Curso "Introducción a las Estrellas Variables" - Lección Segunda

Instituto Copérnico

Contenido

Volver a la página de Estrellas Variables

Qué información recibimos del Universo

Cuando se descubre un nuevo tipo de entidad astronómica es común referirse a ella como un nuevo objeto. Este puede ser un planeta, un cometa, una estrella, una galaxia, etc. La palabra objeto es muy útil porque permite discutir acerca de él, antes que su naturaleza sea establecida.

A medida que el tiempo transcurre, las propiedades del objeto pueden variar; como, por ejemplo, su brillo propio ó luminosidad, su color, etc. Hablamos, entonces, de la ocurrencia de eventos. La Astrofísica intenta explicar la secuencia temporal de eventos que marcan la evolución de los objetos astronómicos.

Nuestro único vínculo con el Universo, por siglos, ha sido la luz. Así, a los astrónomos se les puede decir estudiosos de los fotones que viajan por el universo. El cuadro siguiente muestra en qué trabajan las diferentes ramas de la Astronomía.

Salvo los meteoritos, ninguna otra información que no fuese la luz, provenía de fuera de la atmósfera terrestre. Sin embargo hoy, la información que hoy podemos recibir ya no se restringe a los fotones, ya que además de poder estudiar los rayos cósmicos, podemos enviar naves fuera de la atmósfera capaces de recoger partículas del medio interplanetario y también traer material de otros cuerpos celestes, como pasa con las nave Genesis de la NASA, o como ocurrió con las misiones tripuladas a la Luna.

La atmósfera no es transparente a todas las radiaciones, por eso es necesario colocar observatorios en órbita terrestre, como el Hubble (NASA/ESA), el Chandra (de rayos X de la NASA), el Spitzer (de infrarrojo de la NASA), el Galex (de ultravioleta de la NASA), Integral (de rayos X y rayos gamma, de la ESA) o el MOST (CSA, Canadá). Pero aquellas radiaciones que llegan a la superficie terrestre constituyen lo que se denomina ventanas espectrales. En la figura vemos, simbólicamente estas regiones.

Volver al principio

Qué es una estrella

En un modo general, una estrella es una esfera de gas que se mantiene a elevadísimas temperaturas en virtud de los procesos termonucleares que se desarrollan en su interior. Nuestro Sol es una de los trillones de estrellas que pueblan el Universo, y es de medianas dimensiones. Observando a simple vista, en una noche serena, podemos distinguir alrededor de tres mil estrellas. Sin embargo, ya en uno de los más gigantescos catálogos estelares, el Estudio detallado del cielo Palomar, realizado con el telescopio Schmidt de 122 cm de Monte Palomar, pueden contarse más de 800 millones de estrellas. Como se dijo, el número de estrellas existente en el Universo es enorme: sólo en nuestra Galaxia se encuentran más de 100 mil millones.

Centro galáctico (J.García)

Por tratarse de una masa de gas caliente, parecería que las estrellas tendrían tendencia a expandirse. Sin embargo, la mayoría de las estrellas permanece en equilibrioo. Y ese equilibrio se mantiene por la acción opuesta de dos fuerzas: la presión de radiación que tiende a que la estrella se expanda, y la gravedad que obliga a la gran masa de gas a que permanezca unida.

Las estrellas se forman como consecuencia de la condensación de grandes nubes de gas y polvo existentes en el Universo. Acontecimientos como una colisión entre dos de estas nubes o variaciones de temperatura y presión en el interior de una de ellas, inducidas por la actividad de estrellas cercanas, provocan fenómenos de colapso gravitacional: las partículas de gas polvo, entonces, caen hacia un centro de gravedad.

Nebulosa del águila (M16) por el Hubble (STScI).

Una gran nube puede fragmentarse en muchos pedazos, cada uno de los cuales entra en colapso hacia un centro propio. En este caso, cada parte de la nube puede darle vida a una estrella. Por efecto del colapso, la temperatura de la nube aumenta gradualmente, hasta alcanzar valores de una decena de millones de grados. En este punto se desencadenan esas reacciones nucleares que dan vida a una estrella y le proporcionan energía durante toda su existencia.

Estructura estelar

En las estrellas se reconocen dos estructuras principales: la atmósfera y el interior.

