Cómo se calcula la masa de las estrellas

Como se vio anteriormente en el artículo sobre el cálculo del tamaño de las estrellas, también para calcular su masa los astrónomos se valen principalmente de las binarias eclipsantes o de las binarias en general, dado que son su fuente principal de información o de datos. De ellas, es posible calcular el “peso” de las estrellas y hallar su masa. Como en los sistemas binarios las estrellas están ligadas gravitatoriamente, la fuerza de atracción entre ambos componentes dependerá sólo de de distancia que separe las estrellas y de sus masas.

Para calcular la distancia entre los pares de la binaria, se puede proceder obteniendo su espectro y midiendo la velocidad con que se mueven cada una de las estrellas en su órbita. Luego, obteniendo el período, se calcula finalmente la distancia. Como se vio en el artículo anteriormente citado, el conjunto de las dos medidas de la velocidad orbital y el período permiten hallar el tamaño de la órbita. El principal contratiempo de usar este método es que la mayoría de las binarias eclipsantes están muy cerca la una de la otra. De modo que su interacción gravitatoria es muy intensa llegando al punto de que una de las componentes puede arrancar material de la superficie de la otra. Esto hace que las mediciones tengan un error enorme llegando a hacerlas inviables.

Estrellas de la constelación de Joyero. Crédito ESO. ESO/Y. Beletsky.

Pero hay otros sistemas de estrellas dobles que son factibles de usar para calcular la masa de sus componentes. Son aquellas cuyos miembros están tan alejados entre sí que pueden ser distinguidos como puntos independientes (porque las binarias citadas anteriormente se ven como un solo punto de luz, incluso para los telescopios más poderosos). Este tipo de sistema de dos estrellas, donde sus miembros se distinguen por separados con los telescopios, se los denomina binarias visuales. 

Nuevamente aquí se puede calcular la masa de las componentes sabiendo la velocidad orbital y el período. Lamentablemente este sistema de medición de la masa no es infalible, pues las binarias visuales pueden estar orientadas de cualquier manera con respecto a la Tierra como se indica en el siguiente esquema:

Órbita de un sistema binario visual. 

De modo que como no se conoce a priori la inclinación de la órbita de la binaria visual respecto de la Tierra, primero se tiene que obtener este dato antes de aplicar el cálculo de la masa de los componentes.

Cálculo de la masa de un sistema binario visual usando la velocidad orbital
y el período del sistema.

Las componentes de las binarias visuales están muy separadas entre sí como para que sus órbitas se distorsionen con la interacción gravitatoria excesiva como ocurre en el caso de las binarias de contacto. Pero tienen el inconveniente que se dijo más arriba además de que el período es mucho mayor, y a veces tardan muchos años en completar una revolución. Mientras que las binarias eclipsantes tienen períodos muy cortos, de unos pocos días. Muchas de las binarias visuales que se han descubierto tienen períodos tan largos que todavía no han completado siquiera una órbita desde que fueron descubiertas.

Visto todo lo anterior, calcular la masa de las estrellas no es tarea fácil. Claro que el cálculo aproximado de masas estelares sí que es cosa bastante corriente, pero el cálculo con niveles de error aceptables, no. El cálculo de masas de estrellas fuera de la secuencia principal se hace todavía más complicado. Si se grafican las masas obtenidas de estrellas de la secuencia principal en función de sus magnitudes, se descubre que se disponen aproximadamente de manera lineal. Esta disposición en línea recta representa la relación masa-luminosidad de las estrellas de las cuales se ha podido obtener su masa. Y dado que la región donde se encuentran las estrellas de la secuencia principal del diagrama HR representa una relación de temperatura superficial de las estrellas con su luminosidad, se puede encontrar que la masa de las estrellas de la serie principal, su temperatura de superficie y su luminosidad son todos parámetros relacionados.

Determinación de la masa de una estrella de la secuencia principal 

conociendosu luminosidad

De esta manera se puede estimar la masa (sólo estimar, no calcularla con un grado de error arbitrario) de cualquier estrella que pertenezca a la secuencia principal de la cual se haya calculado su posición en la misma y su brillo como se ve en la imagen superior.