Una pregunta que muchas personas hacen a los astrónomos es: «¿Cómo saben ustedes tanto sobre el universo?»Cuando hablo de las estrellas, galaxias, sus tamaños, temperaturas, etc., Me preguntan con frecuencia cómo miden todo esto. Bueno, esa es la belleza de la física. En física, tenemos que inventar nuevas formas de resolver un problema y comprender mejor el funcionamiento del cosmos. En este artículo, les mostraré cómo los astrofísicos miden la temperatura de estrellas que están a billones de kilómetros de distancia.
Los astrofísicos utilizan varias técnicas indirectas de medición de temperatura. Echemos un vistazo a algunos de ellos uno por uno.
Ley de desplazamiento de Viena:
La ley de desplazamiento de Viena se refiere al espectro de radiación de un cuerpo negro. De acuerdo con esto, la curva de radiación de cuerpo negro para diferentes temperaturas alcanzará un pico en diferentes longitudes de onda que son inversamente proporcionales a la temperatura. Utilizando esta relación inversa entre longitud de onda y temperatura, se pueden estimar las temperaturas de las estrellas.
Sin embargo, esto solo es aplicable a estrellas con espectros que se aproximan mucho al de un cuerpo negro. Además, los espectros calibrados de flujo de la estrella en cuestión también deberían estar disponibles. Sin embargo, este método no da resultados precisos, ya que las estrellas no son cuerpos negros perfectos.
La ley de Stefan:
Otra ley que se puede aplicar para medir la temperatura de las estrellas es la ley de Stefan. Cubrimos esta ley en detalle en la serie Fundamentos de Astrofísica. La ley de Stefan–Boltzmann describe el poder irradiado de un cuerpo negro en términos de su temperatura. De acuerdo con esta ley, la potencia de calor radiante total emitida desde una superficie es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta. L = 4πR2σT4 . Aquí σ es la constante de Stefan-Boltzmann, L es la luminosidad, R y T son el radio y la temperatura de la estrella en cuestión.
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Al principio, medimos el flujo total de luz proveniente de la estrella. Luego, combinando estos factores, los científicos estiman la luminosidad. Y usando interferómetros, se puede encontrar el radio de una estrella. Finalmente, la temperatura se mide tapando todos estos términos en la fórmula de Stefan. El factor limitante aquí es la dificultad para medir los radios de las estrellas más grandes o más cercanas. Así que las mediciones existen solo para unos pocos gigantes y unas pocas docenas de estrellas cercanas de secuencia principal. Sin embargo, estos actúan como los calibradores fundamentales con los que los astrofísicos comparan y calibran otras técnicas.
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Por análisis de espectro de una Estrella:
Sabemos que los átomos/iones tienen diferentes niveles de energía. Y, la población de estos niveles depende de la temperatura. Los niveles más altos se ocupan a temperaturas más altas y viceversa para niveles más bajos. Las transiciones entre niveles pueden dar lugar a la emisión o absorción de luz a una longitud de onda determinada, dependiendo de la diferencia de energía entre los niveles en cuestión. Por lo general, una estrella es más caliente por dentro y más fría por fuera. Las capas más frías y superpuestas absorben las radiaciones que salen del centro de la estrella. Esto da como resultado líneas de absorción en el espectro que obtenemos.
El análisis del espectro consiste en medir las fuerzas de estas líneas de absorción para diferentes elementos químicos y diferentes longitudes de onda. La fuerza de una línea de absorción depende principalmente de la temperatura de la estrella y de la cantidad de un elemento químico en particular. Sin embargo, varios otros parámetros como la gravedad, la turbulencia, la estructura atmosférica, etc., también puede influir en él. Este método proporciona mediciones de temperatura con una precisión de hasta + / -50 grados Kelvin.
Relación Color – Temperatura:
Otro método para medir la temperatura de las estrellas es analizando su color. Aunque todas las estrellas parecen blancas, tienen diferentes colores cuando se observan cuidadosamente. Las variaciones son el resultado de su temperatura. Las estrellas frías aparecen rojas, y las calientes son azules. Medimos el color de una estrella con un instrumento llamado fotómetro fotoeléctrico.
Esto implica pasar la luz a través de diferentes filtros y encontrar la cantidad que pasa a través de cada filtro. Las mediciones del fotómetro se convierten a temperatura utilizando escalas estándar. Este método es beneficioso cuando un buen espectro de una estrella no está disponible. Los resultados obtenidos en este método son precisos hasta +/- 100-200 K. Sin embargo, este método da resultados pobres para estrellas más frías.
Cada uno de los métodos mencionados anteriormente tiene sus ventajas y limitaciones. Aun así, los astrofísicos de todo el mundo usan ampliamente estos métodos, y terminan dando resultados satisfactorios.
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Editora de ‘Los Secretos del Universo’, he completado mi Maestría en Física en la India y pronto me uniré al Instituto de Ciencias Espaciales de Barcelona para realizar mis estudios de doctorado sobre Exoplanetas. Me encanta escribir sobre una gran cantidad de temas relacionados con las ciencias planetarias, la astrofísica observacional, la mecánica cuántica y la física atómica, junto con los avances que tienen lugar en la industria espacial.