Download ASTRONOMÍA GENERAL Espectros Estelares

ASTRONOMÍA GENERAL
Espectros Estelares
Una clasificación espectral implica siempre una comparación del espectro completo de la
estrella en estudio con aquellos correspondientes a las llamadas estrellas ”standard”. Sin embargo, se han desarrollado criterios de clasificación, mas o menos aproximados, considerando
alternativamente diversos rasgos espectrales: pendiente del continuo, longitud de onda correspondiente al máximo del continuo, discontinuidades o saltos en el continuo, presencia o
no de lı́neas de diferentes elementos, intensidad relativa de diferentes lı́neas, y otros posibles
rasgos particulares como lı́neas en emisión por ejemplo. La utilización de uno u otro de estos
criterios dependerá de las caracterı́sticas de los espectros observados disponibles (rango en
longitud de onda, resolución) y del tipo de estrella.
En esta práctica nos limitaremos a encontrar, en el item 1) el tipo espectral aproximado
de tres estrellas observando la pendiente del continuo en un dado intervalo de longitudes de
onda y en el item 2) el tipo espectral y clase de luminosidad de otras tres estrellas haciendo
una comparación visual de los espectros dados con los correspondientes a estrellas standars.
1) En la figura 1 se muestran los espectros de tres estrellas en el rango de longitudes de
onda 3500A0 < λ < 8500A0. La gráficas representan energı́a emitida en función de la longitud
de onda. En ellas puede observarse una distribución continua de energı́a y lı́neas de absorción
superpuestas. Asumiendo que una estrella emite un continuo de energı́a de cuerpo negro, en
una primera aproximación puede estimarse rápidamente su tipo espectral buscando la curva
de cuerpo negro de mejor ajuste al continuo observado.
La forma mas simple para encontrar esta curva consiste en identificar en el espectro de la
estrella observada la longitud de onda para la cual la emisión de energı́a es máxima. En la
figura 2, donde se muestra una familia de curvas de cuerpo negro para distintos valores de
la temperatura, es evidente el corrimiento hacia longitudes de onda corta de dicho máximo
a medida que la temperatura aumenta. Esta técnica se podrá aplicar siempre que la estrella
haya sido observada en un rango de longitudes de onda que contenga al máximo de emisión.
Este no es el caso de las estrellas que estamos estudiando que presentan un máximo de emisión
del continuo fuera del rango observado, corrido hacia longitudes de onda menores, las dos
primeras estrellas, y mayores, la tercera. Para estas estrellas, por lo tanto, la identificación de
la longitud de onda para la cual la emisión de energı́a es máxima en el espectro de la estrella
no es adecuada para estimar su temperatura efectiva, aunque si nos permitirá encontrar una
cota, inferior o superior, a la misma.
Una alternativa consiste en estudiar la pendiente del continuo en el rango de longitudes de
onda observado y compararla con las correspondientes a curvas de cuerpo negro de diferentes
temperaturas. En la figura 3 se encuentran graficados los espectros de las estrellas mostrados
en la figura 1 en una escala adecuada para su comparación. Es evidente la diferente pendiente
que ellos presentan en el rango de longitudes de onda graficado. En la figura 4 se encuentran
graficadas curvas de cuerpo negro para las temperaturas indicadas, en la misma escala y
para el mismo rango de longitudes de onda que la figura 3. De la comparación de estas dos
figuras es fácil obtener un valor aproximado de la temperatura efectiva de la estrella.
Con los elementos dados hallar un rango de temperaturas superficial probables para las
estrellas. A que tipos espectrales corresponden estas temperaturas?
2) Encontrar el tipo espectral y la clase de luminosidad de las estrellas cuyos espectros se
muestran em las figura 5 en el rango de longitudes de onda 3500A0 < λ < 7500A0 , comparando
los espectros de las estrellas dadas con los correspondientes a estrellas standars que también
se adjuntan. Tener en cuenta que las longitudes de onda de las lı́neas indicadas son medidas
en laboratorio, por lo que en los espectros estelares pueden estar corridas debido a un
movimiento en la dirección radial con respecto al observador.
Figura 1
Figura 2: Curvas de Cuerpo Negro
Figura 3: Espectros Estelares
Figura 4: Curvas de Cuerpo Negro
Figura 5