ESTRELLAS

ACCESO: Cuando estudiamos una estrella lo primero que debemos determinar y lo mas importante es la distancia. Tengamos en cuenta que su energía y luminosidad dependen de esa distancia. El método de paralelaje heliocéntrico nos permitirá determinar las distancias de las estrellas al sistema solar. Pero si tenemos en cuenta que una estrella se mueve a ese movimiento periódico se  le denominará movimiento paraláctico al moverse la Tierra sobre su órbita. El movimiento paraláctico nos proporcionará el camino para conocer la distancia de una estrella al Sol. En cabecera vemos una formula que se basa en los triángulos virtuales que se forman. La altura de un triangulo vendría determinada por la distancia Tierera_estrella y su base seria dos veces la distancia Tierra-Sol.

ACCESO: La luminosidad de una estrella implica la cantidad de luz que emite la misma en cada segundo. La expresión la hemos reflejado en la primera formula que vemos en cabecera. La luminosidad de una estrella está en función de su composición propia y de su distancia. A menor distancia mayor luminosidad. Cuando se desconoce la distancia se puede recurrir a la escala de magnitud aparente virtual en la cual la estrella de mayor brillo tendría magnitud cero y los valores crecientes serian para las estrellas menos luminosas. En esta escala la base seria 2,5. Cuando operamos en base a la distancia recurriremos a la escala de magnitud absoluta que implicaría que la magnitud absoluta de la estrella seria la magnitud aparente que tendría si estuviese situada a una distancia del Sol de 10 parsec.

ACCESO: El conocimiento de la temperatura de una estrella es importantísimo pues conociendo este dato y el radio de la estrella se podrá calcular su luminosidad. Para calcular la temperatura podemos atender  al color de la estrella o también  a las rayas espectrales. Si se estudia partiendo del color habrá que tener presente que las estrellas mas rojas son las mas frías y las azules las mas calientes. La longitud de onda a la que el cuerpo emite fotones se podrá calcular con la Ley de Wien. También se puede conocer la temperatura a tras el estudio de las rayas espectrales. A su vez la densidad de la atmósfera  de una determinada estrella vendrá determinada por la proporción de rayas espectrales correspondientes a iones.

ACCESO: En función de la temperatura superficial de las estrellas se clasifican de mas calientes a mas frías en: TIPO O. TEMPERATURA MAYOR DE 25000º K. TIPO B. 11000º a 25000º K. TIPO A. 7500º a 11000º K. TIPO F. 6000º a 7500º K. TIPO G. 5000º a 6000º K. TIPO K. 3500º a 5000º K. TIPO M. MENOR DE 3500º. A su vez, cada uno de estos grupos señalados se subdivide en clases que van de la I a la V, esto es de la Clase de supergigantes, gigantes y subgigantes hasta las enanas.

ACCESO:  Si estudiamos la relación temperatura-luminosidad se hace necesaria la referencia al diagrama de Hertzsprungs-Russell. Y cuando se observa dicho diagrama se comprueba que las estrellas se agrupan en función de aquellas luminosidades y temperaturas

ACCESO:  Una estrella doble implica dos estrellas próximas en el cielo. Se consideran pares ópticos cuando las estrellas aparecen próximas en la esfera celeste pero no están tan próximas entre ellas. Y se estima que son pares físicos cuando la proximidad no solo es en la esfera celeste sino también es real. Dentro de los pares físicos habría que hacer otra clasificación entre: estrellas dobles visuales en las cuales existe un centro de gravedad del sistema llamado baricentro y  los componentes; realizando un seguimiento de las estrellas secundarias se obtendría un trazado de órbita sobre el que habrá de aplicarse un cálculo matemático ;estrellas dobles eclipsantes en las cuales es tal su cercanía que si las observamos al telescopio nos parecerá ver una sola estrella; estrellas dobles espectroscópicas que tan solo se detectan por anomalías en el espectro y ello porque estan bastante lejanas o también porque están excesivamente juntas.

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