ASTRONOMIA ESTELAR.

  CARACTERÍSTICAS INTRÍNSECAS DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas son masas de materia, de forma aproximadamente esférica, en cuyo interior reinan unas elevadas temperaturas y presión.Las regiones centrales, de temperaturas y presión máximas, son sede de recciones nucleares que liberan una energía considerable.

Diche energía se propaga a través de la materia estelar siguiendo procesos cuyo estudio se sale del marco de esta obra,para escapar finalmente al especto en forma de radiación electromagnética. Si exceptuamos las diversas magnitudes relacionadas con su posición y su desplazamiento en la esfera celeste, en el análisis y la  mediación de las radiaciones que nos envían se fundamenta toda la información que sobre la naturaleza, las dimensiones y la evolución de las estrellas, la determinación de la componente de su velocidad según la dirección del rayo visual y, en ciertos casos la valoración de su alejamiento. 

EL SISTEMA LOCAL.

John Herschel fue el primero en observar que el plano galáctico no era un plano de simetría en la distribución de las estrellas brillantesAlgunas de las distintas nociones que constituyen el objeto de este capítulo pertenecen a los dominios del astrofísico,siguiendo las limitaciones que nos hemos impuesto, no trataremos de ellas más que de una manera sucinta,y más sólo cuando las nociones introducidas sean necesarias en los capítulos siguientes. 

En primer lugar, la luz que recibimos de las estrellas permite localizarlas en dirección. Los antiguos ya habian observado que las figuras formadas en el cielo por las estrellas permanecían invariables, y habían utilizado tales figuras (o constelaciones) para distinguirlas entre si. Los nombres de dichas constelaciones no se emplean más que en ciertos casos por la mayor comodidad en el lenguaje, y la dirección de una estrella viene definida por sus coordenadas. 

Los resultados de las determinaciones de las posiciones de las estrellas vienen consignadas en los catálogos. Algunos de estos catálogos son verdaderos indices y contienen las posiciones aproximadas de todas las estrellas cuyo brillo es superior a un cierto límite; es particular, a esta categoría pertenecen los Darchmusterung cape prhotographic Durchmusterndg) Corrientemene,las estrellas se designan por su número de orden en alguno de dichos catálogos,acompañado por las iniciales del mismo. (BD, CD, CPD) 

1.MEDICON FOTOMÉTRICA DE LA INTENSIDAD DE LA RADIACION ESTELAR; MAGNITUD APARENTE.

La medición de la energía transportada por la radiación procedente de la estrella y el estudio de su distribución en función de la longitud de onda de las diferentes radiaciones elementales,son operaciones básicas en astronomía estelar.El estudio espectrofotométrico detallado de dicha radiación es lento y difícil, y sólo es factible en estrellas suficientemente brillantes.En cambio,gracias al empleo combinado de filtros y de receptores apropiados en los que se conozca su dominio de sensibilidad, se puede medir la intensidad de esta radiación en ciertos intervalos de longitud de onda.

El ojo es el primer receptor de que se ha dispuesto para afectuar tales mediciones . Se sabe que es sensible a las radiaciones de longitud de onda comprendida entre 0,4 y 0, 8 micrones (rojo) ,aproximadamente ;por otra parte, su sensibilidad no es uniforme en este intervalo; es máxima hacia las 0,55 micrones (amarillo-verde) y muy débil en los extremos del mismo. 

Los astrónomos de la antiguedad ya clasificaban las estrellas según su "grandeza" , es decir, según  la impresión producida enb el ojo de su radiación, distinguiendo seis clases de grandeza entre las estrellas visuales a simple vista.Posteriormente se ha conservado esta costumbre,pero se ha hecho preciso tener en consideración el establecimiento de las leyes de la fotometría para estar en condiciones de substituir estas clasificaciones empiricas por una clasificación precisa regida por una ley. En esta clasificación moderna, la palabra "grandeza" ha sido reemplazada por la palabra "magnitud". 

