19.4: El H-R y las distancias cósmicas
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Comprender cómo se utilizan los tipos espectrales para estimar luminosidades estelares
- Examinar cómo estas técnicas son utilizadas por los astrónomos en la actualidad
Las estrellas variables no son la única manera de estimar la luminosidad de las estrellas. Otra forma involucra el diagrama H-R, que muestra que el brillo intrínseco de una estrella se puede estimar si conocemos su tipo espectral.
Distancias desde tipos espectrales
Tan satisfactorias y productivas como las estrellas variables han sido para la medición de distancias, estas estrellas son raras y no se encuentran cerca de todos los objetos a los que deseamos medir distancias. Supongamos, por ejemplo, que necesitamos la distancia a una estrella que no varía, o a un grupo de estrellas, ninguna de las cuales es una variable. En este caso, resulta que el diagrama H—R puede venir a nuestro rescate.
Si podemos observar el espectro de una estrella, podemos estimar su distancia desde nuestra comprensión del diagrama H-R. Como se discutió en Analizando Starlight, un examen detallado de un espectro estelar permite a los astrónomos clasificar la estrella en uno de los tipos espectrales que indican la temperatura de la superficie. (Los tipos son O, B, A, F, G, K, M, L, T e Y; cada uno de estos se puede dividir en subgrupos numerados). En general, sin embargo, el tipo espectral por sí solo no es suficiente para permitirnos estimar la luminosidad. Vuelva a mirar la Figura\(18.4.1\) en la Sección 18.4. Una estrella G2 podría ser una estrella de secuencia principal con una luminosidad de 1 L Sol, o podría ser una gigante con una luminosidad de 100 L Sol, o incluso una supergigante con una luminosidad aún mayor.
Podemos aprender más del espectro de una estrella, sin embargo, que solo su temperatura. Recuerde, por ejemplo, que podemos detectar diferencias de presión en las estrellas a partir de los detalles del espectro. Este conocimiento es muy útil porque las estrellas gigantes son más grandes (y tienen presiones más bajas) que las estrellas de secuencia principal, y los supergigantes siguen siendo más grandes que los gigantes. Si miramos en detalle el espectro de una estrella, podemos determinar si es una estrella de secuencia principal, un gigante o un supergigante.
Supongamos, para comenzar con el ejemplo más simple, que el espectro, el color y otras propiedades de una estrella G2 distante coinciden exactamente con las del Sol. Entonces es razonable concluir que es probable que esta estrella distante sea una estrella de secuencia principal al igual que el Sol y tenga la misma luminosidad que el Sol. Pero si hay diferencias sutiles entre el espectro solar y el espectro de la estrella distante, entonces la estrella distante puede ser un gigante o incluso un supergigante.
El sistema de clasificación estelar más utilizado divide las estrellas de una clase espectral dada en seis categorías llamadas clases de luminosidad. Estas clases de luminosidad se denotan con números romanos de la siguiente manera:
- Ia: Supergigantes más brillantes
- Ib: Supergigantes menos luminosos
- II: Gigantes brillantes
- III: Gigantes
- IV: Subgigantes (intermedio entre gigantes y estrellas de secuencia principal)
- V: Estrellas de secuencia principal
La especificación espectral completa de una estrella incluye su clase de luminosidad. Por ejemplo, una estrella de secuencia principal con clase espectral F3 se escribe como F3 V. La especificación para un gigante M2 es M2 III. La figura\(\PageIndex{1}\) ilustra la posición aproximada de estrellas de diversas clases de luminosidad en el diagrama H-R. Las porciones discontinuas de las líneas representan regiones con muy pocas o ninguna estrella.
Con sus clases espectrales y de luminosidad conocidas, la posición de una estrella en el diagrama H-R se determina de manera única. Dado que el diagrama traza luminosidad versus temperatura, esto significa que ahora podemos leer la luminosidad de la estrella (una vez que su espectro nos ha ayudado a colocarla en el diagrama). Como antes, si sabemos lo luminosa que es realmente la estrella y vemos lo tenue que se ve, la diferencia nos permite calcular su distancia. (Por razones históricas, los astrónomos a veces llaman a este método de determinación de distancia paralaje espectroscópico, a pesar de que el método no tiene nada que ver con el paralaje).
El método del diagrama H-R permite a los astrónomos estimar distancias a estrellas cercanas, así como algunas de las estrellas más distantes de nuestra Galaxia, pero está anclado por mediciones de paralaje. Las distancias medidas con paralaje son el estándar de oro para las distancias: no se basan en suposiciones, solo en geometría. Una vez que los astrónomos toman un espectro de una estrella cercana por la que también conocemos el paralaje, conocemos la luminosidad que corresponde a ese tipo espectral. Las estrellas cercanas sirven así como puntos de referencia para estrellas más distantes porque podemos suponer que dos estrellas con espectros idénticos tienen la misma luminosidad intrínseca.
