Extinción Estelar

Fuente: European Space Agency (ESA/Hubble)

Esta entrada fue publicada con anterioridad en Hablando de Ciencia

Se suele decir que «nada es lo que parece» y, en el caso del brillo de las estrellas, este dicho es cierto. La razón es que, aunque nos parezca lo contrario, el espacio entre las estrellas no está vacío. Hay grandes cantidades de gas, principalmente hidrógeno, pero también pequeñas partículas de polvo que no detectamos. Estos dos componentes son los culpables de que el brillo de las estrellas no sea el que parece y sobre todo, hace que las distancias a las estrellas no sean las que parecen ser.

El gas que está entre las estrellas tiene valores en torno al cero absoluto, pero en las cercanías de las estrellas toma valores superiores y cercanos a los 100 K (-173,15°C). Esta temperatura se debe a que la radiación emitida por las propias estrellas lo calientan. Hemos comentado que el gas se compone principalmente de hidrógeno, pero gracias a las observaciones pasadas, usando observaciones en el infrarrojo, ultravioleta y radio, e investigaciones más recientes, como las del proyecto ASTROMOL, sabemos que también hay calcio, sodio, etc., pero también moléculas mucho más complejas.

En cuanto al polvo, sabemos que está formado por partículas sólidas, en su mayoría grafitos y silicatos, con tamaños del orden de 0,5 μm (0,0000005m) y formas alargadas.

Este polvo provoca un oscurecimiento de la luz. Es algo muy fácil cuando hay fuertes vientos que levantan mucho polvo. Cuando eso sucede, parece que llega menos luz del Sol y sin embargo llega la misma luz, solo que más oscurecida (y enrojecida)

Tormenta de polvo en Sidney en 2009. (Fuente: Wikipedia, The Wub)

El polvo hace que el brillo se reduzca. Esto quiere decir que la magnitud aparente, en presencia de polvo, es menor y, dado que una de las principales maneras que tenemos de medir las distancias a las estrellas es a través de la medida de su magnitud aparente, su distancia aumenta ya que, al parecer menos brillante, podríamos pensar que está más lejos.

La extinción (A) depende del rango espectral en el que se realicen las observaciones. Si las observaciones se hacen en el infrarrojo la extinción será débil, mientras que será mayor en el ultravioleta. Por ejemplo, en el entorno solar, la extinción en el rango visible se estima en 1,5 magnitudes por cada mil parsecs, es decir, cada kiloparsec que nos alejamos del sol, el brillo de una estrella lejana se reduce en 1,5 magnitudes. Esto hace que, a la hora de calcular la distancia a esa estrella, estemos cometiendo un error considerable. Y esto solo en las inmediaciones del sistema solar. Si queremos observar estrellas más lejanas, la contribución de todo el polvo, de la galaxia, y del espacio intergaláctico, es mucho mayor.

La extinción la podemos medir de dos formas. Una sencilla, cuando las distancias son conocidas, y otra un poco más complicada cuando no conocemos la distancia a la estrella.

La sencilla se aplica a estrellas que conocemos su magnitud absoluta (el brillo que tendría la estrella si estuviera a una distancia de 10 parsecs) y su distancia. Se trata de un cálculo sencillo, pero es complicado que podamos utilizarlo ya que lo que nos suele interesar es conocer la distancia de la estrella, así que solo se puede aplicar en contadas ocasiones.

La manera complicada es recurriendo a un parámetro conocido como exceso de color que es la diferencia entre el índice de color observado y el índice de color intrínseco.

El índice de color se define como la diferencia de magnitud observada en el rango del espectro del color azul y la observada en el visible.

De esta forma el índice de color observado sería el que medimos a través de observaciones y el intrínseco lo podemos obtener a través de medidas de otras estrellas del mismo tipo espectral y luminosidad, y que esté cerca de la tierra, que la estrella que queremos medir.

Como una fórmula vale más que 103 palabras, el exceso de color se representa así:

E (B-V) = (B-V) – (B-V)0

Por medio de esta diferencia y conociendo un parámetro (R) que depende de la forma de la curva de extinción (y que es lo realmente complicado de conocer) podemos determinar el valor de la extinción A.

El polvo causante de la extinción estelar se encuentra en casi cualquier parte del universo, pero es más abundante en determinadas zonas conocidas como nebulosas. Si hay objetos en el universo, que llaman realmente la atención por lo bonitos que son, son las nebulosas. Hay de varios tipos, oscuras, de reflexión, de reflexión… pero eso será quizá un tema para otro artículo.

Nota: 1 parsec (pc) equivale a 3,26 años luz o 3,08 x 1016 m. Es una magnitud absurdamente grande y aunque en divulgación y medios de comunicación, se hable de años luz, en astrofísica la unidad de longitud que se utiliza, para distancias superiores al tamaño del sistema solar, es el parsec.

 

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El efecto Blazhko en estrellas RR Lyrae

A los ojos de cualquier persona que mire al cielo nocturno, las estrellas son esos puntitos luminosos que parecen agruparse de determinada manera para representar un objeto, animal, persona o situación: las llamadas constelaciones. Estas agrupaciones no dejan de ser ficticias y fruto de la imaginación, ya que no existe ninguna relación física entre ellas. Las estrellas están a diferentes distancias.