La radiación procedente de una estrella produce sobre la retina del ojo una iluminación "e" denominada "brillo aparente"de la estrella. La sensación ejercida por dicha radiación sobre nuestros sentidos está relacionada por "e" a través de la ley fisiológica de Fechner; en el caso que nos ocupa, esta ley expresa que la variación del brillo aparente en proporcional a de/ e y no a e. La magnitud aparente visual mv de una estrella viene entonces definida conviniendo que la diferencia entre las magnitudes aparentes, habiéndose elegido el coeficiente de proporcionalidad y el origen a partir del cual sed cuentan dichas magnitudes de modo que la escala así definida se mantenga en la mayor concordancia posible con la escala empírica de grandezas antiguamente utilizada; para ser más precisos,conla de Argenlander, autor del catálogo de magnitudes más importante y reciente de cuantos se podía disponer en la segunda mitad del siglo XIX, en aquellos momentos en que estos problemas empezaban a preocupar a los astrónomos. 

La ley que se obtiene, relación entre la diferencia de las magnitudes  aparentes de dos estrellas y la razón de sus brillos aparentes, se escribe 

-m- m= 2,5 log e/e y se conoce con el nombre de ley de Pogson.

Cualquier otro receptor permitirá efectuar una clasificación análoga, que coincidirá con al anterior si el dominio de sensibilidad de dicho,receptor es el mismo que el del ojo, y  que diferirá de aquélla en el caso contrario. 

Los receptores más ampleados son las placas fotográficas, actualmente muy variados, que asociadas a filtros covenientemente  elegidos permiten aislar estrechos intervalos de longitud de onda, desde el ulravioleta (el ozono menor que 0,3 micrones) hasta cerca del infrarrojo. Las magnitudes determinadas mediante el empleo de placas fotográficas ordinarias (sensibles a las rediaciones de longitud  de onda  próxima a 0,4 micrones) se denominan magnitudes aparentes fotográficas y se designan con la notación mpg Por otra parte, asociando un filtro a ciertas emisiones fotográficas especiales, es posible obtener un receptor fotográficas especiales,es posible obtener un receptor fotográfico de un dominio de sensibilidad parecido al del ojo: se define así una escala de magnitudes aparentes visuales.La diferencia  mg- mp ( o, lo que viene a ser lo mismo, la diferencia  mg- mp ) se llama índice de color C de la estrella. 

EL SISTEMA LOCAL.

John Herschel fue el primero en observar que el plano galáctico no rea un plano de simetría en la distribución de las estrellas brillantes

A,Gould estudió más a fondo y confirmó éste fenómeno (1879).Se denomina "plano de Gould" a dicho plano de simetria,diferente del galáctico; se encuentra inclinado 20 grados con respecto a éste último, y su línea de máxima pendiente está dirigida hacia la región de las constelaciones de Ofiuco y el Escorpión,por una parte,y  hacia las de Orión y el Toro por la otra. 

Se comprueba asimismo que, excepto las estrellas B de magnitud aparente inferior a 6,0, las estrellas A de Henry Draper Catalogue,ciertas nebulosas difusas y algunas extensas nubes obscuras mostraban también una distribución simétrica con respecto al plano de Gould.,mientras que el plano galácticolo lo era de simetría en la distribución de las estrellas de magnitud aparente superior a 6,0 , las estrellas 0 y N ,las supergigantes,las cefeidas y lois cúmulos galácticos.,

Para explicar este fenómeno se emitió la hipótesis de la existencia de un "sistema local" que envolvería al Sol, dado que las primeras investigaciones de Kapteyn  sobre la estructura del sistema galáctico, habian conducido a localizar al Sol, aproximadamente, en el centro del sistema galáctico, tal hipótesis presentaba la ventaja de reconciliar estos primeros resultados con los que posteriormente situaban al Sol en una posición muy excéntrica con respecto al sistema de los cúmulos globulares; los primitivos estudios (C.V. L. Charley) sobre la distribución de las estrellas B parecieron confirmar la existencia del sistema local., 

No obstante, algunos autores encontraron que, efectivamente, en ciertas regione la densidad decrecía al alejarse del Sol, y  tales resultados demostraron que el Sol se encontraba en una región de mayor densidad. 

El progreso de nuestros conocimientos sobre las nebulosas espirales,ha llevado a dichos autores a reemplazar la hipótesis del sistema local por la de la existencia de un brazo en espiral en las proximidades del Sol: es ésta una cuestión que aún queda pendiente pues todavía no podemos dar una respuesta definitiva tanto menos cuando otros resultados, los de Oort, por ejemplo (fig 27), parecen indicar que, por el contrario, al Sol se encuentran en su región de densidad normalmente pequeña. Sin duda alguna,estas divergencias se deben a no disponer,por el momento,de suficiente información en cantidad y calidad para resolver problemas de tal naturaleza mediante enumeración de estrellas. 

