Extinción estelar

Fuente: European Space Agency (ESA/Hubble)

Se suele decir que «nada es lo que parece» y, en el caso del brillo de las estrellas, este dicho es cierto. La razón es que, aunque nos parezca lo contrario, el espacio entre las estrellas no está vacío. Hay grandes cantidades de gas, principalmente hidrógeno, pero también pequeñas partículas de polvo que no detectamos. Estos dos componentes son los culpables de que el brillo de las estrellas no sea el que parece y sobre todo, hace que las distancias a las estrellas no sean las que parecen ser.

El gas que está entre las estrellas tiene valores en torno al cero absoluto, pero en las cercanías de las estrellas toma valores superiores y cercanos a los 100 K (-173,15°C). Esta temperatura se debe a que la radiación emitida por las propias estrellas lo calientan. Hemos comentado que el gas se compone principalmente de hidrógeno, pero gracias a las observaciones pasadas, usando observaciones en el infrarrojo, ultravioleta y radio, e investigaciones más recientes, como las del proyecto ASTROMOL, sabemos que también hay calcio, sodio, etc., pero también moléculas mucho más complejas.

En cuanto al polvo, sabemos que está formado por partículas sólidas, en su mayoría grafitos y silicatos, con tamaños del orden de 0,5 μm (0,0000005m) y formas alargadas.

Este polvo provoca un oscurecimiento de la luz. Es algo muy fácil cuando hay fuertes vientos que levantan mucho polvo. Cuando eso sucede, parece que llega menos luz del Sol y sin embargo llega la misma luz, solo que más oscurecida (y enrojecida)

Tormenta de polvo en Sidney en 2009. (Fuente: Wikipedia, The Wub)

El polvo hace que el brillo se reduzca. Esto quiere decir que la magnitud aparente, en presencia de polvo, es menor y, dado que una de las principales maneras que tenemos de medir las distancias a las estrellas es a través de la medida de su magnitud aparente, su distancia aumenta ya que al parecer menos brillante, podríamos pensar que está más lejos.

La extinción (A) depende del rango espectral en el que se realicen las observaciones. Si las observaciones se hacen en el infrarrojo la extinción será débil, mientras que será mayor en el ultravioleta. Por ejemplo, en el entorno solar, la extinción en el rango visible se estima en 1,5 magnitudes por cada mil parsecs, es decir, cada kiloparsec que nos alejamos del sol, el brillo de una estrella lejana se reduce en 1,5 magnitudes. Esto hace que a la hora de calcular la distancia a esa estrella, estemos cometiendo un error considerable. Y esto solo en las inmediaciones del sistema solar. Si queremos observar estrellas mas lejanas, la contribución de todo el polvo, de la galaxia, y del espacio intergaláctico, es mucho mayor.

La extinción la podemos medir de dos formas. Una sencilla, cuando las distancias son conocidas, y otra un poco más complicada cuando no conocemos la distancia a la estrella.

La sencilla se aplica a estrellas que conocemos su magnitud absoluta (el brillo que tendría la estrella si estuviera a una distancia de 10 parsecs) y su distancia. Se trata de un cálculo sencillo, pero es complicado que podamos utilizarlo ya que lo que nos suele interesar es conocer la distancia de la estrella, así que solo se puede aplicar en contadas ocasiones.

La manera complicada es recurriendo a un parámetro conocido como exceso de color que es la diferencia entre el índice de color observado y el índice de color intrínseco.

El índice de color se define como la diferencia de magnitud observada en el rango del espectro del color azul y la observada en el visible.

De esta forma el índice de color observado sería el que medimos a través de observaciones y el intrínseco lo podemos obtener a través de medidas de otras estrellas del mismo tipo espectral y luminosidad, y que esté cerca de la tierra, que la estrella que queremos medir.

Como una fórmula vale más que 103 palabras, el exceso de color se representa así:

E (B-V) = (B-V) – (B-V)0

Por medio de esta diferencia y conociendo un parámetro (R) que depende de la forma de la curva de extinción (y que es lo realmente complicado de conocer) podemos determinar el valor de la extinción A.

El polvo causante de la extinción estelar se encuentra en casi cualquier parte del universo, pero es más abundante en determinadas zonas conocidas como nebulosas. Si hay objetos en el universo, que llaman realmente la atención por lo bonitos que son, son las nebulosas. Hay de varios tipos, oscuras, de reflexión, de reflexión… pero eso será quizá un tema para otro artículo.

Nota: 1 parsec (pc) equivale a 3,26 años luz o 3,08 x 1016 m. Es una magnitud absurdamente grande y aunque en divulgación y medios de comunicación, se hable de años luz, en astrofísica la unidad de longitud que se utiliza, para distancias superiores al tamaño del sistema solar, es el parsec.

Jorge Bueno

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