Cursos de Extensión en Astronomía y Astrofísica
Astronomía Básica – 2007/2
Las Magnitudes
Estelares
Contenido:
La Luz
La Escala de Magnitudes Estelares
Tipos Espectrales básicos
Paula Andrea Ortiz Otálvaro
Astronomía Básica – 2007/2
Última actualización: septiembre 14 de 2007
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LAS ESTRELLAS
¿Qué son?
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Las estrellas
 Una estrella es una gran cuerpo celeste de forma
casi esférica, compuesto de gases que están a
altas temperaturas internas, y que está compuesta
fundamentalmente por hidrógeno y helio.
 Para los astrónomos ha sido muy importante
conocer información acerca
de la masa, luminosidad,
temperatura y
composición química
de las estrellas
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LA ESCALA DE MAGNITUDES
… Todo comenzó en la antigua Grecia, con el
astrónomo Hiparco, quien inventó un sistema para
denotar el brillo de las estrellas.
Este sistema llamado “La escala de magnitudes”
consiste en asignar un número dependiendo de
cuán brillante se vea una estrella.
 BRILLO
Es la cantidad de energía por unidad de área (m2)
por unidad de tiempo.
Es la cantidad de energía que nos llega de una
estrella.
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 En el siglo XX los astrónomos definieron una
escala de magnitudes más precisa. La redefinieron
de tal manera que una diferencia de magnitud de 1
corresponda a un factor de 2.512 en la energía.
Por ejemplo: se necesitan 2.5 estrellas de tercera
magnitud para tener la misma cantidad de luz que
se recibe de una estrella de segunda magnitud
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La Escala de Magnitudes
 A estas magnitudes se les llama magnitudes
aparentes porque describe cuán brillante un objeto
aparece para un observador en la Tierra. Es
decir, la magnitud aparente es la medida de la
energía que llega a la Tierra.
 No se refiere al brillo real de las estrellas. Una
estrella que aparece muy débil en el cielo puede
ser realmente muy brillante pero que está
extremadamente lejos
 Entonces para determinar el verdadero brillo de un
objeto en el cielo primero se debe saber cuán lejos
se está de él.
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Paralaje
 Es el desplazamiento aparente de un objeto observado
debido a un cambio en el lugar de observación
 A medida que la Tierra orbita el sol, las estrellas más
cercanas parecen moverse sobre el fondo de las más lejanas
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La Escala de Magnitudes
Entonces para tener una magnitud menos relativa a
nuestra posición desde la Tierra se definió la
magnitud absoluta
 La magnitud absoluta de una estrella es la
magnitud aparente que una estrella tendría si se
ubicara a una distancia exacta de 10 parsecs
desde la Tierra
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La Escala de Magnitudes
 Ley del inverso al cuadrado
El brillo aparente de una fuente de luz es
inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia entre la fuente y el observador.
 Los astrónomos utilizaron esta ley y derivaron una
ecuación que relaciona: la magnitud aparente (m),
la absoluta (M) y la distancia (d) de una estrella
desde la Tierra. Así se puede obtener M
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Si las estrellas están tan lejos
cómo podemos conocer sus
propiedades físicas y químicas?
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El conocimiento de las estrellas y las
galaxias viene del estudio de la luz que
llega a la Tierra proveniente de esos
lugares distantes
Pero … Qué es la luz?
Galileo  Velocidad
Newton  Prisma 
Espectro
• La luz blanca es una
mezcla de todos los
colores
• Se compone de
diminutas partículas
indetectables
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Huygens  La luz viaja en forma de ondas y no
como partículas.
Qué son las ondas?
Las ondas son una perturbación periódica de
alguna propiedad de un medio, que se propaga a
través del espacio transportando energía.
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Y sus componentes…
 Frecuencia: Número de crestas que
pasan por un punto dado en un
segundo
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 Thomas Young lo confirmó
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 Y llegó Maxwell…
Demostró que los efectos eléctricos y
magnéticos deben viajar a través del espacio en
forma de ondas
Velocidad: 3 x 108 m/s
La luz consiste en campos eléctricos y
magnéticos perpendiculares que oscilan
Radiación electromagnética!!!
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EL ESPECTRO
ELECTROMAGNÉTICO
 Serie de colores
semejante a un arco
iris que se produce al
dividir una luz
compuesta como la luz
blanca en sus colores
constituyentes.
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El concepto de luz que utilizamos se refiere a todo el
espectro electromagnético
La radiación ultravioleta o infrarroja son formas de luz con
longitudes de onda que no son detectadas por el ojo humano
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Análisis Espectral
 Entonces nació la técnica del análisis espectral
gracias al diseño y la construcción de un
espectroscopio, que es un aparato mediante el
cual se amplifica y examina el espectro de una
muestra; y al descubrir que cada elemento químico
produce su patrón característico de líneas
espectrales
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 Espectroscopios: son los aparatos para observar
visualmente un espectro.
 Espectrógrafos: son los que sirven para observar y
registrar un espectro fotográficamente.
 Espectrofotómetros: son los empleados para medir
la intensidad de las diferentes partes del espectro.
 IMPORTANTE:
La distancia a la que puede situarse un
espectroscopio de la fuente de luz es ilimitada.
