Bien, ya sabemos qué son las estrellas, su origen y su muerte. Hoy vamos a ver cómo las medimos, es decir, cómo hemos llegado a definir sus propiedades y distancias. Veamos primero cómo se mide la vida de una estrella: el Diagrama Hertzsprung-Russell es un gráfico que indica la relación entre las magnitudes absolutas (brillo) de las estrellas en comparación con su clasificación o temperatura (color). Se debe este estudio a los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell. En el mismo, las estrellas de mayor luminosidad están en la parte superior del diagrama y las estrellas con una temperatura superficial elevada están en el lado izquierdo. En el eje de ordenadas (vertical), se mide pues la luminosidad y en el de abscisas (horizontal) su temperatura. Las letras que van de la O a la M son los tipos espectrales en los que quedan clasificadas las estrellas.

            La “Secuencia Principal”, es la parte de la banda donde se encuentran la mayor parte de las estrellas. Estas estrellas son consideradas como estrellas enanas. La secuencia termina en las estrellas más frías de la curva que son las enanas rojas, y comienza en la banda de las de altas temperaturas que son las supermasivas gigantes azules. 

            Nuestro SOL está situado hacia el centro de la banda de las estrellas enanas, con clasificación G y luminosidad >1(llamada V), siendo por tanto una “enana amarilla”. Se piensa, y con razón, que las estrellas que tengan planetas habitables se mueven dentro de una clasificación cercana a la del nuestro, donde el agua pueda coexistir en los tres estados, sólido (hielo), líquido (agua) y gaseoso (vapor de agua).

            Veamos ahora cómo calculamos las distancias: Para las estrellas muy cercanas de la Vía Láctea, se mide con trigonometría. Según la Tierra  se mueve alrededor del Sol , la posición de la estrella en el cielo parece cambiar en relación con las estrellas de fondo. Esto es el “paralaje”.  Para entender este concepto pensemos que viajamos en un tren y observemos los objetos que vemos entre la vía y el horizonte. Los objetos lejanos parecen moverse más lentamente que los objetos cercanos, ¿Verdad?. Esto quiere decir que, a mayor distancia, el paralaje es menor. En el gráfico, sabemos por trigonometría, que si conocemos el radio de la órbita de la Tierra (1 UA) y el ángulo desde la Tierra al objeto observado P (que se calcula por diferencia de posiciones entre las de Julio y Enero), cuando este ángulo sea de 1”(segundo de arco), la distancia Sol-P será de 1 parsec, es decir, 3,2616 años-luz. Recordemos el teorema del seno, donde: S-P = R/sen P. 

            Los  paralajes de las estrellas están todos por debajo del segundo de arco. La estrella más cercana a la Tierra es Alfa Centauri, un sistema formado por tres estrellas. Tiene un paralaje de 0,765″, correspondiente a 1,31 pc, o 4,3 años luz. Este método no sirve más allá de los 100 años luz ya que el paralaje anual trigonométrico es tan pequeño que no se puede calcular.

            Para estrellas lejanas de la Vía Láctea, e incluso de otras galaxias, existe un medidor maravilloso, del cual he venido hablando en sucesivos artículos: las “estrellas ceféidas”. Estas estrellas cambian su brillo en un periodo de tiempo que va desde unas horas hasta unas semanas, con una regularidad EXACTA. Como existe una relación también exacta entre el brillo de la estrella y su período, si sabemos lo brillante que debería ser la estrella y se compara con lo brillante que realmente es, seremos capaces de saber a qué distancia está. Cuando no podemos detectar ceféidas en otras galaxias, para medir estas enormes distancias, los astrónomos utilizan otros métodos, entre los que están: las estrellas en explosión y el “corrimiento al rojo”.

            Las supernovas que explosionan tienen diversas formas y tamaños, pero hay un tipo especial, “la supernova de tipo Ia” que es una explosión de un sistema binario (enana blanca que se traga a su hermana enana roja). Cuando la masa de la enana blanca comienza a incrementarse se produce una reacción de fusión nuclear (bomba atómica) que hace que explosione en mil pedazos. Sucede que todas las supernovas de este tipo tienen casi la misma masa, por tanto el mismo brillo. Si podemos comparar la masa con su brillo relativo podremos saber a qué distancia está.

            El “Efecto Doppler”, es un fenómeno por el cual la longitud de una onda es más larga cuando un objeto se aleja y más corta cuando se acerca (recordar el sonido de una ambulancia cuando viene hacia ti y cuando se aleja). Así los astrónomos pueden calcular la distancia a las galaxias (aglomeraciones de estrellas, polvo y  gas).  El “corrimiento al rojo” es un incremento en la longitud de onda de una radiación electromagnética (luz), comparado con la longitud de onda emitida por la fuente. En la imagen, el espectro del Sol a la izquierda y el de una galaxia lejana a la derecha. Vemos como las rayas se van hacia el rojo, lo que indica que la galaxia se aleja de nosotros. Si su corrimiento fuese hacia el azul, se acercaría y la magnitud de dicho corrimiento nos sirve para calcular no sólo la distancia, sino la velocidad a la que dicha fuente se aleja o se acerca.

            Creo que este tema de las estrellas es muy interesante y le dedicaré varios capítulos, porque las estrellas son el componente principal del universo “que se ve” y para nosotros, lo más llamativo, aunque no sea lo más importante, como veremos cuando trate el tema de la MATERIA. Pero hasta que llegue esto, os invito a … !!Mirar al Cielo !!!.

M. Manero                                                                                                                Rivas