En la atmósfera solar reconocemos tres capas o regiones, a saber:

1. La fotosfera que es la región de donde proviene la radiación en la parte visible del espectro. Tiene una temperatura de unos 6000 K . Las temperaturas de las estrellas se miden en grados Kelvin, que se simboliza con la letra K. La escala es similar a la centígrada o Celsius, sólo que tiene el origen desplazado en 273. O sea que la temperatura de fusión del hielo es 273 K (0 C) y la de ebullición del agua es 373 K (100 C).

2. La cromosfera es una capa que separa la fotosfera, relativamente fría, de la corona, mucho más caliente. Tiene entre 10000 y 15000 kilómetros de espesor.

3. La corona se extiende a partir de unos 20000 Km por encima de la fotosfera hasta varios radios solares. Su contorno exterior no es definido y su temperatura es de 1,5 10⁶ K (un millón y medio de grados Kelvin).

En el Sol existen manchas o grupos de manchas, llamadas manchas solares. Son regiones más frías que se mueven, a medida que el Sol rota, y permiten determinar un período de rotación de unos 27 días. Este período es ficticio, ya que la Tierra se mueve alrededor del Sol, de manera que, si se corrige por su movimiento, se encuentra un período de rotación, respecto de las estrellas fijas, de unos 25,5 días, a una latitud de 15°. Puesto que el Sol no gira como un cuerpo rígido, el período depende de la latitud.

Manchas solares (NASA)    Corona solar (NASA)

La actividad de manchas solares presenta máximos y mínimos con un período, llamado ciclo solar, de 11 años. En el mínimo, el número de manchas puede incluso anularse, y, en el máximo, llega hasta unas 150. En este último caso, las manchas suelen estar agrupadas. En realidad, el ciclo de 11 años es la mitad de un ciclo de 22 años, si se tiene en cuenta la polaridad y alineamiento del campo magnético, en pares de manchas.

En el Sol, ocurre una gran cantidad de eventos. Uno de los más interesantes es el que se conoce como destello, fulguración o flare. Consiste en un breve destello de luz, cerca de un grupo de manchas. Asociado con esta emisión que es en el visible, se registran emisiones en rayos cósmicos, rayos X, radiación ultravioleta y ondas de radio.  

Cuando los fenómenos luminosos de la cromosfera y la fotosfera se presentan en el limbo solar se observan prominencias.

Prominencia solar (NASA)

Otro fenómeno interesante es la eyección de masa coronal, que se trata de una nube de plasma que es eyectada a muy alta temperatura y se aparta de la fotosfera con gran velocidad y cuando se enfría vuelve a caer. 

En muchas estrellas se ha detectado la presencia de manchas y también, recientemente, se ha encontrado un ciclo similar al solar.

El interior de las estrellas no se conoce tan bien cuanto la atmósfera de algunas estrellas. Ni siquiera conocemos al Sol con un cierto grado de confiabilidad.

En los modelos de la estructura del Sol, que aquí representaremos en forma muy simplificada, la energía que se produce en el núcleo es transportada primero por radiación para luego llegar, por convección, a la superficie. Cuando esta se calienta irradia ondas electromagnéticas, o sea que cambia la forma de transporte por la de radiación y produce luz.

En general, el interior de la estrella va a depender de su masa. En los dibujos siguientes la masa está expresada en unidades de la masa solar. En los dibujos parciales (a), (b), (d) cada estrella está dibujada a la izquierda a la misma escala. También el dibujo parcial (c) está a la misma escala. En (a) y (d) los modelos estelares están representados también a escala diez veces mayor para mostrar más claramente la estructura interna; en el dibujo parcial (b) sólo se ha ampliado la zona interior que queda en amarilla a la izquierda. Los tres sectores representan composición química (abajo), generación de energía (arriba a la izquierda) y transporte de energía (arriba a la derecha). Los puntos del sector inferior muestran las regiones en las que los elementos químicos conservan las proporciones originales. Vemos que domina todavía en todos los modelos la mezcla original rica en hidrógeno. Las regiones brillantes del sector superior izquierdo muestran dónde las reacciones nucleares liberan energía. Las flechas onduladas del sector superior derecho muestran dónde se transporta energía al exterior mediante radiación, las zonas nebulosas muestran dónde se transporta por convección.