Unas palabras sobre el mundo real
Los libros de texto introductorios como el nuestro trabajan arduamente para presentar el material de una manera sencilla y simplificada. Al hacerlo, a veces hacemos un flaco favor a nuestros alumnos al hacer que las técnicas científicas parezcan demasiado limpias e indoloras. En el mundo real, las técnicas que acabamos de describir resultan ser desordenadas y difíciles, y muchas veces dan dolores de cabeza a los astrónomos que duran hasta bien entrado el día.
Por ejemplo, las relaciones que hemos descrito como la relación período-luminosidad para ciertas estrellas variables no son exactamente líneas rectas en una gráfica. Los puntos que representan muchas estrellas se dispersan ampliamente cuando se trazan, y por lo tanto, las distancias derivadas de ellas también tienen una cierta dispersión o incertidumbre incorporada.
Por lo tanto, las distancias que medimos con los métodos que hemos discutido solo son precisas dentro de un cierto porcentaje de error, a veces 10%, a veces 25%, a veces hasta 50% o más. Un error del 25% para una estrella que se estima que está a 10,000 años luz de distancia significa que podría estar entre 7500 y 12,500 años luz de distancia. Esto sería una incertidumbre inaceptable si estuvieras cargando combustible en una nave espacial para un viaje a la estrella, pero no es una mala primera figura con la que trabajar si eres astrónomo atrapado en el planeta Tierra.
Tampoco es la construcción de diagramas H-R tan fácil como se podría pensar al principio. Para hacer un buen diagrama, es necesario medir las características y distancias de muchas estrellas, lo que puede ser una tarea que consume mucho tiempo. Dado que nuestro propio vecindario solar ya está bien mapeado, es probable que las estrellas que los astrónomos más quieran estudiar para avanzar en nuestro conocimiento estén muy lejos y desmayadas. Puede tomar horas de observación para obtener un solo espectro. Es posible que los observadores tengan que pasar muchas noches en el telescopio (y muchos días en casa trabajando con sus datos) antes de obtener su medición de distancia. Afortunadamente, esto está cambiando porque encuestas como Gaia estudiarán miles de millones de estrellas, produciendo conjuntos de datos públicos que todos los astrónomos pueden usar.
A pesar de estas dificultades, las herramientas que hemos estado discutiendo nos permiten medir un rango notable de distancias: paralaje para las estrellas más cercanas, estrellas variables RR Lyrae; el diagrama H—R para cúmulos de estrellas en nuestra propia galaxia y galaxias cercanas; y cefeidas a distancias de 60 millones de años luz. Tabla\(\PageIndex{1}\) describe los límites de distancia y superposición de cada método.
Cada técnica descrita en este capítulo se basa en al menos otro método, formando lo que muchos llaman la escalera cósmica de distancia. Los paralaje son la base de todas las estimaciones de distancia estelar, los métodos espectroscópicos utilizan estrellas cercanas para calibrar sus diagramas H-R, y las estimaciones de distancia RR Lyrae y cefeides se basan en estimaciones de distancia del diagrama H—R (e incluso en una medición de paralaje a un cefeido cercano, Delta Cephei).
Esta cadena de métodos permite a los astrónomos empujar los límites a la hora de buscar estrellas aún más distantes. Un trabajo reciente, por ejemplo, ha utilizado estrellas RR Lyrae para identificar las tenues galaxias compañeras de nuestra propia Vía Láctea a distancias de 300,000 años luz. El método del diagrama H—R se utilizó recientemente para identificar las dos estrellas más distantes de la Galaxia: estrellas gigantes rojas que salen en el halo de la Vía Láctea con distancias de casi 1 millón de años luz.
Podemos combinar las distancias que encontramos para las estrellas con medidas de su composición, luminosidad y temperatura, realizadas con las técnicas descritas en Analyzing Starlight y The Stars: A Celestial Census. En conjunto, estos conforman el arsenal de información que necesitamos para rastrear la evolución de las estrellas desde el nacimiento hasta la muerte, tema al que nos dirigimos en los capítulos que siguen.
| Método | Rango de distancia |
|---|---|
| Parallax trigonométrico | Entre 4 y 30 mil años luz cuando la misión Gaia esté completa |
| RR Lyrae estrellas | Hacia 300,000 años luz |
| Diagrama H-R y distancias espectroscópicas | Hasta 1,200,000 años luz |
| Estrellas cefeidas | Hasta 60,000,000 años luz |
Resumen
Las estrellas con temperaturas idénticas pero diferentes presiones (y diámetros) tienen espectros algo diferentes. Por lo tanto, la clasificación espectral se puede utilizar para estimar la clase de luminosidad de una estrella así como su temperatura. Como resultado, un espectro puede permitirnos identificar dónde se encuentra la estrella en un diagrama H-R y establecer su luminosidad. Esto, con el brillo aparente de la estrella, vuelve a ceder su distancia. Los diversos métodos de distancia se pueden utilizar para verificar uno contra otro y así hacer una especie de escalera de distancia que nos permita encontrar distancias aún mayores.
Glosario
- clase de luminosidad
- una clasificación de una estrella según su luminosidad dentro de una clase espectral dada; nuestro Sol, una estrella G2V, tiene luminosidad clase V, por ejemplo