EL SISTEMA GALÁCTICO: ESTRUCTURA GENERAL; ESPESOR Y DENSIDAD EN LAS PROXIMIDADES DEL SOL. 

El sol pertenece a un vasto sistema constituido por todos los objetos cósmicos a que hemos hecho referencia en los párrafos anteriores: estrellas,cúmulos ,nubes interestelares brillantes y obscuras. Este sistema parece muy achatado y se encuentra rodeado de unos contornos de débil achatamiento constituidos por los cúmulos globulares. 

El sol ocupa en dicho sistema una posición muy excéntrico y su distancia al centro del mismo es aún bastante incierta, manteniéndose relativamente dispersos los diversos valores propuestos; esta distancia es del orden de unos 9.000 parsecs (con un error de un 10 a un 15 por 100,aproximadamente) .El diámetro del sistema es de unos 30.000 parsecs, lo cual sitúa al Sl a unos dos tercios de su radio.

El Sol se encuentra ligeramente al norte del planode simetría del sistema (plano galáctico) , a muy pequeña distancia de dicho plano (una quincena  de parsecs) .

El centro del sistema se halla en la constelación de Sagitario,en la dirección de longitud galáctica 325  grados y latitud galáctica 0 grados.

El espesor del sistema galáctico en las proximidades del Sol se puede determinar sin dificultad., La definición de este espesor implica una cierta convención: por ejemplo, definimos el semi-espesor del sistema como la distancia al plano galáctico de las regiones cuya densidad estelar (número de estrellas por mitad de voumen) sea unba décima de la densidad en el plano galáctico.En tales condiciones se obtienen los valores indicados en la tabla 6 para los diversos tipos de objetos, manteniéndose las diferencias entre estos valores en relación con las diferencias observadas en la distribución de dichos objetos en el sistema. 

La densidad del sistema galáctico en las proximidades del Sol es de 0,1 masas solares por parsecs cúbico, en la tabla 6 viene indicada ha contribución a esta densidad de las diferentes clases de objetos.

ESTUDIO CINEMÁTICO DEL SISTEMA GALÁCTICO.

El gas estelar

Toda estrella se encuentra sometida a fuerzas gravitatorias resultantes de la acción de conjunto  del sistema estelar, y bajo la acción de dichas fuerzas describe una órbita que puede ser accidentalmente perturbada por el paso de la estrella por las proximidades de otra cuyo efecto gravitatorio llegue a predominar durante algún tiempo., Aqui ocurre algo análogo a los movimientos de las moléculas de un gas; pero en este caso del gas estelar las moléculas por simples cambios de dirección,por simples perturbaciones de la órbita. 

Para el período relativamente corto durante el cual disponemos de observaciones suficientemente precisas como pura permitir el estudio  de los movimientos estelares, la escala de tiempo en la cual se desarrollan dichos movimientos es tan larga que podemos considerarlos rectilineos y uniformes. 

Las descripciones estadísticas del sistema estelar requiere la consideración de un espacio de seis dimensiones: tres coordenadas relativas a la posición y otras tres a la velocidad. Los problemas que constituirán el objeto del presente capítulo sólo se referirán a la distribución de las velocidades estelares, es decir, únicamente consideraremos distribuciones en un espacio de tres consideraciones, el espacio de velocidades.

Señalemos antes una observación de carácter general: cuando tratemos de una estrella no haremos ninguna hipótesis sobre su aislamiento en el espacio; podrá ser simple o múltiple, y en este último caso designaremos que la palabra estrella al conjunto de masas pertenecientes al sistema (esta convención es válida únicamente si la suma de las mesas de las componentes del sistema es del orden de magnitud de las masas estelares;se trata de un cúmulo estelar si tal condición no queda safistecha )

En el mismo sentido,designaremos con la palabra "sol" al conjunto de masas que constituyen el sistema solar,consideradas reunidas en el centro de masas del sistema.