Parámetros astrofísicos de las estrellas

Los parámetros más importantes de las estrellas son:

a)      magnitud aparente: (que ya se vio en la primera lección) es el brillo aparente de la estrella tal como lo percibe el ojo, de tal manera que las estrellas más brillantes son de magnitud más pequeña que las de menor brillo.

b)      color: dado que el brillo de una estrella depende de en qué rango de longitudes de onda se la observa, tendremos diferentes magnitudes según la región espectral. La diferencia de magnitudes en distintas regiones del espectro, da una idea del color de la estrella.

c)      magnitud absoluta: es la magnitud aparente que ve un observador a una distancia de 10 pc (32,6 años luz) del objeto en cuestión.

d)      luminosidad: es la intensidad de emisión en todas las longitudes de onda, en unidades logarítmicas. Están en el rango comprendido entre 10^-4 y 10⁴ veces el flujo de energía del Sol, que es 3,9 10³³ erg seg^-1.

e)      temperatura efectiva: es la temperatura que se obtiene de asumir que la estrella irradia como un cuerpo negro, o sea que sólo irradia, no refleja luz. Las temperaturas efectivas de las estrellas se encuentran normalmente entre 1000 K y 50000 K.

f)        masa: de un modo simplificado, podríamos decir que es la cantidad de materia que compone la estrella. Las masas de las estrellas van de 0,1 a 100 masas solares (2 10³⁰ Kg) aproximadamente

g)      radio: es el tamaño efectivo de la estrella, o sea la mitad de su diámetro fotosférico. Los radios de las estrellas oscilan entre 0,01 y 200 radios solares (6,96 10⁷ m).

h)      gravedad superficial: es el valor de la aceleración de la gravedad en la superficie de la estrella.

i)    distancia: la distancia es otro parámetro importante y se mide en parsecs o en años luz.

Algunos de estos parámetros son de obtención observacional, otros se obtienen combinando los primeros.

Volver al principio

Radiación estelar

Se sabe, a partir de los experimentos físicos que los gases generalmente producen un espectro de líneas de emisión, tal como ocurre en el caso del hidrógeno, por ejemplo, en la región visible, las líneas de la serie de Balmer (H-alfa, H-beta, H-gamma, etc.). Sin embargo, esta regla no se aplica a las estrellas a pesar de ser, ellas, cuerpos gaseosos. Un espectro puro de emisión puede ocurrir sólo si los átomos del gas pueden vibrar libremente, esto es cuando la densidad es tan poca que las colisiones entre átomos no ocurren frecuentemente. Pero en las estrellas, excepto en las capas más externas, la densidad del gas es tan alta que la radiación es similar a la de un cuerpo sólido o líquido, lo que resulta en un especto continuo. Estableciendo el pico de intensidad en el continuo o su rango completo de valores se puede establecer la temperatura de la superficie estelar, por medio de la ley de Planck, o la ley de Stefan-Boltzmann, respectivamente. Se obtienen valores algo diferentes dependiendo del método y el rango espectral utilizado. 

El lector puede referirse a cualquier texto de astrofísica para entender los detalles de la diferencia entre temperatura efectiva, de radiación y color. Lo que es importante señalar es que las leyes mencionadas son sólo realmente válidas para un cuerpo negro; es decir, para un cuerpo teórico que tiene la propiedad de absorber toda radiación que recibe. Ningún cuerpo natural satisface estrictamente esta condición, pero las estrellas se comportan de tal modo que el término radiación de cuerpo negro es una primera aproximación realmente útil.

Curvas de Planck.

El hecho que el espectro de una estrella está claramente determinado por su distribución de las líneas de absorción y emisión es importante para esta discusión. Estas líneas sólo se producen en las capas externas, que es en la atmósfera estelar. Las líneas solares de Fraunhofer se forman en la cromosfera o en las capas de inversión, las cuales tienen una extensión vertical muy limitada y que, en los eclipses solares totales, muestran el espectro en emisión. Las líneas de absorción entonces sólo dan información acerca de la composición química de la atmósfera estelar. Es más, el espectro de absorción es fuertemente dependiente de la temperatura, pues cuanto menor sea la temperatura en la superficie estelar, más rico será el espectro en líneas de absorción.

Aún a la temperatura del Sol muchos elementos en la cromosfera están ionizados, por ejemplo el calcio, y los compuestos químicos sólo se encuentra en la atmósfera de las estrellas rojas, por ejemplo, las bandas de absorción de TiO en las variables de largo período. 

En el interior de una estrella no hay, esencialmente, elementos químicos, sólo un gas, constituido de partículas elementales (protones, neutrones y electrones), deuterones y núcleos de helio formados a partir de ellos, y cuantos de radiación, en los cuales están también presentes, en los últimos estadios de la evolución estelar, los núcleos pesados.