A los ojos de un astrónomo o astrofísico las estrellas son mucho más. Son unas esferas de gas que se mantiene agrupado gracias a la gravedad y que en su interior sufre procesos físicos y químicos fascinantes que en algunos casos han servido para fomentar la imaginación de los investigadores para trabajar en su reproducción en la tierra y conseguir que nuestra vida sea más cómoda.

Sin embargo, a pesar de lo que pudiera parecer, no todas las estrellas son iguales. Ni siquiera una estrella se parece a sí misma en diferentes etapas de su vida. Una forma muy clara de visualizar los diferentes tipos de estrellas es representándolas en un diagrama en función de su luminosidad y su clase o tipo espectral. Es el llamado diagrama Hertzsprung-Russel (H-R).

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Diagrama Hertzsprung-Russel

Además existen ciertas estrellas que tienen alguna particularidad que las distingue del resto a pesar de tener la misma clase espectral. Esto no sólo las hace distintas e interesantes, sino que en muchos casos pueden llegar a ser útiles para algunos propósitos, ya que como dijimos aquí, en astrofísica, la luz lo es todo.

Unos de estos tipos de estrellas interesantes son las RR Lyrae.

Las estrellas RR Lyrae deben su nombre a una estrella tipo conocida como RR Lira, que como su nombre indica se encuentra en la constelación de Lira.

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Posición de RR Lira en la constelación de la Lira. Se puede ver la estrella principal de la constelación (Vega) abajo a la iquierda.

Las RR Lyrae suelen ser estrellas del tipo espectral A al F y se caracterizan por tener variaciones periódicas en su radio. Estas variaciones se denominan pulsaciones radiales e implican variaciones de brillo de 0,2 a 2 magnitudes con un periodo de entre 0,2 y 1,2 días.

Estas estrellas se utilizan como indicadores de distancia ya que se encuentran, en la mayoría de las veces, en cúmulos globulares. De ahí que también se denominen variables de cúmulo. La razón por la que se utilizan como indicadores de distancia es que todas las estrellas de este tipo de un cúmulo globular están situadas en la rama horizontal del diagrama H-R, por lo que se puede determinar su magnitud absoluta a través del diagrama y sólo bastaría conocer su magnitud aparente (la que medimos en tierra) para calcular la distancia. Al ser estrellas variables pulsantes el máximo de brillo que medimos en la tierra, coincide con la máxima velocidad de la capa superficial de la estrella cuando está en expansión. Por lo tanto midiendo la curva de luz con el tiempo, podemos determinar los máximos y determinar la magnitud máxima aparente (*).

Sin embargo la información que nos proporciona la luz, a veces no es suficiente. Nos confunde, y nos plantea más preguntas que respuestas. En el caso de las estrellas RR Lyrae, el problema es el denominado efecto Blazhko.

El efecto Blazhko consiste en una modulación, generalmente irregular y de largo periodo, de las curvas de luz de un número de estrellas RR Lyrae. Cuando observamos la curva de luz de las estrellas RR Lyrae, se observan cambios en la forma y la amplitud de dicha curva con el periodo. El efecto Blazhko se produce cuando estos cambios son modulaciones periódicas de entre 20 y 200 días. No todas las estrellas RR Lyrae presentan el efecto Blazhko, pero el prototipo de estrella RR Lira, sí lo presenta, con periodo de 40,8 días.

rr_lyrae

Curva de Luz de RR Lyra. Se obtiene un periodo de 0,5668 días y un efecto Blazhko de 40,8 días

El astrónomo ruso Sergey Nikolaevich Blazhko descubrió este efecto en 1907.

Pero, ¿por qué se produce este efecto? La verdad es que todavía no se sabe. Se ha conseguido identificar unas cuantas propiedades que tienen las estrellas que presentan este efecto, y para intentar descubrir por qué sucede, se han propuesto varias ideas/modelos que intentan describir estas propiedades. Sin embargo todos estos modelos sólo consiguen explicar dos o tres de estas propiedades simultáneamente, fallando en la descripción del resto.

Todavía no hemos conseguido descifrar la información, que nos da la luz, que recibimos de las estrellas RR Lyrae que presentan el efecto Blazhko. Es de esperar que se inicien trabajos observacionales más detallados de este tipo de estrellas.

Como en muchas ocasiones en astrofísica el descubrimiento quizá se deba a un golpe de suerte, o quizá al tesón de algún joven investigador…

(*) Para los interesados, el cálculo de la distancia, conocidas las magnitudes absoluta y aparente de un objeto, no es algo que sólo pueda calcular alguien con unos conocimientos matemáticos muy avanzados. De hecho, la fórmula para calcular la distancia es la siguiente: m – M = 5 log (d/10) donde log significa que tenemos que tomar el logaritmo de la distancia dividido entre 10.

Referencias

Variables de tipo RR Lyrae en Astrogea.org

Astrofísica. Manuel Rego, María José Fernández

Géza Kovács. The Blazhko phenomenon. arXiv:1512.05722v1 [astro-ph.SR]

Robert Buchler, Zoltán Kolláth. On the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars. arXiv:1101.1502v1 [astro-ph.SR]