Estrellitas Maussan

Las Estrellas.

La filosofía aristotélica nos muestra que en la antigüedad los astrónomos pensaban que las estrellas eran inmutables, al igual que los objetos celestes. Hoy día sabemos que las estrellas se forman, evolucionan y dejan de brillar. Estos cambios son difíciles de observar por que se producen muy lentamente, debido a esto se elaboró la teoría de evolución estelar.
Para poderdescribir la estructura interna de las estrellas, su formación y evolución a o largo del tiempo necesitamos una serie de parámetros, los principales son: propiedades de las estrellas, los parámetros estelares, que pueden medirse mediante a observación y que caracterizan los modelos estelares.

PARAMETROS ESTELARES.
Los parámetros principales para definir un modelo estelar, además de acomposición química, son la masa, el radio y la luminosidad. Los dos últimos guardan relación con la temperatura efectiva.
A continuación se comentará un poco de los fundamentos que se utilizan para la medición de estos parámetros, así como sus rangos de variación.

Masas.
Basándose en la tercera de Kepler se determinan las masas a partir de un sistema binario, es decir, dos estrellas giran alrededorde un centro común. El 50% de las estrellas forman parte de sistemas múltiples, es decir, sistemas formados por mas estrellas. En muchos casos no puede llegarse a determinar la masa de cada una de las componentes del sistema binario, sino solo combinaciones de ambas que proporcionan cotas inferiores a las masas individuales.

Luminosidades.
Es la característica mas utilizada para clasificarlas estrellas. Aunque para determinar la luminosidad absoluta se presentan algunos problemas como es la necesidad de conocer la distancia al objeto, no ocurre lo mismo con la luminosidad aparente. Para las estrellas con distancia conocida, determinada a través des paralaje, es posible obtener la luminosidad si se obtiene la aparente.
Hay que recordar que una estrella no emite toda su energía enluz visible por tanto, puede emitirla, además en neutrinos y partículas materiales (viento estelar). Aunque la luminosidad de una estrella varia con el tiempo. Cuando los cambios son grandes y ocurren en intervalos temporales cortos se habla de estrellas variables y se producen durante algunas etapas de la evolución de una estrella.
La zona del espectro electromagnético es independiente de laluminosidad de la estrella y queda determinada por otro parámetro, la temperatura.

Temperatura efectiva.
Se define como la temperatura que debería tener un cuerpo negro con el mismo radio que la estrella para que emitiera la misma luminosidad.
Aunque las estrellas no emitan como cuerpos negros y, por tanto, la ley de Wien no pueda aplicarse con exactitud, las más calientes emiten energíasobre todo en longitudes de ondas cortas, mientras que las más frías lo hacen en longitudes de ondas largas. Si las estrellas son de alta temperatura efectiva muestran un tono azulado, y las estrellas de temperatura efectiva baja se ven rojizas.

Radios.
Para determinarlo se requiere conocer su diámetro angular y la distancia. La medición del diámetro angular resulta ser muy difícil debidoa que es muy pequeño. Los radios pueden medir desde unas decimas de radio hasta más de 1000 R para estrellas gigantes, aunque estrellas compactas, como las de neutrones, pueden tener tan solo unos 10km de radio.

CLASIFICACIÓN ESPECTRAL.
A fines del siglo XIX, Henry Draper inició la labor de clasificar las estrellas según sus líneas espectrales. Hoy en día se utilizan las letras O B A F G K Mpara denotar los diferentes tipos espectrales.
Cuando las líneas espectrales se interpretan en términos de transiciones atómicas, y después que el físico Meghnad N. Saha relacionara la intensidad de las líneas con la temperatura, se establece una relación entre el tipo espectral y la temperatura efectiva de las estrellas. Los tipos espectrales con temperaturas más altas (O y B) se denominan...