. . es aproxima-damente Ig ua l a 1em; a partir de esta longitud de onda se vuelve de .rruevoerans par enre y lu s Igue at end c baat.a X = 1500 crn , dl'sde donde la ionosferabloqu ea ot r a vez Ia radlacion. La zona entre A= J y. ~ . '" 1500 ern Be deno-rrai.na - v v e.nt aria de radio[r~c.ue..n.cia'l.

Res "'TIl en do: a niv el del s ue lo (donde B" encuentran los nbs e e-waterrios),8610 !legan radlacion es de longitudes d .. onda:

3300 A


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Sol tiene color ama. "illo, Esta obse.vac:i6n no e s trivial, pues 51 s e mirae1 c ielo de nee he, s e aclvie r te que Ia s estr-eUa s no SOn toda samar illa s,s lno que las hay eoja a, raja c sc ur a s , b'la nc as y blanco azuladas.Si Be obse rva el ealentamiento de un metal Be ncta ra que al c a.Lenta r s e

se pone primero r-ojo o sc ueo, luego raja c Ia r o, amarillo y. por fin, blanco,Esto rnue st ra que debe habe r a lguna relae i6n entre al color y Ia temperaturadel cue rpo, Esta r elac i6n eaUf dada ma temat ic.arne nte por la l",y de Wien

T a [3 )nand" ).~'" long iud de and a en Ia c ua 1 Ia em is i6n t ieri e un maximo de Inten-s ida.d, C = oonstante '" 0,2898 em g ra dc.Si la ternpe ratu.ra s e mide en g rado s Kelvin 0 ab so.luto s (tempe ratu ca

absoluta "' tempe razu r-a en c entrgrad09 +273 l. Y ). en 1, la c onst"n!e e sa s 975 000,En el easo del Sol s e dijo que su "colo r- es arna r'Hlo, o sea que 1 0 1

''''iongitud de onda de 101adiae i6n rna:s intensa'" e8 aproximadamente 5300 l.De la ley de Wien re su'Ita , en cons ec uenc Ia eT = 28 975 000 '" 5500 K5300

4

Para s e r exac to s, hay qua agregar que, en reaUdad, e1 maximo deene rgfa s e ir radia en 4800 A . La raz6n par La cual no ae pe r eIbe asr e spo rque ,,1 ojo humane no e s un detector impa rc ie l., Sino' que tiene pr efe.r en-cia po r Iuz de der ra long Itud de cnda y regis tra ,,610 en pO I r te 111.Ill>: dolongitud de onda distinta. Po r ejemp10, Ia Iuz ultravioleta la pe r cibe mal,y ,,1 azul y el verde relativamente ma I, Por ella el "color m.as intenso" delSol, segun e 1ojo hurriano e s el arna r illo. y no el ve r de, com 0ocU"rira si elojo Iue s e un registradorobjetivo. L" temperatura del 50,1, can lc '" 4800 1,no serfa m'lly diferente del valor anter-io r, pues tendrfamo9 r"" 6000 K.

.:.Es posible de r iva r can la ley de Wien 1" temperatura de todos los ob-jetos a st ra.l e s ? 5up6ngas e que extata una ear.r el la can una, temperaturade 60 000; "I \.~ ser;!; entonc e e de 480 A . Un objeto con una te:mperatur.a.de 100O' tend rfa, a la inver sa. ),.~'" Z 8 980 1. En ambo seas 0s, el ma:x I-rna de radiaci6n ca e llera de Ill.ventana 6ptica y mediante obs "r""doneehechas unieam"nte d esde la Tierra s e r Ia diffcil enc ont r a r estos objetos sis610 no s gllia rarno s po r la ley de Wien,Esta dHicultad pud r Ia obv-ia r s e si SI! c cnoc ie r a Ia variaci6n de la in-

tensidad de las radiaciones can Ia Iong iud de onda, par ej empIo, de lasintensidad ..e en las vecindades de l c La exp r eaidn maternattca de e s ta s intensidades esta dada par la ley de

Planck, seg dn la cual:

E

donde " 1 '" conetant e ,0: 3,74 10-0 erg cm~l6: ~ '" constant" '" 1.439 emgrad. y T::: temperatura (ahsoluta).

Cua ndo ),1' es pequeiia r es pec to a ca s e pued e r-e errip laza r La expresi6nexac ta de La ley de Planck par 101f6rmula ap roxtrnada.


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Esta exp r e sidn permite calcula r a una temperatura dada, par ejemplo: r '" 6000 X, la. intensidad"!" ernitida pa ra aquellas longitudes de onda )..talesque l..T < : ' , . En Ia igura I estan dada 5 Ia s cu r va s cor re s pond ie nt o sad i-fel'ente s temperatura s. Obs e rve se que los maxtrnos, sefialados con flee)1a s,corresponden a 1a f6rmula [3 J. Un examen de las cu r va s indica que laspcndi enre s en 01 intervalo 4000-60001 SOncHferentes. Lo que s e debe hac e r-entonce s es dibujar las intcnsidadcs correspondientes a dife rente s longitu-des de onda y c orrrpa r a r La curva resultante con las co.IrvaS de Planck. Laque major eo lnc ida can Ia observaci6n permitir!\: deducir Ia temperaturade La e strella que emiti6 Ia Iuz.

E

4,0

3 .0

2 .05

1 .0

rig. 1. CUI'vas lie Planck par-a d:isti.ntas temperaturas. Ahsd.sas: 10ngi tudde onda (\) en A . Ordenadas: intensidades en unidades de 1016 erg/cm~. s.Las flechas sena1an e1 maximo de ~~da c"rva.Hay que ac Ia r a r que tanto 1a Ley de Wien corrro Ia de Planck 5


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Las magnitude" aSl adoptadas r eaul ta r on de difi'cil rrian.e.jo , Y'aqllC nose po dfa.n medi r, sino que e r an p r oducto de e s tirraacicne s llbJetivas. Has tae l sigh> pa s ad o no S6 pe r Ie cct ono un mctQdo riguroso, ba sa.do en I" com.pa r ac ion da 1" intensidadde la Iuz errrit ida po rc ada estrelia con Ia emitidapor una fuenee de luz. de intensidad regulable, de modo que de cada e atr e-11,. se obtiene una determil1"da. ilurninaci6n. Por i.urn.ina.cidn entenclem.osla en e rg ia recibida. pOl' unidad de superide y de tiem.po, a una dl ataric Iadada, El problema de c6mo re'lac iona r las iluminactones rnedidas con lasmagnitude" s e r e s ue lv e mediante 1" f6nnula de Pogson, que e stab'lec e quela S magnitudes do dos estrellas Y S LIS r-espe.e tiva s Llurn inac io nc s, I. 90re lac icnan s"gun Ia 16 r-rriu Ia e

El s lgno rrega.ttvo indica que a1 a um enta r la I lurrrina ct Sn , ,.li~minuye Iamagnitud. Resulta de Ja f6rmula qLIC cua ndo las iluminaciones difieren enun factor ci en , las magnitudes difieren en cinco e-rrter o s , Ana Iog amentee s facil ca Icu la r que )' equiva l .. a uri Lac-tor 2, < ; I; 0', a un facto r t , 1 )'00 I a un factor 1,01. Para d ete rrru na r la magnitud de una e s t r e l la con exa c-titud de o m O J debe determinarse la iluminaci6n COn una exactHud del unopor ciento, Esta pr ec l ai en e s alcanzabl", con los fot6m.drotl Ioto ele ct r l cosacfua Ie s ,

Cuarirlo decirno6 'iLle La ilumi.naci6n pr oduc lcta POl' una l..,entc e s igual aotra, hay que d e ct r ademas entre que. longitudes de onda Se rn lde . Elporqu~ de e sto sa ve bien en Ia figLIra '2 donde esta c i'buj ado ",1granco I'"= f().) de dos Iue nte s lurrrino s a s , :ly o, En la Iong rtud de onda A La ilUlni-naci61l prod ucrda po r Ias dos estrellas e s igual, en E e.s .It < fa y en .~ ~5Ib > .!.' S1en cambio se cornpa ran las iIurru.na.c'ione s de va rias ",str ..Uas auna de te r rru na da longitud de c nda (por c_ie rnp lo , en '.,) ya no hay nirig unaindeterminaci6n. De e sto se de sp r ende qu" 10 ideal s e r fa hab la r de Int en-e ia d e s ( y d e m a g n i . t u d e s ] r n o n o c r-ornarfca e m e d t d a e , p o r e j e r r s p l . o , ell) . = 4250 i I . ,

6

rig, 2. Curvas de intensidad de dos radiadores(a y b) en funcion de 1a longi tud de onda.


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Esto, sin eruba r go , aca r r ea 1a cllficultad p ra ctt ca de que, como la 11,,-minaciqn que una estr e l.Ia produce e s di1bil, 5 . 6610 Be rrride 1a intensictada 4250 A, que da practicamente tan poca luz que no s e puede rn ed ir nada.Po r clIo s e toman no las iluminaciones en Una longitud de onda, sino enuna franja 0 banda. En o t r a s pa.l ab r a s , en vez de rrre dir una ordenada,medirnos ,,1 area ,4E':IJ {Fig. 31, qu(' nos darll una ilumlnad6n 0 fl ujo pro-medio en La Iong iud de onda \1. Para e l lo Be deb e eIi rrri.nar 1a Luz de ton-gitud de onda mayor que J, Y de longitud de onda rne no r que,A. Esto 51'.constgue mediante fHtros ap r opta do s , que absorben todas las l'adiacionesque no pe r tene c en a Ia banda eleglda.

A DA1 Ari~. 3. Ilust,aci6n del co ncepto de medici on de mag ni r ud en la lonp, i tud 1

de onda ),,1.'En e.s tro nornfa s e ernplean va r ios tipos de magnitudes, cada una defi-

nida po r Ta r ..gi6n de longitudes de onda que [egistra. En la tabla que s r-gue se dan aIguna s rn ag nl tudc s us ada.s habitualmenteMagnitudes Oenominaci6n lnte rva.Io de longitud Longitud de cnda

de orid a media(en !\) (en I I j

Il lt r-avio le ta. U 3000 - 4050 3600Az u] B 3700 - S S O O 4200Amarillo V 4800 - 6500 5500Raja R 6000 - 9200 (,700Dem


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lurrririos a 11'1~nsaci6n co r r e sp oridiente a la longitud de o rrda en Ia cua l Ia (u en-.t.e ir r a di a rrlo\~" intensarnente. Pero s i dec'i.rrioe eirrip.Ierracnfie 9,1l" la lurni-nosidad de una fuente e s de 46SZ en la longitud de onda 4500 A . , no Be hade finido aun e l color, poroue S8n e c e sia, r eierir e s ta intensidad (0rrra.grri >eud) a. algo, ea dec;r hay que pr e ct sa r una e scala de va Io r e s ; pO' ej e rrip Io,11'1ntensidad o magnitud de 11'1uente en otra longitud de onda. 1)einire-mos asi eOInO rndiea de color Ia diferencia entre las magnitudes de una.es trel1a en d:i"tintas longitudes de nuda. Si muy"l. son las rna gnt tud es ul-tr a.vioIe ta y a,


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La l.ey de Stefan Be ..plica a ve ce s prescindiendo de 5i la eatrell,. ir r a-,dia como un cuerpo neg 1"0, e s de ci r , s e mtde La ene rgta total emitida porla es t r e l Ia y s e la ig\,ala a 0'["". Esto nos pe rrni te derivar una tempera-tu ra - denominada "tempe r atu ra efectiva "- - que no tienc que c oin.c id irdgurosamente can Ia temperatura superficial de Ia estrella.