Las líneas de emisión se forman siempre fuera de la estrella e indican la existencia de una envoltura gaseosa extensa, cuya luminosidad está primariamente excitada por la radiación de la estrella. Estas envolturas son muy importantes para la explicación de los fenómenos que se encuentran en las estrellas variables. Si la envoltura exhibe temperaturas relativamente bajas (de 15000 a 20000 K), se presentan las líneas de emisión con bajos potenciales de excitación: las líneas de la serie de Balmer del hidrógeno y las líneas del helio neutro (He I). A temperaturas más altas (50000 K y más) se encuentra un espectro de alta excitación con líneas helio ionizado (He II = He+ ) y ionizaciones simples o múltiples de oxigeno, carbono, nitrógeno y hierro (O II, III, ... , C II, III, ... , N II, III, ... , Fe II, III, ...), y otras líneas. Si la densidad del gas es excepcionalmente baja, entonces, adicionalmente a las líneas permitidas aparecen las líneas prohibidas, que son líneas no esperadas a esas temperaturas

La medida de las intensidades relativas de algunas de estas líneas permiten extraer conclusiones acerca de la temperatura y la densidad del gas que emite las líneas.

Las estrellas más frías, si se excluyen algunos objetos que prácticamente sólo radian en el infrarrojo, tienen temperaturas superficiales de sólo 2000 K.

Volver al principio

Espectros estelares

La luminosidad es una medida de la intensidad de brillo o del flujo de energía que irradia la estrella. Esta radiación puede ser descompuesta en diferentes grupos o colores, como el arco iris, que es la descomposición de la luz del Sol en los diferentes colores que la integran. A esa descomposición la llamaremos espectro. Al descomponer la luz encontraremos colores que no pueden ser vistos por el ojo humano. A aquellos colores que puede ver el ojo se los llama espectro visible o visual. Los otros colores son, a partir del lado rojo del espectro, el infrarrojo y las ondas de radio; a partir del lado azul o violeta, están el ultravioleta, los rayos X, los rayos gamma (g) y los rayos cósmicos. Como la luz es, parcialmente, un fenómeno ondulatorio, la diferencia de color está dada por la longitud de onda, que es la distancia entre dos picos de onda. Esta se mide en nanómetros o sea, millonésimos de metro, correspondiendo la menor longitud a los colores más azules, y la mayor, a los más rojos. La siguiente figura nos puede dar una idea de la distribución de la energía en el espectro.

Desde la segunda mitad del siglo XIX el astrónomo jesuita italiano Angelo Secchi (1818-1878), observando los espectros de las estrellas a través de un prisma de vidrio, notó que éstas presentaban características diferentes según las temperaturas superficiales de las propias estrellas. Las temperaturas, a su vez, están en estrecha relación con el color de las estrellas: las más calientes emiten una luz blanco-azul y las más frías una luz rojo-oscura. Nuestro Sol, que tiene una temperatura intermedia entre estos dos extremos, emite, como es sabido, una luz de color preponderantemente amarillo. Por lo tanto, Secchi apuntó las bases de la clasificación espectral que, en sus líneas esenciales, aún se sigue. Luego Antonia C. Maury (1866-1952) percibió que existían importantes semejanzas entre los espectros de diversas estrellas e hizo una clasificación con letras que se corresponden con la temperatura de la superficie de la estrella.

Las estrellas están divididas en 10 clases espectrales, a cada una de las cuales se le asigna una letra del alfabeto en esta sucesión: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. A las primeras letras corresponden las estrellas más calientes, caracterizadas por los espectros más simples; a las últimas, las más frías, espectros de creciente complejidad. Las estrellas supercalientes, llamadas de tipo Wolf Rayet por el nombre de los astrónomos que las estudiaron, son indicadas con la letra W y a veces asociadas a la O, a la cabeza de la sucesión. Como en cada clase espectral, es decir, en cada letra, existen diferentes variedades de estrellas, se ha creado también para cada letra, una posterior división en 10 tipos espectrales. 

Los criterios de clasificación están basados en las abundancias relativas de los diferentes átomos y moléculas, dadas sus líneas o bandas de emisión o absorción.

Volver al principio

Magnitud aparente y absoluta y otros parámetros de las estrellas

Magnitud aparente

En 1850, el astrónomo inglés Norman R. Pogson (1829-1891) propuso una escala fija para magnitudes estelares que, a partir de allí, ha sido adoptada.

En esta escala, la primera magnitud estándar se fija como la correspondiente a una fuente 100 veces más intensa que otra cuyo brillo equivaldría a la sexta magnitud.

