MAGNITUDES ESTELARES La Astrometría mide la cantidad de Energía luminosa que irradian los cuerpos celestes ; hay dos formas de medirla: Midiendo directamente la energía que llega al aparato o midiendo la radiación respecto de otro astro de luminosidad conocida. La Luminosidad es una magnitud que puede ser medida directamente por la observación en diversas formas: Visuales , Fotoeléctricos y Fotográficos. En astronomía la iluminación de los objetos puntiformes se mide en una escala logarítmica especial llamada MAGNITUD ESTELAR ( “m”) y que es : m= - log2,512E , es decir menos el logaritmo en base 2,512 de la Iluminación. De esta manera, cuanto mayor sea la magnitud menor es su iluminación. Así resulta que para dos objetos de magnitudes “m1” y “m2” e Iluminaciones “E1” y “E2” es: m1 - m2 = 2,5 . Log ( E2/ E1) lo que indica que una diferencia de 5 magnitudes entre dos objetos indica 100 veces más luminosa la de menor magnitud sobre la mayor. Midiendo la iluminación de otros astros en comparación con conocidos se puede determinar su magnitud estelar; así por ejemplo para el Sol, la Luna, los Planetas.... Sol ................................. Luna (en Plenilunio)....... Venus (en Elong.Max).... Júpiter (en oposición)...... Marte ( “ “ )...... Saturno( “ “ )...... Alpha Centauro .............. m= -26,8 m= -12,7 m= -4,1 m= -2,4 m= -1,9 m= 0,8 m= 0 Y como la medida de luminosidad de una estrella depende directamente de su Potencia e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia a la fuente emisora, resulta : Pot1 / D12 m m1 2,5. Log 2 Pot / D Así, por magnitud m=0 tomada como patrón se ha tomado la estrella Alpha Centauro ( Pot= 3,079.10 26 Wat y distancia D= 1,31 Parsec), resultando que la magnitud estelar de una estrella es: 3,079.1026 . D 2 m 2,5. Log Pot Ahora bien, la Luminosidad en un lugar de magnitud visual ( m ) no expresa la verdadera potencia lumínica de la estrella, pues la misma disminuye con la distancia; así una estrella de magnitud m=4 de mayor potencia y más lejana que otra de magnitud m=1 se verá menos brillante o luminosa. Si las dos estuvieran a la misma distancia evidentemente la de mayor potencia se vería más luminosa. Por lo tanto, para indicar la verdadera potencia se conviene en colocar hipotéticamente todas las estrellas a la distancia de 10 Parssec ( 32,6 años-luz ) y la magnitud que resulta se le denomina Magnitud ABSOLUTA ( M ), quedando que la relación entre ambas viene dada por: M = m + 5 – 5.Log (D) Sin embargo hay que tener en cuenta la atmósfera en las magnitudes estelares pues al medir la misma, por ejemplo la visual, directamente de la observación, sólo queda registrada por el aparato medidor la radiación que atravesó la atmósfera. Para hallar la radiación total en todo el espectro hay que añadir a la medida registrada una corrección ; la magnitud estelar calculada teniendo en cuenta la radiación en todas las zonas del espectro se llama MAGNITUD BOLOMÉTRICA. La diferencia entre magnitudes estelares Bolométrica y Visual o fotovisual se denomina Corrección Bolométrica: mbol = mbol - mv Actualmente estas corrección se determina a partir de medidas fuera de la atmósfera.. MEDIDA DE LA DISTANCIA A LAS ESTRELLAS Las distancias estelares se miden en Parsec ( 1 Parsec = 3,26 años-luz) y el método de medirla es distinta según sea esa distancia: PARALAJE ANUAL. Para estrellas cercanas ( Hasta 100 Parsec ) se utiliza la Paralaje Anual: Consiste en medir la variación del ángulo (en segundos de arco) de la estrella cercana sobre el fondo estelar fijo, desde dos posiciones opuestas de la Tierra (6 meses de diferencia). El valor de esta Paralaje varía desde 1´´ a 0,02´´. SOL P`` Estrella Fondo Cielo * * Tierra Distancia (Parsec ) = 1 P`` P´´ (Paralaje en Segundos de arco) PARALAJE ESPECTROSCÓPICA. Esta técnica permite distancias hasta 15 Kpc. Como la Luminosidad disminuye con el cuadrado de la distancia y presuponiendo además que todas las estrellas con idénticas características espectrales y con igual Clase tienen la misma luminosidad: A partir del Espectro, la Clase de luminosidad y de sus particularidades, se calcula su Luminosidad Real (la Magnitud Absoluta = M ). Conociendo además su luminosidad aparente (la magnitud visual = m ) , la Distancia a la estrella se calcula por la expresión entre ambas y la distancia: Log ( D ) = 1 + 0,2 . ( m – M ) Para distancias superiores a 15 Kpc la medida no es correcta por la influencia interestelar. RELACION PERÍODO-LUMINOSIDAD DE VARIABLES CEFEIDAS Existe una relación lineal entre el logaritmo del período (muy exacto) y la magnitud Absoluta M de las estrellas variable CEFEIDAS. Así, en un Cúmulo se descubre una Cefeida con cierto período “T” y magnitud visual “m” ; por la relación lineal conocida de dichas Cefeidas, se determina la magnitud absoluta “M” y aplicando la fórmula anterior se calcula la distancia “D”. Este método puede llegar hasta distancias de 4 Mpc. ( el límite del Grupo Local) POR EFECTO DOPPLER. Las Galaxias al alejarse producen, por efecto Doppler, un corrimiento de las líneas del espectro hacia la región del rojo ; pero Hubble descubrió que este desplazamiento aumentaba en proporción a su distancia : La constante de Hubble es de 50 a 100 Km por segundo y por pársec.