Fn 10 exp ue s to mas a r r iba , hemo~ vista como Be definen las magnitu-des y los i"ndices de colo r y c6mo pue den definirs" distintos "rndices decolores' , e s decir, dife reneias entre las magnitudes de una misrna e st r eIla en diferentes longitudes d e onda ,Suponga mo s que se han rnedido en una estr e l'l.a, cuya cu r-va de radia-

cion se r e pr-e s en ta en la figul'a 4, las iurni.na cion es correspondientes alas res pectiva5 longitudes de orida A, B, C', D; La formula de Pogson pe r-mite pasa. de es ta s iIurruna cion.ea a. las rnag ni tude s 1!1~, '1IB, 'I1t, "l.cor res-pondi enre s , En con s e cue nc ia , se pued an deiinir los "colore8" 0" rndicesd e color': "'.- ~~, "1A - " ' ; : , m, - "1~, 6 m. - m ., etc. Sur-g e naturalmente lap"',,-gunt a de si todoe ea to s co lo r e s son independientes, 0sea de si una e s tr e-11a pue de tener ,ndices de color cuaIe s qut er a , Una pequena reflexi6nmues t ra que e s to ultimo no debe s e r e l ca s o , ya que silos a s tr os ir r a dia ncomo ai Iue s on c u e ~ps neg ros, La c urva de .radiaci6n Be rfa una cu r va dePlanck. 'Ta.rrrbien s e ha vt s ro que una cu r va de Planck cual qut er a quedae spec ifi.c ada pOI' La temp",ratu.ra:r. Entonces I~, Ie, Ie, Io no pueden s e ra rbf tr a r Io s , "i en cons ecuenct a las magnitude", m ., m ., r r > < y m o. De aq ufque los fndl c e s de color no pu ed en s er tampo co arbitrarios. Para ac la r a resto pienses e en lin cue r-po de temperatura :r = 10 000 K; la f6rmula dePlanck, po r e iemp]o, n08 pe rmit e caIcu la r la radiaci6n pa~a )" = 4000,5000, 6000 Y 7000 A. At conve rtt r e sta s intensidades en magnitudes, s etendra "',eoo, i7lsooo, -"l60M Y '117000, 10 eua l pe rmitir


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solo s e cumple en Ia medida en que una es tj-e l la cua Iqui e ra ir radla como, cue r po negro". Si no iuera as{, no sera: valida la f6rmula anterior. Sedespremie, entcmces , que en la practica no ~e puede confi ar en los e a lc LI-los teorieos, sino que So debe medi r los colo res para cont.r ola r en que me-dicla s e aju s ta la na tur-a Ie za a la idealizaci6n de que las e scr e l la s Lr r-aciiancomo cuerpos ueg r os ,Pa r a rno stra r en q\le medida La f6rmula e e a.plic abre, s c ha r e pr e s en-tado en Ia figure. 4a e I r e sul.ta.do de las medidas de la in ten s idad y la lon-

g itud de onda de e re s estrellas diferentes. Ob se rve se que se hall combtnad omedidas hecba s can satelit .. s i ) . . 3200) con medidas visual e s e inf ra r r oja.s.5 i b ien el a.cu .e r-do entre las cu r va s te6d caa [c u.c rpc negro) y 108 va Io r-e sobs e rvado s no e s perfecto, e s 10 suici entemente exa c to para que Ia f6r-mula del cuerpo negro pueda ut.iliz.a r s e c ornc una prime ra ap r oxirnac iona 13 r ea.Hdad,

1,0

1.510 Go1~5a50'2,0

2.5

3,0

6 a 10 12 A4

La c ur ve representa La e rnfs ion del euerpo negro para La ternpe raru raind icada y los t rioingulos las obs.e rvac iono s. En Ia 5 ordenadas esta dadoe1 logaritmo de La emisi6n: eI or i.g en de 13 e sc aIa e s arbitrario. En Ia aabs ctsa s se con s ignan las longitudes de on.da en 1031("taoS em).


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2ESPECTROS ESTELARES

En elcaprtulo anterior s e han d eec r Ibo los ..s pec t r oe como una Bllcesi6ncenetnua de disHnto" colore B, Esta e s poco mas 0 rne nos La de sc ripcl6nque Newton dio en e l stg lc :XV III, si bien a pr inc iptos deL siglo X IXWollaston y luego Fraunhofor enc ont r-ar on que e1 espectre dol Sol estasur cado ad erna s po r un sinern de finas l{neas os cu ra a. Durante rriucbo sanos no se con.oc Io el significado, nide los espec t ro s , ni de e sta s "Hneasde Fraunhofer". Su interpretaci6n no iue puesta sob r e bases irmea ha staque Bunsen y Kirchhoff, a me dtadoe del siglo XIX. demostraron que:1. Todos 108 cuerpos, tanto s6ndos como l1q\lidos, as f como losgases d en s o s en estado incandescent!!, emiten un I!spect1'o continuo, [01'-

mado por banda s de color 'IDe s e suceden sin sc-Iu cion de continuidad, e sd ec i carente de Hn e a s .2. Todas los gases poco d ens os , en ..stado tncande s cente , emiten un es-

pec tr o dls conttnuo , cornpu e at o par un cl erto numero de lineae brillantee,cuya pos ici6n e intens;dad dependen exc lu sivarnent e del gas errri s o r . Si e1ga~ no "sta Eor-rriado pOl"ato,nos, sino por lnoU,culas, adenlaS de ltne""alsladas f;a~b anda a [armadas por 1a confluencia de nurne'ro s ae Ii'n"a". 1 13. En todo s los e spc cr r cs de I1neas, esta" pueden se r br il ant e s ide

emisi6n) u os c u r a s {de abs or cf dn I: siantes de !legar al observador el hazde Iuz at r avre aa una capa mas rrfa del rrusrno gas que existe en la fuente,Is lrnea sera de ab so'rcIrin ; 8i La cap a e s lllas caliente, el es pe ct r o serade etnisi6n.Apen a s des cubiertas est us ley es, loa f(sicos y los astr6nomos comen-

2.MOn la inv eat igacio n detallad.a de los e s pectros de las estrellas y de LSol.El prim;, r r e su Irado s orprendent e Ju e aIcanz ado al es tudt ar e l "spectre so-lar. Como Be dijo Va, ,,1 e spe ct r c del Sol e s continuo y nsta cruzado pc r OLl-m er-osas Hn eas as c ur-as (lrnoas de abs o r-ct on]. POl' 10 tanto el Sol debeQatar constituido 'po r un cue r po c ent ra l que pr oduc .... 1 "spectra continuo(dencrninadc fotoaiera I y par una capa rnas [ria que envue lv e la [otos!era(denomrna.da ca pa inversora) que produce las IIneaa de absorci6n. L Quepas ar ta si,por un Tnomento, s e pudre s e s up r rrrri r- la fotosCera y obs er var5610 la capa Inve r eor a? La tercera ley nos dice de inmediato que se ver;"alin es pectr'o de errri saon , porqllO I .. capa inversor", 5i bien rna" frra que laIotoafe ra , es todavl" rnu y caliente. ~Como e l.irru na.r ,,, fotosfera? Sirn-plemente es to ocu r r e dur-ante un eclipse total del Sol; seg undo s antes de Iafase de rotaHdad , todo 10 visible del Sol e s LIn borde delgado, parte de tacapa mve r sor a. EL espectlo de esta capa.esidenticoalespectro de absor-ci6n del Sol, exce ptc que las lrneae son de em.i.ei6n y no de abs o r cton , co-mo predice la ley de Bun sen y Kirchhoff.En e s tos rnornento s s e conoc en ya los e s pe ct r os de mas de un milL6n

de es tre lias, y de s u estu.dio s e pu ed en d edLIdr {los con c lua ion ea fundamen-tales. La p rirne ra, eS que, en e1990/,de los aspec't roa obse rva dos , solo Be ven


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lIneas y /,0 band as de abs or66n sob re un fond 0 contino 0 en tanto que en e11% re s tant e s e cbs er van lrneas y/o band as de emisi6n. A partir de Iii.l cr cer a ley' mendonada s e dec!uc e q 11e es enc ialmente todas las est'" eliaspoeeen Iotos Ier a y capa inv,,? sor a. La "egunda concltlsi6n general del an~.lis is de los es pec t r o s e s que la apar ent e multiplicidad de loa ..spe ct ros noes tal, pueBeaB, todo s ellos ae pueden agrupar en lin e-squ ema simple, conno mas de una docena de tiros fundamental e", entre los que hay trarisicio-nee graduale". La descripci6n de e st o s tipo,s fundament ales , mas 1.. r epr-oduc ciSn de sus es pect r o s t{pico,s, e s 10 que SEj denoroina "sistema dedasHicaci6n es pectr-al'".Ash6nomas de Harvard, nil especial Maury y Cannon, c r ea r-on a co-

mienzos de-e ig lo e I llarnado "sistema Harvard", que ha r esultado muy uti!I' es relativamente sendUo, por 10 que habl.a r erno s de < = 1 . Cada tipo fun-darrrerrt.a] de e s pe ct-ro SSe de" igna medi ante una letTa en 01 Bigoi erit e 0 r-den:

R N "OB.AFGKM S

1 2

Jii!lh! ..'o WOn Be A rinc-::iirl i(;'88 !fe

Smack!Entre ostos trpos generales hay OtrO.5 int er-rnedros , 0 de hans ic16n.

Para denorar lo s se agrega al tipo e s pe ct.r a.l un nlimero de 1 0 al 9. EI tipoA 10 e s id6ntico al FO; elA5 es jnter~edio entreAO y "-0.

Ccmencemos la de sc r1pci6n de los tipos es pa c t ra Ie s a pa r'tir del t ipcAO, que es ..I m~ 8 Simple. En ef'e cto, en el se ob s e rva un continuo s610interrumpido POt Uneas de abso rctcn dt spuesta s en un c ie rt o orde n (rna r-c ada s con t rian&ul08 en la parte superior I, cuyas pos ic ione s '8e pued enca lcu.lar de ac ue rdo con Ia f6rrnnla dada por Bohr pa r a la ae r ie Hamadade Balmer en e1 atomo de nidr6geno:

( 1 1 )fI \.p ~n ! i

Aderna s de las Ifneas de hidr6geno 8610 so obs e r va una Ifnea fuorte,debl.da aleddo i.on iz ad o ( A . ' " 3933 I.

5i '''' toma un espect ro A alga m a~ ta cdfo (avanz andc hac ia 10$ espe c-tros M), po r ejemplo A3, se ven adernas de las Hneas dc hidr6geno, queIa Ifnea A 3933 s e ha intensukado c on re specto a la de 10s espect ros mast crnp ra no s y que hay una lfnea en4481 debida al rnag ne sio ionizado y otra s1rneas ma.s d6bilee.

En [or'ma analog a s e pu eden es t"diar tOB r e st ant e s tipos e sp e ctuafe s ,cornpa rando Ill,SHue" s que 8e int:ensiH can 0 deb 'il itan res pect 0 a L a s de losUp 0,8 vee inca.Para no recargar al lector con d et al.le s Inn ece sa r i.os s e hace a c orati

nuaci6n una de s c r ipc Ieri muy suma r ia de los tipos espectrales., (Compa-r e se con las r epr odu cciunes de 1 0 1 figura 5).


