El espectro electromagnético y las estrellas.

El espectro electromagnético es la distribución de energía del conjunto de ondas electromagnéticas, como se observa en la figura [1]. Cada tipo de onda tiene cierta frecuencia, longitud de onda, intensidad de radiación, etc… que las caracteriza, además la radiación electromagnética puede ser de emisión (emite luz) o de absorción (absorbe luz). Si se conoce el espectro de un objeto, entonces se pueden deducir características y propiedades del mismo.

                                        Fig.[1] Espectro electromagnético.

Aproximadamente en 1860, Kirchoff y Bunsen demostraron que a cada elemento de la tabla periódica le corresponde un único conjunto de líneas en el espectro visible de la luz. Con esto nació la rama de la física llamada espectrometría y por lo tanto se puede hablar hoy en día de las líneas espectrales. A partir de esto también se puede saber el tipo de elemento químico existente en otras partes del universo sin necesidad de ir hasta el lugar y tomar         



muestras.

 

Fig. [2] Líneas de emisión (brillantes sobre fondo negro) y absorción (obscuras sobre un fondo de color) del Hidrógeno.

Todo cuerpo emite radiación electromagnética en menor o mayor medida. El cuerpo negro es un objeto idealizado que se caracteriza por una superficie que absorbe toda la energía incidente desde el exterior y emite toda la energía incidente desde el interior. La energía que emite es proporcional a la energía absorbida. Esto se debe a que entra en un equilibrio térmico interna y externamente.

Las estrellas tienen un espectro de emisión muy similar a la de un cuerpo negro y por lo tanto se pueden clasificar a través de su temperatura efectiva (temperatura de la superficie de la estrella), ya que se aproxima a la de un cuerpo negro. La siguiente fórmula calcula la temperatura efectiva:         

 

Teff = L / ( 4πσR^2)

Donde:                                   

* L = Luminosidad de la estrella                 * R= Radio                  * σ = Constante de Boltzman.

Por las propiedades del cuerpo negro, la temperatura efectiva es directamente proporcional a la energía de emisión. Así mismo la longitud de onda máxima del objeto, corresponderá a la temperatura del mismo. Como cada color tiene una longitud de onda específica, entonces dado el color de la estrella se puede indicar su temperatura. La siguiente imagen corresponde a la clasificación estelar:

                              







       

             Fig. 3.3 Clasificación estelar.
      

A principios del siglo XX los astrónomos Ejnar Hertzprung y Henry Norris Russell publican un diagrama (Fig. 4.2) de clasificación estelar en el cual se muestra la relación directa de la temperatura efectiva, el color y la masa de las estrellas. Este diagrama representa gráficamente en la secuencia principal (diagonal) los valores de la tabla anterior (Fig. [3]).

                         Fig. [3] Diagrama de Hertzprung-Russell

En la parte de arriba de la imagen anterior (Fig. [4]) se indica la temperatura efectiva medida en grados Kelvin, misma que crece de derecha a izquierda También en este espacio se encuentra la clasificación espectral de las estrellas en base a su temperatura y color: O, B, A, F, G, K y M. En lado izquierdo de forma vertical se indica la luminosidad, misma que tiene una relación proporcional con la masa de la estrella (esta propiedad se explicará más adelante). Así se puede entender que las estrellas más masivas (de color azul) se encuentran en la esquina superior izquierda y las estrellas de poca masa en la esquina inferior derecha, a las que les corresponde un color rojizo.

Las estrellas tipo O, que se caracterizan por ser muy masivas, son las más observables a simple vista desde la Tierra. Esto se debe a que entre más grande es una estrella, más rápido consumirá su  combustible y por lo tanto tendrá mayor luminosidad y temperatura. Por ello la vida promedio de este tipo de estrellas es poca en comparación a otras (un milésimo de su vida). Esto ocasiona que se encuentren muy cerca de su lugar de nacimiento.

Las estrellas tipo O y B normalmente se encuentran en regiones de formación estelar y su radiación principal es de tipo ultravioleta debido a las altas temperaturas. Suelen iluminar estas regiones y por lo tanto las nebulosas región H-II.

Las estrellas enanas blancas y las gigantes, como se observa en el diagrama de Hertzprung-Russell, quedan fuera de la secuencia principal. Esto se debe a que en vez de la quema de hidrógeno en su interior, queman principalmente helio. En especial las enanas blancas obtienen su alta temperatura superficial de una forma especial: La transición de gigante roja a enana blanca, es decir, cuando la estrella expulsa sus capas superficiales y forma a su alrededor una nebulosa planetaria. Estas estrellas a pesar de su baja masa pueden alcanzar temperaturas superiores a las estrellas tipo OB, ya que su temperatura efectiva cuando comienzan a ser enanas blancas oscila entre los 40,000 a 200,000 Kelvins. Con el tiempo estas estrellas tiempo se irán enfriando cada vez más.

Referencias:

-Fig. [1] "Espectro electromagnético" (2015). García Laureiro, J. I. Moléculas a reacción: La química y las otras luces. Recuperado el 5 de noviembre del 2017, de: https://isqch.wordpress.com/2015/06/28/la-quimica-y-las-otras-luces-i/

-Fig. [2] “Espectro de emisión y absorción del hidrógeno”. Gavira, J. M. Triple enlace: Espectroscopía atómica (II) – emisión. Absorción y fluorescencia. Recuperado el 20 de diciembre del 2017, de: https://triplenlace.com/2013/01/02/espectroscopia-atomica-ii-emision-absorcion-y-fluorescencia/

-Fig. [3] "Clasificación estelar" (2017).Wikipedia: Clasificación estelar - Clasificación por tipos espectrales. Recuperado el 5 de noviembre del 2017, de: https://es.wikipedia.org/wiki/Clasificaci%C3%B3n_estelar

-Fig. [4] “Diagrama de estelar de Russell”. (2016). Wikipedia: Diagrama de Hertzsprung-Russell. Recuperado el 20 de diciembre del 2017, de: https://es.wikipedia.org/wiki/Diagrama_de_Hertzsprung-Russell

- "Evolución de estrellas" (2016). Page, D. Estructura y evolución de las estrellas. UNAM: Instituto de Astronomía. Recuperado el 28 de noviembre del 2017, de: http://www.astroscu.unam.mx/neutrones/Platicas/Diplomado_2016_Estrucutura_y_Evolucion_Estelar_2.pdf

- “White Dwarfs”. (2014). National Aeronautics and Space Administration: Imagine the universe – white dwarfs. Recuperado el 25 de diciembre del 2017, de: https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/dwarfs2.html

- "Radiación infrarroja en las nebulosas" (2000). El universo infrarrojo: Otras galaxias. Recuperado  el 28 de noviembre del 2017, de: http://legacy.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/galaxies.html

- "Cuerpo Negro"(2007) Balagenas, D. Termografía Infrarroja : una técnica multifacética para la Evaluación No Destructiva (END). Buenos Aires, Argentina: Asosiación argentina de ensayos no destructivos. Recuperado el 8 de diciembre del 2017, de:  http://www.ndt.net/article/panndt2007/papers/128.pdf