Teoria de atmosferas estelares

TEMA 1 - PARÁMETROS FUNDAMENTALES DE UNA ATMÓSFERA ESTELAR.

1. Introducción.

Una estrella se forma a partir del medio interestelar, (polvo y gas). Por tanto, se podría decir que su masa y composición química quedan fijadas desde su formación (Aunque en realidad algo de masa se puede perder en los primeros estadios de su formación).
Como sabemos las estrellas tienen temperaturas quevan desde los 3000K a los 40000K, lógicamente con estos valores la materia se encuentra en estado gaseoso.
Los astrofísicos definen la atmósfera estelar como aquellas capas de la estrella de las que recibimos la radiación. Es por tanto la zona de la cual obtenemos información directa.
Los fotones que recibimos de una estrella no son los que provienen de sus capas internas. Toda la radiaciónoriginada en el interior ha sido absorbida múltiples veces por los átomos de estas capas y emitidos finalmente por los átomos de la atmósfera estelar.
Para delimitar el ancho de la atmósfera estelar se toma el convenio de considerar aquella en la cual la profundidad óptica es la unidad y por tanto la radiación queda disminuida en un factor “e”, es decir, sólo nos llega un tercio de la radiaciónsiendo absorbida el resto. Este espesor suele ser de unos 100 Km y para las estrellas más calientes de la secuencia principal de unos 1000 Km. Para hacerse una idea el espesor de la atmósfera estelar es, en comparación, mucho más delgada que la piel de una manzana.
Por tanto parece claro que debemos hacer un sofisticado estudio de la luz estelar para obtener toda la información posible.
Paraello nos valdremos de tres parámetros fundamentales , temperatura, composición química y valor de la gravedad en la superficie. Este último engloba de modo implícito a la masa y a radio (muy dificiles de calcular) ya que : g = GM/R2. go = 274 ms-1.

2. Temperatura.

La temperatura caracteriza la radiación energética. Existen diferentes conceptos de temperaturas, pero todas ellas coinciden enequilibrio termodinámico.
- Temperatura efectiva : Suponemos que la estrella radia como un cuerpo negro. Esto es, obtenemos la temperatura que tendría que tener un cuerpo negro para poder radiar la misma cantidad de energía que la estrella.

T4 = B(T)

Donde B es la función de Boltzmann. Este flujo debe ser el mismo que el recibido en la superficie de modo que: (=5.6710-5ergcm-2K-4s-1)

Fsup = Te4 = B(T) (1.1)

- Temperatura de Wien : La distribución relativa de energía también puede ser usada para determinar una temperatura, este es el caso de la temperatura de Wien, de nuevo suponiendo que la estrella emite como un cuerpo negro sería la temperatura a la que se produce el máximo de radiación. Se obtiene derivando la función de Boltzmann.

maxT = 0.289 cmK (1.2)

-Temperatura de brillo :

Fobs = (R/d)2 Fsup = (R/d)2F+ (1.3)

Si el flujo es igual al de un cuerpo negro entonces se cumplirá que para cualquier :

Fobs = (R/d)2 B(Tb) (1.4)

- Temperatura de color : Se toma un intervalo de longitudes de onda y se vuelve a igualar a un cuerpo negro.

F1obs = B1(T) = 25 (ehc/2kT - 1 ) (1.5)
F2obs = B2(T) = 15 (ehc/1kT - 1 )m1-m2 = -2.5 log F1obs/ F2obs + cte (1.6)

- Temperatura cinética : Representa la agitación de las moléculas de un gas. Se podría considerar a esta como la temperatura real pues es la que describe el movimiento de las partículas correctamente, sin embargo debemos considerar todas la temperaturas igual de válidas.

mv2/2 = 3kTk (1.7)

- Temperatura de excitación : Esla temperatura necesaria para que un átomo se excite y produzca líneas de absorción. Se obtiene a partir de la ecuación de Boltzmann, que veremos en el capítulo siguiente.

- Temperatura de ionización : La misma situación anterior, sólo que en este caso la temperatura debe conseguir ionizar el átomo. Esta temperatura se obtiene a partir de la ecuación de Saha.

Como ya hemos dicho...