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.J~U2a : :Q ..(J2w:::l(Jwf / J

~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ON~~ONM~OM~ON~~OM000 u, o ::.::~

1 3


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Tipo espectral 0, Apa.r ec en lrne>!.s de hidr6geno, de he Iro ionizado yde siici o t r es veces lonizado.Tipo e sp ectr al B, Los espectros se caracterizan por las l1neas de hi-

drogeno y las 1meas de helio n ent r-o, que a e van dcbilitando ha.cja los (ilt;-rnos subtipos (B8-B91. En cambio las 11neas de h..lioionizado des apar eeenya en los ti pos 09-BO.Tipo espectral A . Las lfueas m a s i.nte ns as son I a s clcI i>idr6ge r i o , E n

J as 6.ltimos aubt rpo s s e ob s c r van nurne r os as l,neas clebidas ametales Ioru ,aad oa, Las ltn.,a!! K y H del c al cio una vez ionizado 0.3933, )..191;8), ape-ria.e visibles en los primeros subtt pos , s evan intensiHcando pa ul.at ln ame ntehada los 6.1tim08.Tipo e sp ec t r a l F. La intens idad de las ltneas K y H aumcnta y llega a

s er rnu cb o mayor que la de las lfueas de htd r-ogeno en los ultimos s ub ti'p os.El n u m e r o e intensidad de las lineas rneea Iic ae aurnent an , en especial 105correspondientes al titanio, hierro y cr orno ioni:z.ado. Goolienzan a apa-r ec er li'neas co'r r e spo.nd ierit e e a rnc ta.les neut r os ,

'Tj po espe c t r al G. Son estrellas de tipo solar. EI Sol tien e "sp ectroG2. Las llneas m e t a l i c a . s son rnrrrte r o s fe irna s , A p a r e c e n mll)' i.nt erisa a lal,nea A. 411. 2( , del c a lcio .n.eut r-o y las p r-i.rrier a.s bandas rriol e cul a'r ea , deb id.asa las molliculas CN y CH ( por ejemplo, 4310). Las Uneas de los rrieta.Ie sionizados s e de bilitan y se refuerz.an las lfneas cl'eb ida s a los n""tales neut ro s ,

1 4 Tipo e s pe ct r a.IK. Las rmeas H y Kdel c aIci0ioru z ad o alcanza.n su rna-xima intensidad en est e tipo. Las banclas molec cllare!! corni enz an a r e f o r -z a r se ,Tipo espect r a lM. La Ifn ea ), 422(. de) eaLclo n eut r o se intensifica arin

mas y las banda.s rnol e cu Ia r es se refuerzan not abfe me at e , en especial lasdel 6xido de trt anfo. Las e at r e llas de los t.ipos espectrales is, R Y N sonsimilare s a las de tipo M, salvo que en las::; apa r ecen bandas de 6xldo deci r corn o , ': l en las R yN, handa s de carbona, eN 'I CH.

Las e at r eIIa s de los tipas e s pe c t r-a.le S S, R YN son gigantes de los ciposG, K y M, en las que aparecen muy r efo raa.do s algunos elementos. En lasestrella"RyNl1o exist"


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de que todas las Hn ea s espectrales ob s e r vada a pueden adjuciicarse a ele-mentos conocidos en ellaboratorio. Esto se puede generalizal afirmandoque en ninguno de los e spe c t r o s analizados apa r ec en Hneas de eletnento$desconocidos, 0 sea. que los eLerrrerrto s qu(micos SOn los mismos en todo..I Universo. Es interesante notar que alguna vez, s e crey6 descubd r ..Ie-rrrcnt.os nuevas, desconocidos en La Tierra. cuyos espectros se habfan ob-aervado en las estrellas o en elSol. El pr irri er ca so Iue unelemento cuya.sIfneas aparecfan en est r eHa s de espectro temprano, con gran int en s'idad ycuya pr es enc ia tambH,n se detect6 en el Sol; este elemento fue Hamada"helio" (por Sol}. Poe os alios despu6s se descubri6 en mfnimas cantidadesell Ia atrn6sfe rae te r r e st reo De-cada ..despue 9 s e "po etul d ' un nuevo e l erraerr-.to, que se bautiil'6 "coronio", po r qu e apa r e cIa en La corona solar. En 1943Ed16n, Ihico suec o, prob6 que no exist.Ia como elemento nuevo y ,'inko,pue s todas las Hn eaa que se Le atribura.n se debfa.n a eLerrientoa con oc Idoa,6i bien Iuerternente ioniz a.dos , tales como hier ro diez vec e s ionizado, ea1-cia once y doce veces ioni;;ado, e tc ,J canoe imiento de los elementos que hay en una es tr al.Ia no basta, pue scab .. p r egunta rs e porque 9610 s e encuentran en ella c s to s elementos y no

otros; pO" ej errrpl o, en las ear r e l la s de t ipo F2, no Se detectan carbono, ni-tr6ueno 0 helio. Durante mucha tiempa se pcns6 que no habra tales ele-mentos en las estrellas on c;.uesti6n, y s e hablaba por ej ern pl o de estrellasde helic (tipo espectralB) en coot r a po s ic Ion con las estrellas de hidr6genoItIpo e spe cu ra I A 1, C ompucstas res pectivamente de helio y de hidr6g enc,Es facH de demostrar que esca cone Ius ion es incorrecta, porque en el

espectro de 1as e s t r eIla s de tipo e spect ra l .B hay Ifnea s de hidr6geno, sibien m&s d6biles que en ,,1 d e las e st r-cIla s de tiro A, e inversamente hay 1 5alguna s lfneas d6biles de helio en eI de las "9trellas de hidr6geno. La ae-paraci6n, si 1 '1 hay, no os ITIUY nftida. La cue s t idn Iue reaucIt.a por com-pleto en la segunda dec ada del presente siglo par e l fei


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pasa a los elect r-one s , Cuanto mas s e caliente. ,,1 gas, tanco s 'mas ,Homostendran electrones excitados (ea decir, desplazados de su 6rbita funda-mental l.

La fracd6n de los atornos excitados e s pues una fun


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mis rna lCnea de r aaon arnl ento no 5 da tambie'n Ia clave del corrrpo r tarru ento delhidr6geno. Las ICneas del hidr6geno ap a r e c en en e1e spe ct r o de todas las es-trellas; pe r o , en la s rrtaa rrfas (t.lpo K oMl sondebiles_ EstonoEedebe a quehaya pcc o htd r cg eno , sino aquelatemperatul'anc;>es a(inbll5tante alta, Siseva haci a tipos espectrales mas tempz-ano s , es ded ...de mayor temperatura,las li'neas s er an cada veZ mas intensas, porque las pr od uci r an m:h y mas,Homos. A 10 000 K'(estrellas de tipo .A ) las lfneas tie hid1'6geno a lc anz ansu maxima intensidad) per-que a may 01' temperatura una Jr accton mayor de~tomos s e ionizan, ee d ecir , el .itomO de h.idr6geno pierde au r(inic 0) al e c-tr6n y deja de p r oduc l r lfneas de hidr6geno. Cabe es per az- Iy as ( su ce d e)que las li'neas de hidr6geno se debiIitE'n en los e spe ct r os de tl po B y O.Es evidente que e st e razonamiento pe r rnl te predecir que temperatura

produce l(~eaB de m.ix:in~a intensidad de cada erementc, Como s e conoc eIa ternpe r atu r a que c o r r es poride a c ada ttpo e s pec tr a l , s e pued e c ompr o-bar si 1a observaci6n y la teorla c oncuer dan. En rcdos los casos se hallaque el aeuerdo es aceptable. lnversamente, Be puede predecir que elemen-tos cab e e spe r a r- en un determinado tipo espe ct r al (0 sea a una determi-nada temp er atu r a). Asr, en e l caso del car bono , pOl' ejem.plo, s e puedecalcular que en eat ado n eut ro debe a lc anz a r' maxima intensidad en e l tipoespec tea l l


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rip,. 6. Llnea de absoI'ci6n. A B r-epr-esent a e1 fondo continuo.~,1 8

A 6

F" i g . 7. ",Line~ de ab,",oI'cion intensa. A~ y LE s e denominan aLas de 1" H-oe" '1 'J", su nu"leo. 1 segmento AE representa e1 fondo continuo si 1" lI-nea. no ea t-uv.i er-e present:!!!! ~

tin tao Con res pee te aIContinu a hip ouhi o { A e pu nt o ado}, In. Imo 8. tp.nd ra un"n~clQo" ientre'] v ;:;'j y "


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fir.. B. Li neas espectr ales de di sti nta i ntensi dad.

lla. Es ohvio que s e om.itcn aquelIo. e Ierrrento s que, pOl' las eond ic Ioric sde temperatura, no pueden producir Hneas cspectrales visiblos,Las investigaciones sob r e est e problema nevada" a cabo durante Ias

ultimOls decadas dicen que en La atmosfera do toda s las a str eLla s Be en-cuent r an los rm arno s elementos y apr-oxrmadam ent e ell Ia misma prOP01'-cion. Los elementos mas ab und arrt e s son


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De Ia ig ur a 9 res ult a evidente que la a.bond a nc i.a de los elementos di Ii-minuye rapiciamente al a um ent a'r su n6mero at6mi~oJ e s de ci que en lanaturaleza hay mucho rn eno s elementos pe s ado s que elementos Itvianos.Par ej ern plo , la abundancia jdativa del hrd r Sge no [2", I J, del hierro (Z '"'" 26) r del plomo (2 = 82) as de 30 000 000 000: 600 000 : I, respectivamen-t e (Z r ep r es enta el numero at6m.ico en general).

En la figura 9a s e c crripa r a 190composic:i6n del Sol can Ia de la Tierra.Se obse rva que los elementos mas abundantes en e l Sol fhidr6geno y helio)estan cas; ausentes en La Tierra. En cambia, en c ua nt.o a . elementos noga se os os (aproximadamente Z:> 101, 101.composici6n de ':;sta. as muy 8 lrnl-Lar a Is de aqua. Resulta interesante c ornpa r a r 111.cornposici6n qufrrricade ot r o a cuerpos del sistema soLar con 111.de la Tierra y la del Sol paravel" a cual de eHas s e asemejan mas. Al a.naLiza r muestras de materialluna r t rafdo par los astronautas, se ob s e rva q ue Ia Luria tiene una c orrrpo si-ci6n similar a la de la Tierra y dife rente a Ia del Sol. TambH,n 10s m.e-teoritas muestran una composici6n "terrestre". Sin lug a r a duda s, ellatiene que ver COn eLpr oc e s c de forma.c i6n del s is t errra sola r. Se admite quedurante 111.a s e de annaci6n de los planetas, los satlilites y los rn"teoritos,los elementos mas livianos, s e escaparon y que s610 los rmis pe sa do s secondensa ron.

logN12..

102 0

B

6

4

2 F0

' - . . , - .

,. ,o" ........ .t,. . . ,_ . .

10 20 30 40 50 Zri~. 9a. r~.:.mparaci6n c.e La ,~,'lnF~)eii:,i6n del 50,L ~.I.~II 18 .j~ l.a Tle"/~ij.('h"\,;u~o;.. ne.gt"'vs~ abllnda.T1'i.::-.ia d~ 1'': '-5 @] @ro~nt:~)s~n el ~o: 'J l~ 't..l:-".i5!!:gulc.s~i.1DUIodan', iii 811 L, Tiel'l'i1. Qb,,('\)('vese 'leo" ]NlNI Z> 1r, ,~ir,,\,losy tl'ian-.g;,,1.(:'8 0~ t;]m e.n gr=-n~I""~ll m L l ' y pt'6)(.:iJ[)I:I~.

TEMPERATURA DE LAS ESTRELLASEn todo 10 anterior se hab16 muchas veces de 111.emperatura de una e a-

r re lIa y e s tiempo ya de pr ec iaa r algo mas su significado. Supong arnospo r lin momento q ue un se r extraterre at r e pregunte a uri habita.nte de nue s-t.r-o pla.ncta que tempeTaturatiene 1a.a.tm6sera terrestre; 111.espuesta seraque no ..5 po sible dar una contestac;6n general, porque Ia temperatura at-rn o sf'e r Ica depende delluga r de Ia Tie rra (palos 0 ecuador, pOI ej ernplc l yde Ia a Itu ra aob r e e1 nivel del mar.