En general, la relación que liga la escala lineal de intensidades (i) con la de magnitudes (m) puede expresarse matemáticamente así:
m = -2,512 log i
que es la llamada ley de Pogson.

Esto nos dice que la escala de magnitudes es la inversa-logarítmica de la de intensidades,  lo que significa que a mayor brillo, menor magnitud

Distancia

Otro parámetro importante de las estrellas es la distancia que se obtiene realizando mediciones precisas de sus coordenadas, en diferentes posiciones de la Tierra en su órbita alrededor del Sol.

Al ángulo se lo denomina paralaje. Cuando una estrella tiene una paralaje de 1” se dice que la distancia es de 1 parsec (pc).

Magnitud absoluta

Cuando se calcula el brillo aparente, a una determinada distancia igual para todas las estrellas (10 parsecs), la magnitud obtenida se llama magnitud absoluta.

M = m + 5 – 5 log d

La magnitud absoluta nos indica la clase de luminosidad de la estrella.

Colores

Las magnitudes estelares muestran diferencias si se las mide en diferentes longitudes de onda, precisamente porque las estrellas presentan una distribución de energía de acuerdo a sus curvas de Planck a las que se hizo referencia en el ítem radiación estelar. Y esto se complica aún más si difiere la sensibilidad de los receptores utilizados. Para el ojo, la máxima respuesta está aproximadamente en los 540 nm () y para una placa fotográfica no sensibilizada está en alrededor de 430 nm (). Ambos valores pueden variar de caso a caso: para las placas fotográficas como resultado de la sensibilización, donde se obtiene un aumento en la respuesta total debido a una extensión del límite de longitud de onda de la región espectral cubierta por la película.

En el caso del ojo, puede variar debido a las diferencias entre los individuos. Una consecuencia de esto es que una estrellas roja es, en general, más brillante visualmente que fotográficamente; mientras que para las estrellas azules esta situación se revierte. Las magnitudes obtenidas fotográficamente por medio de cierta sensibilización y filtros para aproximarse a la sensibilidad normal del ojo se clasifican como fotovisuales (). Comparando placas tomadas en diferentes regiones espectrales es fácil determinar el color de una estrella, lo cual es, a menudo, de gran importancia en el caso de las variables. Las magnitudes bolométricas se relacionan con la radiación total, que es la radiación en todas las regiones del espectro electromagnético. Como se ha visto que la atmósfera terrestre es sólo transparente en ciertas regiones del espectro, la determinación delas magnitudes bolométricas involucra ciertas dificultades. 

La diferencia de magnitudes entre las magnitudes fotográfica y visual mencionadas, -, es llamado índice de color internacional (CI). Es positivo para las estrellas amarillas y rojas, y negativo para las estrellas extremadamente calientes y azules. En la práctica, se usan muchas otras bandas espectrales, por ejemplo aquellas designadas U (ultravioleta), B (azul), V (visual), G (verde), R (rojo), e I (infrarrojo cercano). El sistema UBV, en particular, y también el sistema RGU, sirven para distinguir el color de una estrella y la distribución de energía en su espectro. Siguiendo a la banda infrarroja I en el infrarrojo medio y lejano están la bandas J, K, L, M, N, y Q (la última se extiende hasta una longitud de onda de 22 micrones).

El índice de color del sistema UBV que se obtiene de restar de la magnitud B la V, y se simboliza B-V, es, hoy, uno de los indicadores más usuales.  

Volver al principio

Diagramas de estado evolutivo

Así, teniendo en cuenta las propiedades mencionadas con anterioridad, las estrellas pueden clasificarse por magnitud absoluta y temperatura (o color, tipo espectral, etc.) y además según su clase de luminosidad. 

Ejnar Hertzprung y Henry Norris Russell llevaron esta clasificación a un gráfico que representa el estado evolutivo de las estrellas, y es conocido como diagrama H-R. 

El diagrama H-R es una estructura bidimensional: en las abscisas se representa la clase espectral (o temperatura superficial), mientras que en las ordenadas  se representa la luminosidad (o la magnitud absoluta).

La imagen muestra el diagrama H-R para las estrellas más brillantes y cercanas. 

En el se distinguen las regiones correspondientes a las clases de luminosidad y, justamente en las zonas intermedias de estas regiones, es donde aparecen muchísimas estrellas cuyo brillo no permanece constante, que son el objeto de nuestro estudio:

Volver al principio