Cómo se determina la distancia y el brillo de las estrellas para clasificarlas

Es común relacionar la evolución estelar con la evolución de los seres vivos. Es decir, resulta útil la relación entre la Astrofísica Estelar y la Biología. La investigación en estos dos campos del conocimiento comenzó más o menos en el mismo tiempo, en la primera mitad del siglo XIX. La forma de proceder es similar en ambos campos: primero se estudian el mayor número posible de seres vivos y luego se seleccionan las características más importantes y se establece un sistema de clasificación usando estos patrones comunes. Lógicamente, la selección de las características correctas sería el paso más importante y una vez logrado se establece un orden sistemático. Todos los grupos o series de grupos obtenidos al final vendrían a formar el núcleo de la clasificación. Pero hasta aquí no se ha tenido en cuenta la evolución, incluso la clasificación en sí presupone que los objetos no cambian con el tiempo; es decir, las clases de objetos. Sin embargo, tanto en Astrofísica como en biología se encontrarán objetos que no se ajustan a ningún tipo de grupo o clase. Estos objetos singulares son los que realmente enriquecen la clasificación y amplían el conocimiento de las conexiones entre los diferentes integrantes de los grupos o clases.

Aunque hay que aclarar rápidamente que la evolución en Biología y la evolución en Astrofísica, si bien tienen muchas semejanzas, también se separan por caminos diferentes al comenzar a ahondar en la clasificación. La principal diferencia radica que en Biología, la evolución se da en el grupo (especies, géneros) y no en el individuo en sí. 

Las Pleyades. Fuente Wikipedia

Es decir, los diferentes cambios morfológicos y demás de un individuo a lo largo de su vida no se consideran evolución. Mientras que en Astrofísica aplicada a estrellas se considera evolución tanto al cambio de una sola estrella como al cambio de una población estelar. Esa sería la gran diferencia y a continuación se detallarán las características más importantes a tener en cuenta en la clasificación estelar:

Distancia y brillo de las estrellas

Estas dos medidas están íntimamente ligadas. Es muy difícil establecer el brillo intrínseco de una estrella sin conocer la distancia que nos separa de ella. Básicamente, hay dos formas de medir distancias estelares. La primera es por paralaje, usando las estrellas o galaxias de fondo como referencia y tomando dos puntos de medición, por ejemplo el recorrido de la Tierra a lo largo de seis meses. Precisamente la unidad de medición astronómica denominada Pársecs (parallax of one arc second) es la distancia que resulta a una estrella cuando el paralaje da un ángulo de 1 segundo de grado cuando las dos mediciones se hacen a lo largo de una unidad astronómica o 150 000 000 km. El problema es que el cálculo de distancia usando paralaje sirve solamente para estrellas cercanas, cuando se pretende estimar la distancia de estrellas lejanas o habitantes de otras galaxias la cosa se complica. Por ejemplo, una estrella que se encuentre a 300 o 400 A.L (una distancia que indica que esta estrella es una vecina muy cercana del Sol) arroja un paralaje anual despreciable, muy difícil de medir.

El Pársec

Para distancias mayores (donde se hallan la mayoría de las estrellas) se usa otra metodología que es la siguiente: Se busca un tipo específico de estrella, uno que pueda ser reconocido con facilidad y que se sepa su brillo intrínseco por estar ya medido por paralaje, de modo que también se tiene que hallar ese tipo en las inmediaciones solares. De aquí, se supone por extrapolación que todas las estrellas de ese tipo tienen brillos absolutos iguales. Entonces, a partir de aquí, siempre que se encuentre una de estas estrellas se sabrá a qué distancia está porque se conoce su brillo absoluto. Si se ve que la estrella brilla cuatro veces menos que la que se halla en cercanías del Sol, entonces está al doble de la distancia (la potencia de la luz decrece con el cuadrado de la distancia). 

¿Cuáles son estos tipos de estrellas patrón?

Hay varias que se ajustan a esta metodología por poseer brillos intrínsecos muy estables (que es lo que se busca). Por ejemplo las supernovas tipo I y II son ideales para estimar distancias a las galaxias que las alojan por poseer una curva de luz muy característica. También las novas, y las estrellas variables como las Cefeidas. En referencia a éstas, se ve que hay una relación entre el período de variación de la Cefeida y su luminosidad, de modo que puede calcularse la magnitud absoluta de la Cefeida cuando se halla por ejemplo en su máximo de emisión. El aumento de la luminosidad de la Cefeida en relación al período de variación resulta ser compatible con la llamada teoría de la pulsación estelar, la que afirma que la luminosidad de una estrella variable depende del radio de la misma y éste es proporcional al período. De aquí que la relación período-luminosidad de una Cefeida proporcione un método seguro para evaluar la magnitud absoluta de este tipo de estrellas. Entonces, cuando los astrofísicos detectan una Cefeida en una galaxia lejana o en un cúmulo globular de nuestra galaxia y miden su período de variabilidad, de inmediato pueden calcular la distancia a la que se encuentra la estrella y por ende todas sus compañeras de la galaxia o del cúmulo. 

Nebulosa de Orión. Las estrellas muy luminosas son las denominadas de

primer plano y resultan vecinas del Sol. Fuente Wikipedia.

Las estrellas difieren mucho en su brillo intrínseco. Por ejemplo, las estrellas más brillantes son cientos de miles de veces más brillantes que las más tenues. Para hacer estas cifras más aplicables se usa un tipo de medición de brillo estelar denominado magnitud. La magnitud proviene de una escala logarítmica y resulta que aproximadamente una estrella es una magnitud más brillante que otra si su brillo es 2,5 veces mayor. De aquí ahora podemos decir que la diferencia de brillo de las estrellas lleva a una escala de magnitudes de más o menos 28 unidades. 

Naturalmente, las estrellas emiten no sólo radiación visible, sino también ultravioleta, infrarrojo, rayos X… Si se pretende medir todas las características de una estrella se tendrán que tener en cuenta estas otras formas de emisión electromagnética. Para ello se tendrán que tener en cuenta las diferentes constantes de absorbancia de la atmósfera terrestre y de ser necesario se tendrán que poner satélites en órbita para recoger información de una estrella por ejemplo en la parte de rayos X del espectro electromagnético. En el siguiente artículo referente a Clasificación Estelar se tratará el tema de las temperaturas superficiales de las estrellas, sus colores y su espectro característico.

Por Mariano Miguel.

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