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Lo rn.i arno pasa "on las estrellas. La "temperatura" de c ua.Iqui e r a deeatas no es unica ydepende ded6nde se 1a mida. Recu~rdese que a l habla rde e spac t r o s, se ha dicho que ..1 esp""tro continuo as producido por la fo-to sfe ra, y que las lfne a s espectrales Bon debidas a Una ca pa mas Erfa gueVace eneima de l a fotosfera y se de nornfna c orrrdnm ent e "eapa inve r so r a".Cabe e s pe ra r entone as que 130temperatura deducida del e spectra continuosea mayor que 1a deducida de las Ifneas e spec t r a Ie s , lC6mo se mide Iatemperatura del e apec t.ro continuo? COnlO s e dijo ya, comparando la CUr-va de radiaci6n de Ia e strella con Ia de un cuerpo neg ro, 0 10 que es 10m isrnc, can una c u eva de Planck. Tam.bi6n sa pu.ed e medi r aplicando Ialey de Wien 0la ley de Stefan.De Ia ley de Wien s e dedujo (pag. 4) una temperatura de 6000 K Y de La

de Stefan (p;ig. B) 5780 K. Aho r-a bien, lc6mo se deduce Ia temperatura dela eapa. Inve r s or a ? E ata se puede obtene r apfic ando la !6nTIula de Sahapara distintos elementos y viendo qu"; tempe ratura aa tisfa.c e mejor la f61"-mula. De e Il o r e sulta ~. no so dan los ca lc ulo s detallados una tempe ra-tura de alrededor de 52.00 K. 10que muestra que no hay una temperaturauniea. como se dijo desde el cornrenz o, Fa 1'30 habra r con propiedad, debeeape cif i.ca r s e previamente a . que temperatura s e hac" r efe eenc ra y en quepunto s e mide. Esto DO quita que s e utili"e Ia tempera.tura como un para-metro m.uy val Ioso.Resumiendo 10 d tc ho sob r e Ia temperatura, se concluye:

a. la tempe ra tu r a esta r elac ionada can el color de la e strel1a (Cap. 1): 'Ib. la temperatura de la atm6sera. en que s e originan las Hne a s espec-trales determina 1a intensidad de estas.

2 1[:5 to swgi e r e la "xis tenda de una relaci6n entre el tipo e spe c t.ra l y 1'>1

color y las obs crvaciones r ea.It za da s ban confirmado e s ta eospe cba , Enla Tabla I se consignan los valor .. ~ de las reladones eapectro-color-ten"l-pe r a tur a ,

Tabla I. Relac16n EBpectro-Color-TemperaturaEspectro Irrd ice de Tempe r atura

Color (E-V) Efectiva (en K)05 -0,35 40000BO 31 2800085 , 16 15 500AD 0.00 9900AS + ,13 8500FO ,27 7400F5 ,42 6600GO ,58 6 05005 ,70 5 500KO .89 4 900K5 1, 18 4 100MO 1,45 3500M5 1.63 2800

Color

azulado

blanco

amarillo

rajarojo profundo

Nota: Los objetos rna s ca ltente s que s e conocen tienen terripc i-atur-a sde 60 000 K Y los m:!'l.sfdos de 1500 K.


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30151' ANCIAS ESTELARES

E 1 rnetodo g earn "tri Co eM sico de dde r mj na r di stancia e de purrto s ina c.cearb Iee He t Lus t r-a en la figura 1 0 , d o nd e e I o b s e r v a d o r 1Mu p o n ~ c o I o ea-do en el vi'irtice A y el obj e to cuva dt s tarict a se de s ea rne c ti r , en e I vertke3. Si se miden el lado AS Y ,,] angu]o p (0 el angulo SA SO'"90 - pi rlal tril(lB'l. 0I'i"",i8

Rig"Z Ce,.,tauriS ' i . r i u . G[TocWonA'l'cturuBl IamaZCa"opl


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Para tener una idea de la exa ct itud de las df s ta nc ia a determi.nadas me-dia nfe la pa r a Ia j e , s e pued e r aeo na r as" Si 10.pa r a Laje es 0" 030 0" 00(,puc de a s ta r entre 0' 03{; Y 0"024, a las que corresponden dl s ta nc Ia s de 29y 42 pc, respecHvamente, Es decir , la distanda esta relativamente maldeterrninada,Si e e pide un a dis t an cj a COlI un error menor del 10%, e s facil de de-

rrros tr a r que ta.rnbien eJ error de rnedida de las pa r-aIa.je e debe 8 e r .me-oo r que 01 10%. Se dedllce de 1a. tabla que 5610 8; p > 0"050 ,,1 e r r-rrr-esrrren or que el 10


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Eli'jase ahora r1: )0 pc como distancia um dad , Entonces la "sheila a.pa-r ece ra como de uria magnitud Heticia. ' 1 1 1 que de nornana r errio s N. La for-mula en cons ecuencra sera:

+5. log r _ < ;de donde

"l + 5 - 5 log r:Esta !6nnula permite ce.Ic ula r Ia Inagnitud!! que tendr,a una e s t reIla demagnitud aparentc)'1) [ai tua da a 1 0 1 . distancia r del Sol), si Be I a de spIe z.asehaa ta que s u dis ta.n ci a al Sol fues e lOpe. M se danomina ,; magnitud aha 0-luta" d" la e at r e l l a , y e s una ca r-act e rfs tica intrLns e ca de Ia es tr e l la.. Hayque agl'egar qut' si la magnitu(1 aparente qu e se utiliza fuese la visual, lamagnitud ab s ol.uta s e rfa visual tambi Sn,En 1a Tabla III Be dan las rriagnitud ea a.beolutu s de las e s tr eHa s tabu-

Iada s en la Tabla II (pag. 23 i.Tabla III. Magnitudes Ab s olutas de EatreHas

, . . "l. . M .0. C. ".tal


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t r eIla , Por con ve nc ion a ser on-Srrii ca se clihujan los ttpo s THi s Iumi no soaj . EI diagrama que s e ob tiene de lass s t r el Ia s con Ias pa r a la j es mas graudes (p ' 0"050; r " LO pc ) estana


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e Indices d o c o l o r , a m e nudo S'" s u s tr tuy e n lo s d iag ram as a n tc r io r-e s po r10. de 'ndice de colo r - rnagnibl.d ab suhtt.a, y s e los denorrn na ta=bi"n, po rexte nsi on; -diagralna H-R".Fos rne ne s rc r da r s e cue nra de Ia Irrvpo r ta.ncaa fundaOlental de ,,"ste dia-

grama, pue s pe rmtte a signe.r a una


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a lguno s deno rni.nad os .. gigante s", ademiis de las e s t r e l Ia s de 1a s ecuertcjap r in ci.paI[Lla.rriada s e s tr e l la s .. e uana s' po rcont ra s te I, Con e s to, e 1 dia-g rarrra H - R pie rde a l pa r e ce r Iaut iIi.dad aerra Iad a anleriormenle, pue s de IL"tipo e s pe ct ra l dado, po r ej errrp lo , el C2, hayes t r e 1.1as no rrria les (e11anasl(N - +5), e s t r e l la s gige nte e (/If - 0) y es t r e l la s supergigantes ('~ - -!l. Par.pres e eva cia uti lidad del diag r arna , debie r a dcs cub r ir s e, pue s, en eI es-pect co a Iguna ca racte ,'rstica que pe rrru t. i e s e des cub ri r si e s una eS t rellanormal, gi ga nt.e 0 s up e rgigante. Tal" aena 1" e xi a ce e n e fectrJ, Cornpa re-rno s en Ia figura 13, los e spe c t r-os de tre s e s t.r e l Ias Iurrd no sa s (superg;-,garite s la, Ib y II l, de una gigante (UI) Y de una enana (V) del rnisrno tipoe spe ct ra l , Obslirvese en especial la ru trde z de las lIneas. En la supe rgt-gante, es ta s SOn n"\uy nrtidaa - - e s decir ca ai no tiencn alas - - rru ent raaque en Ia eria na tienen alas extensa s, y de aquf que au a s pe c to sea mliabien difuso. A demas en e l e s pe ct ro de Ia s upe rgigan te apa r e c en a Igunas1Ine a s inten 9ifi ca da s sis e Ia a cornpa r a con la s m isrna S lInea S en Ia e s tr e-lla eria na , Como resultado de todo e s to, e I espe c tr o s copf s ta e s ta en con-dicione s de de cir 5i s e tr a ta de e s tr eIla s supergigantes,. gigantes 0enanasde U11 cl e roo tipo espec tr a I, Si s e bene en cuenta e s ce da to en e 1 groiico,s e obtiene de inmediato Ia co r re apondi en.te rna grilcud abs c Iuta ,

A21nII,1//11V

I I U I II II II g l H l 1 1 1 U 1 1 I \ I I I I I I I I I

1 1 1 1 1 1 I I I ~ I I I I I ' I I I I I ~ , I I . 1 I I I I 1.. ~ ... t2 8

3800 4000. 1 1 I I 1 H I I I I I I I I II I4200 4400

r'il?' 13. ]:specn'os de eS!t'ellas de igual tLpo especI:r-al. pero distintaLumnosidad , Lus espec tr-os est a n ",hIcacos en oro en d" 1uminos id"d, desd~la super-gig"'''['' m as bril1ante (la) hast.!! 103enana (V), Obslr-vese que las1Lnea s d e J hid r-ogeno son cons ide'rablemen:re mas anchas en l a e nana , Lasl'i.nes )" "173. 4178 y 4233 de t hier"", ionizado (sefialadas con flech"s) sonmuch" III~S f-uertc" ell l,~ ""pcq, igiln re . (Repr-oduc ida del "At las de tsp",c~rr-os Cste Lar-as de Mediana Dispersi6nu de d, L.af1di D~ssy, Mercede$ ,Jt"'lschek'f Car-Los Jaschek. obser-ve tor-Lc de C6"doba, Al'~.entina, 19'11.)

Convi""", reflex.ionar un poco s ob r e la a pa r e nt e inc ongr ue nc la cleJulti.-rno p a r r-aIo , Co ns ide rens e e s t r elIa s de ..n dele r rni.nado tipo e spect cal, porejernp lo , AD. Se sab e que deben s e r estr e l Ias de una determinada tempe-ra tu ra (10 700 KI. Aho ra bien, s e ha vis to ya que hay e s t r e l l a s de tipo es-pe c t r a l AO que Son int r i'ns e ca rn en te muy luminosas - -Tas s upe rg igantes --o f r a s r r i e n o s Iurrrino aa s - - T a s e n a . n a s - 'Y o u r a s s ub l urnio s a. s - - l a . s e n a n a sbIanca s . i.A que se debe e s ta diIe r encia ~ Po r la 1ey de Ste [an Se s ab e quela cmisi6n de un cu"'rpo (po r unida d .d e s upe dic;el e s p r-opo r ct ona 1 a lacua rta pote ncia de sutemperatu r-a.. En cons ec ue ncia , como 1a tempe r-atu-'" e s ig ua l (porque 10 e s eJ tipo cspectral), la r a.d i.ac'i Sn de la e s t r e l la de-b ie ra s e r- igualtambien i.C6mo ~e cxp Ii ca n e ntorrc e s Ia S dife renciaa de


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lurninosida.d intrrnsec,,"? La respues ta 8610 p'uode ser que tanto las e st.-c-Ilas gig-antes corno las s upe r grgante s tienen mayor superfjcie que las es-trellas enana s, porque Ia luminosidad intr{nseca total depende corno yavirnos de Ia errvisiSn pOl' unidad de supericie (E1) y de la superficie rrri arna(S). Esto s e puede fo r'mu.la r a sI:

Luminosidad E\ . Spor otTa parte

F\ '" 0 7~ (ley de Stefan)de modo que

Lum.inosictad "' I~ (l 4 "..~Bato demuestra que Ia distinta Itrrrrinosidad intrlnseca de las eserel las

s u p e r grgante s , g i g a n t e s , e n a n a s y e n a n a s b l a n c a s d e u n m i s m o t i p o a s p e c -t ra l se debe a s u distinta s up e eHc ie (0 Sea a s u dfs t.irrto radi o t , El pr6xi-rno paso consiste en "studiar co=o se p.uederi ohtener las di rn ens ione s delas eat r e ll a s , 10 que sera terna del s rguj ent e capftu'lo,

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4MASAS Y OtAMETROS ESTELARES. OTROS PARAMETROS

MASAS

Cuando d05 e5tr",11"'5 es tan rrtoy eel" ca forrnan una eatreU" brna r-ia, Lacst r e.ILade rrrenoj- rna s a se rnuev e e" una orbit"- ce rr ada al r ed edo r de Iad~ mayor rna sa y esta 6rbita, de ac ue r do con las Ie yes de Kepler. e s unae lip se. La e st r eI Ia principal ccupa uno de los roc os. EI rnovtml eneo elfp-tico se pu ede c ara cte rfe ar por el s emi eje ,'l.,. lJ.c:


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e st r-ef.las . Esta fiUy importante Cunci6n r-ecfb e e1 nombre de re1aci6nmasa-luminosidad.

