¿Cómo encontramos la temperatura exacta de una estrella?

Esta pregunta es muy amplia: existen muchas técnicas para estimar temperaturas, por lo que me limitaré a algunos principios y ejemplos. Cuando hablamos de medir la temperatura de una estrella, las únicas estrellas que realmente podemos resolver y medir están en el universo local; no tienen desplazamientos hacia el rojo apreciables, por lo que esto rara vez es motivo de preocupación. Las estrellas, por supuesto, tienen velocidades en la línea de visión que dan a su espectro un corrimiento hacia el rojo (o hacia el azul). Es un procedimiento razonablemente simple para corregir la velocidad de la línea de visión de una estrella, porque el corrimiento al rojo (o corrimiento al azul) se aplica a todas las longitudes de onda por igual y simplemente podemos cambiar el eje de la longitud de onda para tener esto en cuenta. es decir, volvemos a colocar la estrella en el marco de reposo antes de analizar su espectro.

Gerald ha hablado sobre el espectro del cuerpo negro; de hecho, la longitud de onda del pico de un espectro de cuerpo negro es inversamente dependiente de la temperatura a través de la ley de Wien . Este método podría usarse para estimar las temperaturas de los objetos que tienen espectros que se aproximan mucho a los cuerpos negros y para los cuales están disponibles espectros calibrados por flujo que muestrean correctamente el pico. Ambas condiciones son difíciles de satisfacer en la práctica: las estrellas en general no son cuerpos negros, aunque sus temperaturas efectivas , que es lo que suele citarse, se definen como la temperatura de un cuerpo negro con el mismo radio y luminosidad que la estrella.

La temperatura efectiva de una estrella se mide con mayor precisión (i) estimando el flujo total de luz de la estrella; (ii) obtener una distancia precisa de un paralaje; (iii) combinarlos para dar la luminosidad; (iv) medir el radio de la estrella mediante interferometría; (v) esto da la temperatura efectiva de la ley de Stefan:

$$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^4,$$ donde $\sigma$es la constante de Stefan-Boltzmann. Desafortunadamente, el factor limitante aquí es que es difícil medir los radios de todas las estrellas excepto las más grandes o las más cercanas. Así que existen medidas para unos pocos gigantes y unas pocas docenas de estrellas de secuencia principal cercanas; pero estos son los calibradores fundamentales con los que se comparan y calibran otras técnicas.

Una segunda técnica secundaria importante es un análisis detallado del espectro de una estrella. Para entender cómo funciona esto, debemos darnos cuenta de que (i) los átomos/iones tienen diferentes niveles de energía; (ii) la forma en que se llenan estos niveles depende de la temperatura (los niveles más altos se ocupan a temperaturas más altas); (iii) las transiciones entre niveles pueden resultar en la emisión o absorción de luz en una longitud de onda particular que depende de la diferencia de energía entre los niveles.

Para usar estas propiedades construimos un modelo de la atmósfera de una estrella. En general, una estrella es más caliente por dentro y más fría por fuera. La radiación que sale del centro de la estrella es absorbida por las capas superiores más frías, pero esto ocurre preferentemente en las longitudes de onda correspondientes a las diferencias de nivel de energía en los átomos que absorben la radiación. Esto produce líneas de absorción en el espectro. Un análisis de espectro consiste en medir la fuerza de estas líneas de absorción para muchos elementos químicos diferentes y diferentes longitudes de onda. La fuerza de una línea de absorción depende principalmente de (i) la temperatura de la estrella y (ii) la cantidad de un elemento químico particular, pero también de varios otros parámetros (gravedad, turbulencia, estructura atmosférica).

Cuando no tenga un buen espectro, la siguiente mejor solución es usar el color de la estrella para estimar su temperatura. Esto funciona porque las estrellas calientes son azules y las frías son rojas. La relación color-temperatura se calibra utilizando los colores medidos de las estrellas calibradoras fundamentales. Las precisiones típicas de este método son +/- 100-200 K (más pobres para estrellas más frías).

Las líneas espectrales se producen en longitudes de onda definidas. Por su corrimiento al rojo, puede calcular la velocidad radial (o corrimiento al rojo gravitacional) de la estrella, o el medio absorbente, y por lo tanto la cantidad que debe cambiar la radiación del cuerpo negro para obtener la temperatura de la superficie (y la velocidad radial de un posible absorbente). medio entre la estrella y la Tierra).

Ejemplo esquemático : suponga que mide los siguientes dos espectros estelares y puede identificar la línea de emisión espectral H-alfa típica . Esta línea debe estar en 565.3 nm:

En el segundo espectro, H-alfa está en la posición correcta: sin corrimiento al rojo. En el primer espectro, está desplazado hacia el rojo (hacia una longitud de onda más larga).

Aunque la intensidad medida puede ser la misma en otras partes del espectro, sabrá que el primer espectro es de una estrella más caliente, ya que la intensidad máxima (además de la línea H-alfa) queda (hacia el azul) de la H- longitud de onda alfa, mientras que la intensidad máxima en el segundo espectro está a la derecha (hacia el rojo) de la línea H-alfa.

Ambas estrellas se verían rojizas, pero la primera es la más caliente y está desplazada hacia el rojo, ya sea debido al efecto Doppler, a la gravedad oa la expansión cósmica.