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Espectro Solar
Fraunhofer descubrió finas líneas oscuras: las líneas
espectrales
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Lo que se observa experimentalmente…
 Los átomos en un gas extraen luz de longitudes de
onda muy específicas de la luz que pasa a través
suyo
 Las líneas espectrales de un elemento particular
corresponden a las diferentes transiciones de los
electrones entre niveles de energía permitidos en
átomos de ese elemento
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 Debido a la experiencia en el manejo de los
espectros, Kirchhoff formuló unas leyes
importantes del análisis espectral:
Un objeto caliente emite un espectro continuo:
un arco iris completo de colores sin ninguna
línea espectral.
Cuando un espectro continuo se ve a través de
algún gas caliente, aparecen las líneas
espectrales (líneas de absorción) en él.
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ESPECTRO ESTELAR
 Después de la clasificación hecha por Hiparco de
magnitudes aparentes, se tiene una clasificación
moderna a través del tipo espectral.
 Para ello hay dos catálogos diferentes:
Catálogo de HenryDraper HD (Hardvard)
Catálogo del Obdervatorio Yerkes
 Los tipos espectrales tienen una secuencia de
temperatura y son: O B A F G K M
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Clase
Temperatura
Color
Masa
Radio
Luminosidad
Líneas de absorción
O
28 000 - 50 000 °C
Azul
60
15
1.400.000
Nitrógeno, carbono,
helio y oxígeno
B
9 600 - 28 000 °C
Blanco azulado
18
7
20.000
Helio, hidrógeno
A
7 100 - 9 600 °C
Blanco
3,1
2,1
80
Hidrógeno
F
5 700 - 7 100 °C
Blanco amarillento
1,7
1,3
6
Metales: hierro, titanio,
calcio, estroncio y
magnesio
G
4 600 - 5 700 °C
Amarillo (como el Sol)
1,1
1,1
1,2
Calcio, helio,
hidrógeno y metales
K
3 200 - 4 600 °C
Amarillo anaranjado
0,8
0,9
0,4
Metales y óxido de
titanio
M
1 700 - 3 200 °C
Rojo
0,3
0,4
0,04
Metales y óxido de
titanio
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Clases de luminosidad
 Estrellas con la misma temperatura pueden tener
tamaños muy diferentes, lo que implica
luminosidades muy diferentes.
Clase
Descripción
Ia
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Supergigantes Luminosas
Ib
Supergigantes
II
Gigantes luminosas
III
Gigantes
IV
Sub-gigantes
V
Enanas (Sol)
VI
Sub-enanas
VII
Enanas blancas
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LOS COLORES DE LAS
ESTRELLAS
Después de notar las diferencias de magnitudes que
existen entre las estrellas, se puede observar que
también existen diferencias en sus colores.
¿Por qué?
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LA TEMPERATURA
 La energía radiada por un cuerpo depende de su
temperatura:
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 Joseph Stefan 1879:
Flujo de energía: energía emitida por 1 cm2 de la
superficie de un objeto:
E  T
  5 . 67  10
5
erg cm
2
K
4
4
s
1
 Esto se cumple para un “cuerpo negro”: cuerpo que no
refleja nada de la luz que recibe, toda la absorbe.
Entonces su flujo de energía depende sólo de la
temperatura.
 Las estrellas se comportan como un cuerpo negro
(Absorben eficientemente toda la radiación que les llega
de afuera)
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 Wilhelm Wien 1893:
La longitud de onda dominante de la radiación
emitida también depende de la temperatura:
 max 
0 . 29
T
Un objeto a “temperatura ambiente” (300 K) emite
principalmente en infrarrojo
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Conclusiones importantes
 El color de una estrella está directamente asociado
con su temperatura superficial
 El máximo de intensidad de una estrella fría está
en longitudes de onda largas (la estrella se ve roja)
 Para estrellas calientes es al contrario: se ven
azules.
Es decir …
Mientras más caliente sea un objeto, más
corta es la longitud de onda dominante de
la radiación electromagnética.
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Johnson UBV
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Fotometría fotoeléctrica
 Para determinar adecuadamente el color de las
estrellas se desarrolló esta técnica.
 Mediante filtros UBV:
Ultravioleta
Azul
Visible
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 Para hacer la fotometría el astrónomo dirige el
telescopio hacia una estrella y mide la intensidad
de la luz que pasa a través de cada uno de los
filtros.
 Con este proceso se obtienen 3 magnitudes
aparentes: U, B y V y luego son comparadas:
 Índices de color: (B-V) y (U-V)
Dice cuánto más brillante es una estrella en una
longitud de onda que en otra.
… Además habla de su temperatura superficial!!!
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Ejemplos
V
B
 Regulus (αLeo):
1.36
1.25 0.89 -0.11
 Altair (α Aql):
0.77
0.99
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U
(B-V)
1.07 0.22
(U-B)
- 0.36
0.08
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DIAGRAMA HERTZSPRUNGRUSSELL
 Cada punto
representa una
estrella cuyas
magnitudes absolutas
y tipo espectral han
sido determinados (se
relaciona con la
temperatura)
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DIAGRAMA H-R
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 Bellatrix:
(B-V)
-0.23
(U-B)
-0.87
 Elnath:
-0.13
-0.49
 Megrez:
+0.08
+0.07
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