Se puede expr-esar esta relad60 rrred'i.ant e la r61;"mllla

log '!r -0, 15i .M, ... 0,00333 M .2 ... 0, (.5 [ 17JLas rna ea s mas g ra.ndes que se concc en son del o rd en de 60 rna sa s

sola res y la 5 ma s pequ.efta s de O. 01 ma.ea s solares. 5i se consideran lasest r e l la s fuera de Ia secuencia principal --las gigantes y las supergigan-tes- - au masa depende 5610 de la rrtagnitud absoluta.En Ia Tabla lV se dan los datos nume r l co s co r r es pondf ent e s a las ma-

s as est ela re s,Tabla IV. Mas as Est"lares en Funcion de Ia Magnitud Absoluta. Vieual

N. 1 7 1 / o fv m-0 65 + 4 I, Z-4 20 + 6 0,8-2 8,5 + 8 0,60 4,0 +10 0,4

+


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p

2

A B00Z

Aofig. 14. Aspeeto de una binaria eclipsante en diferentes pos1c10nes de suorbit... Cn La pos icion 1. 1a estrella A eclipsa a 1" . 5 - ; en la 3, 1a I!S-trella f r r-ansLta de1ante de 1a A, yen lo s clem'::'spuntas de la orhit a (pOl:'ejem pl0, 2 y 4) Se Ven las do s estr ellas. Cl o bser vado r se eneuentr " enlil dil:'cccion de P, en e1 plano del papeL,en e l pIan o del pap al en La dire


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II zrrc

Lue g o, ,,1 di~metro de la e s.t re ll a A "C obtin" d.. la [6rm"1,,,:,dia metro = I:'.~ ~

A c t u a f r n e n r e s e c o n o c e n u n o s den s i te r n a s a los q u e e s aptrc a h l e e s t ep ro c ed trnl ento. LOB radios t exp r ee ado s en unid ad e s d e r a di o so Ia r e s --lillradio solar = 7 x IOllOem I va r Ian entre 900 y D, 0 15. EJl La Tabla V 5e ha-l l.an los radios de distintos tipos de estreUas. Estos va r Ian a l va.r iar eltipo e s pe c+r a.l Y ' La luenlnosidad. Dentro del rrri s


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Tabla VI. Densidades Medias en Funcion del Tipe Espectral yde la Clase de Luminesidad

Espectr~ Enanas Giga11t cuando dos est r-eTlas estan amy' pr6xi-mas no solo gil'a una aIr-ed ed o.r de Ia otra, s ino que a(Jemas "ada una deelIas gira sob r e au propio eje ,

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[rrter-esa ob ten e r una pr ue ba inciependlente de que las estrel1as OIiran.Para ducons ide r en s e d05 ca505, 01 A y e l B iFig. )(,

Case A

LfiR' 16. Rotaci6n de las estre1las,reccion d~ F ' en e1 pIa no de1 papel,Figura,

Case B4

1 observadol' se encuentra ..n 1a di-Vease en e1 rex to 1" explicaci6n de La


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En eI ca so A La e s tr etta seve d e sd e el polo y gi r a en el s ent ido de Iafiecha. El observador s e encuentra en e1 plano del pa pe l , en Ia dj r e ccienP, Mf'r e s e ahara el pun to I. Como es te punta gIr a ac er c ando s e al ob s e r-vado r, l a l1n",a e s pee tra Iii cus aTa entonces un de spIaz arnt ente hac ia ..1vi a-leta, par el ef act o Doppler. En el punt o Z, l a Ifna a nc rno sur a r a des plaza-m.iento alguno ya que la dir ecci6n de giro es pe r pe rrdic ular a Ia vis ua.l y par10 tanto 1a v eIc cid ad radial es c er o. En e1 punto 3, el desplazan ..iento pare1 efecto Doppler sera ha ct a el r ojo , porque este punta s e eeta alejando delob ser vado r, En cons ecuen cta , en vez de una Hnea, se vera la su pe r po s r-ci6n de rnuc has ltneas, cad a una debida al de spf az a.rni ent o de la S lJ perIiciee s te Ia r respecto del ob s er-vad e r-. La resultante Sela una linea nlLLy ..nch'"-,tal co me SO l mu es tra en e1 g rarico, A mayor ensanchamiento correspondeuna mayor v eloc id ad de r ora ci Sn de La estreLla.

Considerese ahara el caso~) en el coal Ia e st r el la no gin': en c on s e-cue.ncia los t r e s punt.o a I) Z y 3 no 9 e rnueven, Y todoa los purit.o s de 1a super-ficie de 1a e str e L l a cont r-ibuy en a Ic rraar una sola l Ine a, tal como" e ve enel grHico,

{,Que nos dicen las obse ..vaciones? Que s610 giran engr ad o apredablelas estrellas de La aecuen cia principal de los t.ipoa eapectr aIes 0, B y A.Ya en 0 '1 tipo e s pe ct r a l F las ve.lo ci dad e e de rotad6n disminuyen mu chc , Yde sapa r e c en practicamente en el tipo F5. El Sol, cuya velocidad de rota-c16n e s de Z km/s SO' situa pe r-Iecta.rnerrte bien en este cuadr-o, Las estre-Has gigantes giI"an, aunque en general poco, y la velocidad de rotaci6ndism.in uye a.l eve.nza.r en los t i.po s e s pe ct r s Ie s , Los va.Ior e s rrie dto s y = ~ -xrrnos de los distintos tipos espectrales aparecen en LaTabla VlJ.3 6

Tabla VIL Velocidad de Rotaci6n Ecuatorial(en km!s)

Espectro Pr orn ed l o Maxi'JT~a0- B 95 Z 5DA 1 LO 290FO - Fl 50 2.50FS - F~ 20 70G, K,M 0 5

Una pr egunt a interesante e s de por que no s e ob se rvan velocidades derotaci6n rnayo'res, par eje rnp lo de unos 1000 k=/s. La respuesta ElS sen-c i l I a . : si L a v e l o c r d a d d e rotad6n Iu e s e ta n gr - a r i d e , La Iu er z a c c nt r-Ffu.gave nc e r Ia la atracci6n do La gravedad de la estrella y parte de su omasa s eescaparla, pr es umtb lcrncnee po r la zona ecua to r ia I,Es fad1 cal.cukar 01 l{mite superior de Ia vef oc id ad de r otacton de una

e st.r el Ia. Consid,hese una pa r-t fc uLa de rria sa m colocada en e l ..c ua d or deuna es tr eLla que gi a , S1 s u Iue r za centr(fl.l.ga e s mayor que Ia fue r aa deat r acc ion que La r ette.ne s obr e la estrella, Ia par!:lcl'11a s e e s capar a, Paraque es eo s uc eda , debe s er-:

((; '" 6,(8)( Ie .... em:)g s [ 18]Pal-a una. estrellaAO, 'm '" 3 rna sa s solares


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.R 2,"2 radios so Ia r e s c 2,2)< 7 X 101'~ern '" 1,5 X IOU ern" z 510 km/s

A eat a ve loc idad las partfcula s ub lc ada s en el ecuador de Ia ..sfrella see s-capar an, a Sea que est3- pe r-de ra materia. Pa.ra que e s.to no suc eda , lavelociclad m,bdm.a de rotacl6n debe s e r inferior a la calculada seguo Iaf6rmllla [18), tal como se ob s e rva en Ia Tabla VII.Cabe pr egunt a r s e si l'ealmente hay e s t r e l Ia s en ell{mite de 1a inesta-

bilidad. La r e s pue st a ..s a Ii r rrrativa r 90n las denorninadas Be, a sea esr r e-lias Bean lfneas de en>;si6no Imagin.hnonos una e sur elt a que haya perdidomateria. ..n ..1 plano e cu ato r-Ial , En e I dibujo de 1a fig ur a J 7, sea. E la e s-trella,o,) 1a nube de materia desprendida de Ia estrella v F Ia drreccton enque s e ha.l la el ob s er-vado r , En Ja parte 2. se oligina.ra.lJn "spectra de a 1;>-s or ctcn, pue s to qu e 101e st.r el la esta detras de 101flube de gas. En cambia,de las partes 1 y 3 se ori~iJ,aran l{neas de e rrris i6n. 5i 101estrella y eunub e cir c und ant e) glran en el sentida de la Hecha, las emrs Ione s producr-das "0 Las region.,,; I y 3 s e dcsplao:aran hacia .. 1 rojo y el violeta, res-pectivamente. As{ pues , en el e spe ct r o-de La estr eLla se hallara cada L{nea ac orn panada de errri sion.e s an cha s , Esto ..s 10 que c ar acte r iza a unaest r e Il a Be.

CAMPOS MAGNETICOS

Fi g . 17. Esq~ema de una estrellarodelldll por una nube circllndantede IDa tar ia . El o!Jservador es taen 1" direcci6n de P , en e1 planodel papal.

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Tal v ez la introducci6n ,.,.,__asinpl.e a e st e tema sea r ecor dar que nues-tro planeta Hene u.n earnpo rnagnetieo de 0,7 gausios deintensidad. EI ajemagnetico de este campo no coincide con e1 e je de rotaci6n te r r-eat r-e resdect r , los po Io s magnHicos son distintos de los polos geog,.afico5}; amboseje s fo r rrran lJO ;!l.ng-u!ode "nos 2.0.0 En e1 Sol paBa "lgo arrni Ia r : tarnbienpoaee UJI campo lna.gnetieo debiL, del orden de U005 poc os gau stos , y SlJeje rna gn et.icu tarnpoc o coincide 'can e1 eje de rotaci6n Bolar. En las man-chas so Ia r e s pued e habe r campos magneti cos Ic ca Ie s (de poea extensi6nespe ctal l , si bien de enorme intensidad, pues no as -raro en cont.r a r cam-pos de algunos rrriLl.a.r-e de gau slo s, En general las rnarrc ha s ocupan unapequel'la f r a.cd6n de 1a s upe r Hcie del Sol, de modo qlle, pes e a SIl intensi-dad, los campos rio influyen en grado significativo en e l campo generalpromedio.El campo magnetico solar (0 e st.el ar ) pue de s e r estudiado gr ac ias a1

de,cto Ze"'ITla.n. R.,cuerdes e que si 8 e produce una lInea e spectral en un


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camp" maglletic:o, 1a lln",a s e divide en d os 1 0 rrias 1 c ornp onent es sitlladassimetr\camcmte respecto de 1a Itnea prim.itiva: la di s tan ct a entre Ias dossera tanto .mayc r cuanto mas Int ens o sea e l calnpo magn~tico. Las dOEcornpon ente s tienen polarizaci6n drs ttnt a: en carnbio, una I1nea eapoct r-a'lpzoductd a en un Iugar donde no haya campo magnetic 0 no ('sta po'lar rzada.Si 8 e cbs ervan las llneas con un polarjzador, de ac uer do con 1a orientad6nde La lamina de pcrar otde, se vera una U ot r a comporic nt e , Es deeir quesiuna cs t r e l la po s ee un campo magnetico intenso y se fotogra{(a 511 es pe c-t r o a traves de un pol a'roide una vez en una po sf cton y oer a vel' en otra queforme un oingllio de 90 111.prime ra, las Hneas e s peC! r...te s Ina" n(tid",.acu san un pequcno desp'lazamiento, que s e ra tanto mayor cua nto rna" in-tenso sea el campo magnet lc o de 1 1 1 . estrella.Hast.a 1945 no S o" cOnDcra cstrclla a.Iguna, salvo e l Sol, que poscye r-a

campo magnette o. En e s e ana Babcock de ac ub rid y midi6 los p r irn er oscarnpos magnet Ic o s e a te la r e s y hoy s e c o noc o n UnOS c e nue na ro s de e l l o s .Los campos magn,hicos mas interieo s se enc uent r-an en las e s t r-elIa s A,que' t ie neri campos promedios d e ha sta 40 000 gau"ios,

3 8

Todas las e st r ella s que po s ee n lin campo ,-n&gnetic 0 fue rt" ticnen une spe r t r o anorna Io, con peculia r idu des que s e rrva.n.ifieatan en 1 . 1 1 . 'rntcnsifi ;c ac ion ext r-aor-di.nar ia. de las Hneas de c ie r to s elem.,nt.os como eI s ilicio,e I e st ronc io, las tie rr-as 1'31'11.5 y los elementos pe sado s [rrie ecuric, c srriioy u rarrlo), POl' e sta s pcc ul iar ida.dea, las est r-eLl.a8 A s e denominan Ap,Es probable que los int enso s campos magnlOHcos obl igue n a +odo s los a:to-lT10S d e un eIerrie n to a. corsc e nt ra r s e de 'pr ef e r e nc ia en cic r ta s region~s,como e l polo magn~tic 0 de las e st r-el'las. Al no co ine idi t- ",1polo de rota-d6n con el polo magn,hi


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5CONSTITUCI6N INTERNA DE LAS ESTRELLAS

.:_C6rno es tudl a e Ia e s tr uctur a l nte r na de las e s rr eIl.a s? A priori, 'pa ;r ece r Ia q ue nada Be puede saber de BULnte rio r , ya que 5610 1 < 1 parte cxter-na de Ia s s tre l la e s obs e r va.b le , Por eje=plo, del 1::101e pueden es t udj.ar'las capas e xt e r io r e s hasta una p r ofundf da d de uno s die z, mil kilorn.,.tros.Como SLl radio es rle 700000 km, a peria s 1/70 (0 sea a Igo mtLs del 1% delr adio) < ' " a c.ee s ib l s a la obe e eva ct on din"eta. El intento de sa be r alga delinterior pa r ec er Ia condenado aIf ra .easo,Sin embargo, s e sabe que e l Sol e s una e s tr e l la ga s e osa , y es ro s gases

deben obadeco r- c-ie r ta s Jeyes {{slcas c onocida s , De ahi que s e puede su-pone r q ue II U cons titu-=io" 5 e a.jus ta a un rrrod a lo s e n ci lo, en eIcua.l s e cum-plen tocta s aquu lIa s Ie ye s fisica" c cno cida s , Si "" a s f', s e pOclran p r e d ecirot r a s pr opt cda de s del Sol, Y sies t as 1'1' edi c c ion e s con cue r dan can Ia ob s ex-va.ci611 swr;, ju atiEicad o B upone r- qu" "l" 'l.....odelo" no esUi lejos de La r ealidad.

La.s e s er ...l l.a.s s on e s f'e r a e gas,,"osas que s e han mantenido en Ia s n1.15-111a5 condiciones d ..s d e 11aco siglos : de ben s e r. pue s t confi gur-acto ne s es-tables. Ahol-a bien, an una ' ..... s a de ga.s achlao do s Iue r-za s internascpue s ta s , 111.gravltad6n, que t'ierrd e a de sp Ia aa r las pal'tlculas hacia. 1"1cent r o y 1a pl'elSion de 105 gas c s , ql1e tiende a a le ja r-Ias de el. Las dos 3 9fue r za s d.,ben equilibrarse pa~,,- qu" Ia e str-el la sea "stable, Es decir, e saph cab Ie aq uf la ccua-cion de l equ Llib r ic hidro stati


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(.Ql.le pa s a a temperaturas, pres ione s y densidades ta.n c l e-vadae ? Loscbc que s enrr a atomos s e ha c.en m:ls "iolentos y frecuentes, pu e s a mayortempe r a tu ra las pa r tfcu la s tienen mayo rene rgia ciuetica; y as f los atomospie r-den sua e l.ect.r-o'nes y paean a ser nucleos de atOITOS (atomos va riaa Ve-ce s ionizados).EI litomo de hictr6~euo se transforma pOl" 10 tanto en un prot6n y el

atomo de helio en una pa r tfcu la a. Los e Iec trone s desprendido~ semue-"en Hb r ern.ent .. entre los pr ot.crre s y las part1ctllas 'J.,Du ra.nta SLIS movlrnl ento s , Y slempr" que Ia b:nnperatura no sea n1.uy

aIba (1'


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[2 I }la cifra 0,02863 e s e qu iva le nt e a c ie r ta e ne l'g{a, que debe a dopra r- a l gc.naotra. fo r rna,

Es facil c a l c u I a r - I a e n e r-gIa a q u e e q u r v a . I e 1a fr a c c I o n antes m e n c t o -n a d a , POi c a d a c u a t r - o ,{tomos de hidr6geno s e h a n perdido 0.021,;63 u m d a - .des de masa. Es decir , po r unidacl de hidl'6geno Be l'erdi6

0,02R6,l4,03 0, 0071 de la r'na sa

ASl pues, pOl' g ramo d.. bidr6gcno r .. su lta una (,nergl" de

ya quec '" 3 . 10'0 CITI/s I" .. Ioc ida d de la luzl

El resultado neto e s crito nc e s la conversion de masa en en ..r gia . Oi-cho en ot r a s pa lab r a s I 1.ae st r e lla t r an sfo r rna poco a poco su hidr6geno enhel io , La ene r gfa que Se disipa en e st e pr-oce s o re r mo nuc le a r see mani-(iesta co mo Iu z Ir ra dra da porta estrella; e s decir , la estre lla brj l laporqu .. "que rna " s u hidr6g eno tra.nsforrnandolo en hello.

La pr odu ccl Sn de ene r gfa ocur r e en reaHdad 8610 en el ntic lao de 41la e.st.r-e Il.a, quE' ocupa alga as; como .,1 15% de l vo lurne n total, po rque lospro C"SOB tel' m0.T111cl.a r-es dependen de I" t e rnpc r-atur a y osta aumenta 1'..1-pidaroente hacia el c cnbr o de la e st r e lIa , El r e s to de Ia e st r e ll a - -1a.Ha-mada envoltura-- no produce energ(a, sino que ~nicarnente Ia t r ans rni.te,EI he cho de que las r eac c ione s te r rrronuc Iea r e s no ocu r ran por deba -

jo de c ie r ta temperatura, permite e xpl toa r po r q ue no hay e at r-elIa a de muypoe a rria s a , po r e je rnplp de un milsimo de rna sa sola,', Ello s e d ebe IIque en est re Llas de poca ma s a , la tempe r atu r a c ent r a l , de aCU"l'dQ COl') Iaf6r rnul a [19 J 00 ..s 10 bastante ele va da para que hays r ea ccto ne s t ..rmo-nucleares y e1 c ue r po no emite 1m>.pr opta, Po r est o, Jupiter por ejcrnp lo,es lin pla.ne ta y no una estrella.Queda pOl' expl ic a r , en e l mismo o r den de ideas, po rque tambien hay

un lfmite superior para las masas e st e la r e s. Herrio s d ic ho que la envol-tu ra de la cstrella 5610 transmlte energfa; pero B i la ene ,


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al ndrne ro de r cac c Ione s, que a au ve z e s proporcional alnu>nero de a torn 0ade c ada e Iernenro que intervienc en ella. Como hemos visto, el nnme co deatomos de elementos pesados e s pe qu efto en las estrellas, par Io que e s ta sr ear c lone 9 producen poe a erie rg Ia total y en cons eeuene Ia no son de Irn-portanc ta as tr on6m ie a.Los proeesos que hay que considerar 90naquellos que oc ur r en con los

elementos m;is Itvtane s, que son los Tnas abundantes - - a sea hidr6geno,helio, carbono, oxrgeno y nitr6geno.

EI pr oc e 50 rn a s co rruin e s eIHamada "cic.to ca r-bo no - nitrogeno". B a -s tcame nt c en este inf e r vierieri protones que se ag r ega.n a 1o" nudeDs dE!'ca rbono y {ernlao as. rrit r-dgeno. EI nitrogeno, con "L a gr e ga do de maspr oron es , se vuelve ine s+ab le y s e d..s co mpo rre en helio y carbona ComoSe vo;, al pa pe I del car bo no as el de un sirrrpl e ca ta liz-adar de la tr an s.for >ma cion del hid"ogeno en he Li.o, Eata tr-an s Io r rnacion va a co rrrpa na da deu na l ib er a ci.on con s Icfe r ab le d., e ne r gfa , Este 'e;elu C-N" s e produce s6-.0 erie s tr e llas cali entE!'" , porquB Su iniciacion neC ..sHa. mayor ternperatLtra(,.,as de IO millones de grades I, En cons ",cueneia. las eStrellas 0, B, A yFdE!' I" Be c uencia principal trans for rna n au hidrog.",o E!'Ohe lio pOI' .. I cicioG-N, rrilent r a s que Las e s tr e l Ias K 'f Mlo ha c en pOI' l!el cic Io proton-pro-ton rppI, En e I Sol pa r tlcLpan a.rribo s pr oc e so s , con predorninio del proce-5D prct~n-prot6n~

42Con", e1 nue\"o de una e s er e lla liini


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Si s e ac epta , corrro e s usual. que la edad del Sol e s de mas de 4, 5 JO~anos, liste Hene aun combustible para otros t r es millones de anas, Estoest ranqu iHz ad o r, ya que satis!ac a can arrrpl.itud las c>


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6EVOLUC[ON ESTELAR.

Con IJn rae cnarrc errto analogo al del c apft ulo ant e ric r , s e puede c ale u-lar la "vida" de l a .s estl'eLl"" de loa distintos tipos e spe ctr a Ie s . Los re-sultado s de 106 dilculos se dan en 1a Tabla VIII.Tabla V!U. Inte rva.lo s de Tiempo en que las Estre!las de Oistinto Tipo Espec-tral Pueden Subsistir Mediante 1a Transformaci6n de Hidr6geno en Helio

Tipo Espectrai AliOS 'I'j po Espectra) Alios05 3 x 10" GO 7 x J09BO 2 x IO~ GS I" 10~E5 1 x 109 KO 2 )( 101'"AD S x l~ K5 5 x lO wA5 I)( JO " MO ~ )( J O ltlFO 2 x IO~ M3 Z x IOuF5 4 x 109

Como se ap r-ec ta, las II! strellas d II! lTlayor rna.aa queman rnuy rapidaro eri-te su combustible, nlientras que las de rn eno r rria aa Io hac en Ie nt arn e nt e. 45:Mas a.d eIa nt e s e ve r-a que la edad del Un ive r-so supera Los J. 1010 afios,10 que significa que una es t r eHa B cualqoiera no pu ede haberse to r m adccuando s e Cormo el Universo, ya qu e tend r Ia que haber con su mrdo s u hi-dr6geno hac e rnuc hos anos, y no Be Ia ver fa rna". Pero, dado que 'IE, ob-ser van am eshella" B en e I cielo, debicron habet'se farmada hace unoscentenar es 0 de c en aa de mHlones de ano s. En cambia, de la edad de lase3trellas GS aM nada se puededecir, porquepueden axistir --000-- des-de e1 momento en que 51> form6 e1 Universo.La pr egunt a que eabe formula r ahara" s i. qCI e ac ur r e a las esrr e L l as

una vez que e1 hidr6geno de au nuclease ha agot ad o? Oen ot r-as pa l ab nas ,cuanda su nucleo s e ha convertido todo oj en helio. Lo mas natural pa-rece se r q ue SIl nlicleo c rez ca a c xp errs as del r.idr6geno que Be quem" del a capa ei c und ant e mas pr6xinla. Pe r o cuand o e1 nticl eo s e expande, Iaenvoltura Be expand" tarnbt e.n, 0 10 que es igual, e I radio de Ia cstrella seincrementa. Corrie La mas" pe r-rri anece Lna lter ada , La densidad se hacernenor-, 0 sea la c s tr e ll a ae cc.nvie r-f e en gigante.Sea A la puskl6n original de 1a e stre It a en el diagramaH-R (Fig, Ibl.

Cuarido s e agota el hidr6g"no de s u n(tcleo, au lurnlrrosida.d incrertlenta enaII'0 as i'com 0 nna mag n' tlld [poaiei 6 n E), y Iuego , con Iurrurroe ida d cons ta n t


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fip,. 18. Dia~rama H-R esquema!lco,dOr ld e s e m ues tr a 1a traza .,volutivade una est r el.La Absci saa: tiro es-pecrral. Ordenadas: magnitud al>so-luta.

M o

Tipc escprincipal, c s e a que si la e at r eLla t- a r-dd 5 x 108 anos pa r a irs" de 1" s e.cuen-cia principal ftra~ectoA B, Fig. 18), s 610 per manec er a 5 )( 107 en la fase ,Cligant e rt ray cct or-ia B e I. I.Que pas a despues" La r e s pc e at a e s menos pr ec isa ,pue s se 8ab e poco a e st e r e spe cto, Mientras aurrrenta el tama1l.o del nudeode- 1a est r e Ila , ta..mbien puede eurnerita r La terripe r at ur a del rrrisrrio, Cuan-do s e t r at a de un mic Ie o corrrpu es to principalmente de helio, a temper aturade 10~ grados, eLrrri s rrio he Ii o del nucleo corrri-ertza a fu siona r s e , e s de cLc,c ornrcnz a la etapa de "combl1sti6n del he He!",

6Asf

" 'He + 4HesLi + 41-1el~C + ""Helila + 4He

eLi12C160""'Nfl

y


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M

Esp

M----------,

Esp

MI"

\ "\ ~,\\l~

Esprig. 19. Diap,ramas H-R esquemdtLcos , donde se muestran las trazas avc ru-tivas de cuatro estrell"s en diferentes epeea". Abscises: tipo espec-t.r-el.. Ordenada s: magn itudabsolu"ta . to es la/!:poca in ie fOil.A Ius 5 '" IOSa50s cambi;;'n las estrellas dp. tLpoAOs e habdin salido COTIl-

yletamente de 1a s oc ue ncLa, n;ientro1s qu e las FO aun permanccen en ella..Como consecuenc ia , los purito s 1', 2; ' Y 3' se hab r an transformado en I",2" '/ 3"'.

Es d e cir , a medida que un conjunt o de e s t r e lIa s envejece, ira perdien-do las de los pr irn er os tipos espectrales, )I apareced,n en iiI e err eHes gi- 47gant"s, s i+o ada e a 13 de r-ec ha del diagra:ma H-R.

Si las c s t r e l le s del grupo tienen 109 aflos a partir del instant .. t,o, Iaconf ig u r a cj on que adoptaran podr! dedllcirs e mediante un r azona mi enecana log o.Para Co r r ob or-ar- 10 e xpue s to, debe'mos enconrr ar un grupo c uyas e a-

trella .. tengan ap r oxi mad arneut e Ia rni s rna edad. POT s u .. rte la naturalezano. ha p'r-ov isto de e s to s grupos qUE' son los c urriu lo s a bic r to s y los cu,m\1105globulares.

Si a c ob s er va e1 color --0 tipo espe ct r aL-o- yla rna gni tud de las estre-Ilas de un c:umulo se obtiene g ra.fieos c o Iric ide nee s con a Iguno de 105 g raneos1,,6rlcos que Se reproducen. Eato confirma Ia t.aorIa expu es ta y permiteas Ig na r Clna. e d a d a e a d a cwnw.o. Si, por ejernp lo , en un eumulo las e e t r e Itaede tipo e spe c t.r a I mas temprano son AO, 101edad del ciirnulo no pue de exc e-.der 10" artoB, porque en cas a contra rio ya no hab r Ia estr el.Ias A,

Para mostrar un ej e rn pko , s e repl"oduc" "n 10 1 figura. 20 .,1 diagratnac o lo r-m agn itud d e un cu'mulo b i n e s ru d i.ad o (Praeeepe I , el que pu ed e s erIocaIiaadc perfectamente entre los dtag r arna e de ta Ugl.lra 19. La edad delctirnu Io que r es ul.t a e s de 3 X lOB ahos. En 1a Hg u r-a 21 Be da e I diagramade un cumulo globular y allado se ha d ibujado el di ag r-arna te6rico d . c < u'naedad de 5 x 10 al'los.Hast a aquf, la leona y ia obs er vac lSn parecenestar de peTie-c.to acuex-

do. Sin emba.r go no corrvi erre olvidarse que no ee han rnenc rre ado d'O"Sprobl e:mas.


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M~

-', .1 5

o +!' . , 1 ' ~Ii'e-v . . . . .Fig. 20. Diagrama obser-vec Iona I del cumulo de Praeeepe Ahscisas: indice de color. Ordenadas; maenitlJd 1Iparente .. . ~ - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - ,

4 8

"te

.,,.

. , I(II Ii I." I,ll.

D

r19. 21. Diagrama H-R del d'mulo ~lobular 113. 1~quierda: diap:ra",a ODser-vac Icna.l . Derecha: diagrama te5rico. Abscisas: lndice de color. Ord"n,,-cias, magnitud visual (absoluta). (El diap:rarna de la izquierda fue tornadode H.L. Johnson y A.L. Sandage, Asf;;rophya ,., 1211,379 (1956). Repro-ducido ~on permiso de The Uni ver si ty o f Chi~ago Press, Chicago, Ill.)a. i.Que pasa una 'Vez que las estrellas, en ..1 c ursa de s"" evo luc idn , al- .

canz an e1 puneo D del gr,Uico?b. t. C6mo lIeg ar-on las es t r-el Ias a 1a s ecu enc.i a principal?

Pa aar errroa a co nt e st.a r e ste s dos interrogant e s ,a, {ntima.a etapa.a de la evoluc i6n estelar, Sc sabe r e.latfvarrrerrtc POCQ

sobre la evcruc i6n de Ia estrella cua.ndo s e ha quemado todo su helio. Pare-c e Be r que la e at r e l.Ia retrocede po r el carn Ino ",squQmatico DEF (Fig. ZJ l.

Lo qu e 61 s e sa.be e s como sera 1a est r-ef'la en La (iltin1a etapa de su,evo lucron: habra. convertido todo s u hidr6g:eno en heUo y este a s u 'VeZ sehabra conve r trdo en 'material pesado. En s u interior no habra mas reoa cc ione s termonucleares, por-que carece de helio lr Do hay ot r o s pro ces es


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que liberen ene rg fa. En consecuencia seta. una e s t r e L l a pe s ad a , pequ e nay poco lumtnos a.

l Se han deecubie rto ostrellas en e sta fasD? sr, y s e denom.inan "ena-nag bla.nca a" o "estrellas degenDradas", tin ejernplo es Ia c orrrpon erit emenos Iurn ino sa de Sirio.La cornparie r a de Si r to e s di e z rriag mt ude s rn e no s brillante que Sirio.Por otra parte, como forma un sistema dob l e can Sir;o, s e puede ca lcu-

lar s u masa, la que r es ulta se r igual a una rna s a solar, Esto contradiceIa relaciol1 rna sa -lun1inosidad, ya que un objeto de masa Similar a Siriodabier at ene r una lumino sidad ta mb ieu aimilar a e 5te, Par otra pOI te , elespect r-o de Ia cornpafie r-a de Siri.o ccr r e spcnde at de una estre\la AS, deuna temperatura superficial de urio s 9000 K, 10 que lleva a pe ns ar que s etr a ba de un astra de diametro m.uy pequeno, Un calculo no rnuy campli-cado, siguiendo 1'1 razonamiento de la ecuac:i6n [131, rrrue at r-a que e1 ra-dio debe s e r de 0, 022 radios solare s , a sea de t. 5 x 10" cm. Si se caIcu.laIa densidan media de La c st r e.l.la; r e sul.ta s e...

ma savo Iurrie n

l. x 10" '"

IE sro indica que un ern" de es sa rnat e i-i a pe sa 140 kg! Observaciones deotr as euanas blancae mue s tr an que toda s ella s son debiles Ide poco brtl lo},de r ad io peq ueno y de den.sidad muv eleva.da. Elnumerodeestas e st r efl asdebe Bel grande, po e s debe se r comparable a I numaro de ear r e lla s que,dea de Ia ormaci.on del Universo, han pa sado 1a fa .." de Ia secuenciaprincipal, Ia de Ia s oc ue nc i.a


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"a soc iac lone s",ne s, entre e Il a sdo l'rll:.~~I'1>I::'i~~.

Hasta el momento s e corioc en una s cincuenta a s oc iac io-las bien conoc ida s r eg lone s de la "nebulo sa de Od6n" y

En algunasasociacionesc;;ercanas s e pudomedir ad erna s eLrnovimientode e etas est re IIa.s j6venes. Estos rn cv Irrri eneo s, dibujados 00 u.n mapa,mue er ran un hecho s c rp r-endeure : todas las e s t re lj.as parecen a Ie ja r s c d eIcentro de Laasoc iaci6n. Esto pc rm ite avc r igua r mediante e l c aIc u lo c ua n-tOB anos antes del m orne ntc actual las e s tr e lIa s se cnc ont rabao ag r upada sen c1 c ont r o de Ia rnisrna, El resultado arlsena que se t r ata s l..tnpre de al-gunos millone s de aflo 5, e s c 1 ec ir, un Int e rva Io ig ua La1 que s e s abe que e sLa vida de las estrellas que pai-t icipan en Ia expa ns ion. Esto apunta a. unasola c os.a t que las e st r-eIla s doben habe r se formada ell 0 ce r c a del ce nt rode la a soc iac Iou, La que as a l misrno tiempo ,,1 c ent r o de Ia nub" int o r-ea-te Ia r, Vern o s aqu I un segundo a r-gum ento, independi",nte d el anterior, deque las est rel la s j6venes se fo r'rrran en una nub e int e r e s te Ia r .

5 0

Aho r-a bien, el unico camino a1 pa r ec e r po s ibl e para (lUC un cue rpodenso (eat r-eIl.al se Io errie a partir de uno d ifu s o (nllbcinterestab,rl na po rcont rae c i6n. Supongamos pue 5 que una nube dHusa Sf' contr a e po r gravi-taci6n, 0 sea par su propio peso.

A rn cd ida que s e cant rae, se geue ra cnc r gIa , que en parte e s ut iiz.adapara aumentar Ia temperatura interna de 1a e st r-el la, y en parte s e e sc a pado esta en forma de ra diac ion. Esto s ig nifi.c a q ue 1a rna sa de gas c orn ien-?a a b r111a1" con Iuz p r op'ia , Evidenternente, Ia cone race i6n no pued e seguil'indefinidamente, sino que debe terminal' en a.lg tin momento. Cuando Latemperatura en el ndcIe o de Ia e str el la a lca nz.a el mi1l6n de grados,


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3 , L a s e s t r c l las s e contraen c o n s e r - v a n d o p r a c t i c a m e n t e c o n s tarite allluminosl.dad y adoptan en suc e s ion los tipo s e s pec tr a lc s K, G, F, ... ctc.,hasta aIcanza r Ia s cc ue nc ia princ rpa l, en Laforma indicacla en la igl1ra 22.

M-5

o+5

s o A D F O G O K G M O Esp,f'; i',:t1~ 22. -1j", ..: . I ,gr.!:.ffi,"' l ~t.y _l \?m,: l i. : i~; : - . - : - . 1 1 ': "T l I. :i ~ Jo ~ " ': : i:' !I~tr un lJ~l t'h~~~J;.


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brimiento tiene una interpretacion inrnediata 6i s e piensa que son e at r ef Lasque han acabado de formarse y aun no han te nrdo tierrrpo de des p.rerrd.er sede los residuos de Ja 'materia de que s e formaron. Estas estrellas debie -ran as tar en el ext r errio inferior de Ja 5 0 ecuenc ia principal, 'f La obs e r va-ci6n }oconiirma.

Como se ve, hay r-az one s auf'i cicrit es par a justificar La teorla de Ia"contrac ci6n", a pesa:r de qCle algunos puntas 08cor08 queilan en ella. Porej emp lc , no s e explica como una rna s a de gas interestelar puede comenzara conr r ae r s e , ya que esta no eeta quieta, sinoquetiene movimientos intel'-n09 bastante vio l snto s capa.c.e.s d e frenar 1 a c ont ra cc ron. Debe haber algunpr o c e s0 hasta e l rn orn s nto desconocido, que inicia Lacontracci6n de 1anube,

S 2

Para f ina.Hz a r- este capftu'lo debe s efia.Ia r s e que en toda La df ac us Ionpre" edente se ha supue sto impHc itamente que la evolue i6n de una e aere Ilapucde c urn p.li ae sin restricci6n a lguna, 0 sea q u e ca da estrella es u n enteal s lad o, cuyo destine e ata rfgiciamente p r e sc rita por GU rna sa iniciaLPero hay c a s o s en q u e Ia natu ra lez.a interfiere en tal evolution. Un

p r irrtc r ejemplo 10 con at i.tuven las estrellas bIna.r Ia s c e rc ana s. Im,agin.!;-monos dos estrellas cercanas entre sf.4 ya', s epa ra da s por Ia diE;tancia d,'I c uya s ma sa s Bonm. y m ., r e s pe ct Ivarrrenne. Urra par t fc ul a que ae e nc uarr-tre ce rc a de este sistema s e rnove r a baj o 1a atracci6n de los do s a s t r oa, y,,1 efecto de pend era delluga r donde s e encuent reo Si 8e hall .. ce rc a de Ill. ,1s e r n o v e ra e n u n a r rayec e o r t a c e r r a d a alrededor d e esta; ai s e e r t c u e n t r a :Iejoa de ambas tend ra una trayectoria cerrada alrededor del sistema. Sepuede rm ag Ina r una supericie lfmite que separo las 6rbitas de una y ot ra 'c Ia s e , Ill. denominada supedicie de Hill. La figura 24, rnue at ra esta su-pe r fic Ie , que Hene aproxirnada.rnente Ia {otm.a de un oc ho, para distintasrna e a s,

Para ve r e1 efecto que esto tie ne en la evolue ion e ate la r , irnag tnernc-nos que Ia e stroll" de mayor rria s a t..rrnina su vida en Ia sec uencia principal.

\,0

0,1

Fill 2'1. SupeI'f ieies de Hil~. t.os diagr-amas a, bye ilustl'an las super-ficies de Hill para dis~intas cor nbinaciones de masss. A ~a der echa de' c a-da di ag ram a es~a indicada Ill. r elacion de mases. (Vease a1 texto en e1 caBOdel diay,l"ama d.)


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Co"m_en:llara ento nc e s a expa.ndd r s e para conve rtar e e en gigante, y est e pro-ceso podra pros eguiT hasta que Is e s er e.Lla al caeraa la superlicie de Hill.Una ve z aIea.nzada (figurs d) corrri enz a un fen6rneno curiosa; lamateriaqucse encuentra en las capas qoe se ex:panden comrenaa a vo l car se pOI el pun>to!J hada Is es tr e l la dn menor rrras a , La raz6n de esto es que ..I punro (:es un punto de Ine8tabilidad, par de cir lo sst, "'l ag uje ro en Is superficiede Hill. La estrella A estara entonees condenada a no crecer mas alia deltamano del16bulo q\le oc upa, T'arnbt en la estrella B mod;icara el cu r so desu evo Iuc f on , pue s+o que s u masa a urne nta Iencamenre a expens as del Ha-terial procedente de ra estrella A. Este rnecanismo opera en toda .. las e at reIla .. binaria B, pe ro 6610 se hara sentil" si el 16bulo r e sutta pequeno, enalg6.n momenta de 1a vida de Ia estrella, con respecto al tarnal'lo de Ia e s -trella, como en e1 cas o bajo constderaci6n. En virtud de que eItamano del 16bulo depende de La separaci6n de las"dos c omponent e.e delsistema y de sus ma sa s, esto irnplica que las brna r ia e cercanas tienenrestr!cc jones en su evc luc ;6n, pe r o no as r las separadas. El cALculomue st ra que los sistemas cuya separaci6n es mayor de una unidad astro-n6lTIica no s e pe rta.ban mayorrnente.Ot r o caso en 01 que 111.estrella. ta:rnpoco sigoe "U cu r so evofut rvo nor-

mal es cuando pierde materia. Esta pe1"dida puede s e r lenta 0violenta(rospec to a esta Ultima po s i.b'i.l'i.da, yea.nse los ca pfbuto s 7 y 8). SI 1a p6r-dida e s continua, se fo rrria un "viento" e are Ia r que tran spo r ta gas e ste la rhac ia afuera. Si Ia v eloc idad de expulsilin eo; pequena, el material puedevolve r a c ae r sob r e La aupe cfic te estelar. Sin embargo, en Las estrellaslurrrino sa s (O-B 2) s e cbse rva n velocIdades de viento de ha.ata algunos mi.Ila r-ea de km Zs; Io que implica que es ta materia se pierde en forma de 5 3viento que "barre" e1 medio interestelar. Si la pe rd ida de materia COo-Um"a durante :mucho tie:mpo, pue de disminuir suftc Ie neernente la masatotal de la e st r e l la para que su trayectoria. evolutiva carnb ie considera-blomente. Cabe nota r que nuestro Sol tambren emite un "vtento solar".No obstante, laop';;rdida anual de ma sa es muy pequena laproxirrladamente]0-""), 10 que permite c cnc Iui r que apena s infl""yc en Ia evoluci6n del Sol.


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7ESTRELLAS VARIABLES

VARIABL.ES FULSANTESEn I!! ca pi'tu l c a nue r i r- 51! < l i j o q u e l a s e s t . r - e L l a . s scm "stabl,,", Establ ..

es aque] as 11"0 cuya s din enalonws c forma "0 ca rrrbian poria rgo tiemp",POl' ejemplo la Tierra I!S un c'.",.rpo estable, PQrqul! s u radio e s cons tanre ,

E n c a m b i o , u n l O l : L Q b o d e jug u e t e n o e s estab I e , y a que" u a r r d o " I g a s d . . s uinte rlor s e c s cap e , s e d~sjnna.ra po co a pocc. Hay fenOmenos mii~ corrr-plejo s denomltlactQ~ en g(>ne rod c s ci lactone 9" y que exi gen amplj a r la de-Huidon rle cs tab ih dau . Si una pelota s e ccmpr im e e s evt de nre qu e a Ide-Jar de cornp r Irnt r s e vue lve a all forma p rf ml trva. No deia ra de s e , estableporque sus din1


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. ~ ~ ! ~ m / _10,'0

o-'0-20-JO

l 6;OOK6000 K~500 K~ooOK5 6

o- lxtO"

-2;':\01o 0,1 0,4 0,6 0,6

fip,. 25. La variacion de los parametros fiskos en La variahle 0 Cephei a10 largo del 01010. La CUrva superior representa las variaciones de ma~-nitud ( ..scala Lzqu i,,>:,cia); La s",p,uncia cur-ve da las variac lanes d.. temper-s-t u~a (esca la der-ec ha ) ; la ter'c era cur-va da las var iac ione s d., veloc .idadradial (escala izquierdaJ; y la cuar-t a C\JI"Va, las variaciones del radio,expresadas en millones de kilOmetros. Las ahscisas represent .. n fraccionesdel pel"lodo, que as de 5,37 dias.Observes e que mediante e s ta furmula s e pueden oiJten",. primer", Ia

rna gni tcd absolut .. , y en funcicn d e ..11a , Ia dt s ta ncda d.. I" .... t r eTla , arnbasa p a r t i r d e l p e r f o d o . N o 5e n e c e s itan o t r - o s d a t o s [ e s p e c t r - o , v e I o c ia d ra-dial, etc. ,I. Por ser las cef eida s estrellas rnlly Iurrri no sa s .. s posib le de-tectarla.s ha s ta en sistemas ex+r-aga lact ico s . FU


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Tabla X. Principal"9 Tip08 de Variables PulaanteeVariables Jovenes

Denominaci6n Pe rIodo s Tipo Espectrai AmpHtud Prorn ..dl oS Cepltei bo ras B 01Cefeidas 1'_50' F-G I'

-3-6 a -2Variables de Edad Inte rmedia

. 5 scut i horas A 005 +2-}T V Tal~ 50".100' G-Ilas capas de gas sitll~das enc i-rna. S'l en ..Ieur eo de 10.evoluci6n aurnenta 10. temperatura interna de Iaest r ella, tambien aumonta esta presi6n y 10 . e st re l.la se expande ha sta queel peso de las capas su pc r ior e s eq ui l.lbr-a 10.presi6n del interior. Sin em-bargo, si .,1 cornb ust rbl e de 10.eet r el.Ia se ac ab a, la pr e sron disrn inuye yIa ost r-eIla se cont ra e por e l peso de las capas supe r-Ior e s , Si el combus-tible se ac a ba do golpe, Ia contracci6n e s brusca y ocur r e e l eotapso 0de r r-irmbe, Pc r o, a dife r enc ia de un de r rurnbe que ac aba cua ndo e l mate-rialBegaal suelo (0 a a lgo que r es ist e al de r r urn'be 1, en la est r elIa. no haynada que detenga e l colapso y este prosigue ha sta que la "co!l"lpactaci6n"de las pa r-Hcuf.ae Uega a su lfu,ite, e s de eir que e I ,.e>sultado es 0 bien unaenarra blanca 0 bien UIIa e at r-eLla de ne ut r-oriea, Del mismo modo que unde r rumbe va ac orn paftad o po r- 10 general de una nube de material mas 0rn enos pu lvcr iaado, eIl la est rella hay una. expul s ion violenta de mate rial.Poderno s r e surni- d'ic iendo que en la "tapa final de Ia vida de una estrellase produce una eye cc i.on violenta de n",.t",rial que forma una nebulosa pla-netaria, transformandose Ia e st r el l.a en un obje to tipo ana.na blanca. Si1" eye"" 16n de ma te t: ia1 e e ll1Uy viol ..nta - - explo 5 i6n des upc rnova- - s eproduce una nebulosa irregular y 10 que que da e s una eat re Ila de rieut rone s(pulsar i0 bien no queda nada. Cua ndo ,,1 objeto formado es una enanablanca, So ha vi ato que la cantidad de ma t eria eyectacla. as muy pequefla.o sea 'lue 1a, rna sa p"rn\anece casi invariante. Can otras casas pe sa 10rnisrrio, por ejemplo con la ene rgIa del campo magntitico, Pero como Iae"trella que queda e s mucho mas peq u.efta que 18 0 progenitora, "I campomagnHico supe z-f'icia l se Int ensific a rnuc ho. Esto explica los intensfsllnoscampos magnetic oa enc ont r.ado s en las est r eIl.as deg ene ra.da s y en lospu'l s a r-e a.

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En cuanto a La materia eyectada, Con el tiempo esta se ira disp e r sa ndocada V"" rna e, e s declr aumentara au radio y disminu;:ri su deusidad. Laparte ext e rna de La c apa ell expans 16n "ba r r e ' "I media cnt e r es tc la r comoUIIa g igant e sca e sc oba , empujando deIante SllYO t odo e1 mate rial que en-cucnt ra a su paso, corrrpr irniendo'lo y c al entandofo, 1 gas muy calienteproduce radiaci6n X Y r-adio onda s que se pueden detectar aun c ua ndo 10.capa no e s ya mas vis ible (0 apanas visible), 10 que sucede a l cabo de al-gunos millares de anos. De ..at e modo s e han detllctado r e sfo a de c enra-nares de supernovas, 10 que dernue st ra que Ia explosi6n de supe rnova s e sun fen6m"no relativamente f r ecuonte.Cab" pregunta rae si r ea.lrncnue Ia e st r eIla de neut r cn es e s el lHthno

estado de cornpr e s ion pos ibl e. i Pod ra condenaa r se mas aji n 10.mater ia ?En efecto, pa r ec e posible Io r za r los neut rone s ha sta que estos s" toqu ena su vez, Entonces 1a materia esta tan conc ent rada '1ue 8e produce un fe-n6meno Inso spec hade, que consist" en que los fat ones )10 pueden sa lir dela estrella debido a la at rac cion g rav itato r-ia del a st ro, Es dec i, So pre-


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s cnta e s ta s ituac Ion parad6jica.: que puede e nt r a r 10:>inleo rrrod o de detectarloB es_gracias a su rna sa e un aguje r o negro en un sistema blnario sigue eje r-c iendo atracci6n aunqnesea "invisible". De ahf que se han examinadomuchos sistemas bi na r to s a fin d

22064365 Astrofisica C Jaschek M Corvalan

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