Tenemos, a partir de un punto 0,el vector equipolente,.el vector velocidad,de una estrella con respecto al sol. El extremo del vector asi obtenidoes un punto del espacio de velocidades, cuyas coordenadas son las tres componentes x, y ,z de la velocidad.En dicho espacio, cada estrella vendrá representada por un punto; el estudio cinemático del sistema galáctico estriba en describir estadísticamente la nube constituida por tales elementos de dicha descripción al modificar los criterios utilizados en la selección de los objetos que  constituyen la nube. 

Siempre debemos hacer una selección previa; se clarifican las estrellas según su tipo espectral  y, si elllo es posible, según su clase de luminosidad o su distancia al sol; del modo en que haya llevado a cabo tal selección dependerá el que se encuentren resultados diferentes; a veces, a la interpretación de los resultados será delicada,pudiendo tener un origen cósmico y corresponder a fenómenos reales las fluctuaciones de dichos resultados o, simplemente, un origen estadístico.

MOVIMIENTO DE CONJUNTO DE UN GRUPO DE ESTRELLAS; MOVIMIENTO DEL SOL; SISTEMA "LOCAL" DE REFERENCIA.

Consideremos nuevamente la nube de puntos- velocidad (fig 28).La primera caracteristica que podemos determinar en su centro. Dicho punto, determinará una velocidad, que consideraremos como "velocidad de conjunto" de las estrellas del grupo con respecto al sol,o como opuesta a la velocidad del sol con respecto al sol, o como opuesta a la velocidad del sol con respecto a un sistema de referencia cuyo origen denominaremos "centro de distancias medias de las estrellas del grupo :en estos principios se basa la definición del movimiento del sol con respecto a las estrellas próximas. 

Esta noción de movimiento del sol con respecto a las estrellas próximas, sólo tiene sentido si tal movimiento puede definir un sistema de referencias, que denominaremos local,en reposo con respecto al conjunto de estrellas situadas en un determinado volumen ro,en el estudio general de los movimientos que tienen lugar en el sistema galáctico, designaremos por Uv r, Vo r las tres componentes de la velocidad del origen del sistema local con respecto a un sisetma fijo, tomado como sistema de referencia.Las tres componentes  U V y W vendrian definidas por las ecuaciones:

designado por U, V, y W las componentes de la velocidad de cualquier estrella del grupo con respecto a dicho sistema general de referencia,y estando aplicados las sumatorias a todas las estrellas contenidas en el volumen c.

Podrá definirse el sistema local de referencia si el movimiento de componentes U V y W tiende hacia un límite cuando ti tiende hacia O.No siendo válida la comparación de un sistema  estelar con un medio continuo cuando el volumen ti llega a ser muy pequeño para contener un número suficiente de estrellas, la posibilidad de definir un sistema local de referencia se conduce a encontrar, en el entorno de cada punto del sistema, elementos de volumen que contengan un número suficiente de estrellas y de extensión tan pequeña que sean insensibles las variaciones de las componentes Up Vp Wr debidas a los movimientos diferenciales del sistema estelar. 

Según lo dicho, al determinar el movimiento del sol con respecto al sistema constituido por las estrellas próximas, se define el movimiento del sol con respeto al sistema local de referencia correspondiente a las proximidades del sol. La concordancia entre los resultados obtenidos en diversas determinaciones de los elementos de dicho movimiento indicará si tiene sentido, o no lo tiene, la definición de tal sistema. 

Precisamente, las diferentes determinaciones del movimiento del sol con respecto a las estrellas brillantes concuerdan bastante bien, siempre dentro de los límites de las fluctuaciones que debemos esperar aparezcan en las determinaciones de este género. 

Es muy sencillo el planteamiento del problema mediante ecuaciones: ya lo hemos indicado en el parrafo 16. La tabla 7 contiene  los elementos del movimiento del sol con respecto a varios grupos de estrellas de magnitud aparente inferior a la 6,0 

En esta tabla, S representa el módulo de la velocidad del sol y  LA y BA la longitud y la latitud galácticas del apex, respectivamente. 

DISTRIBUCIÓN DE LAS VELOCIDADES RESIDUALES.

La velocidad de una estrella de cualquier grupo puede considerarse como suma geométrica de la velocidad de conjunto del grupo y de una velocidad  "particular" de conjunto de las estellas con respecto al sol, el estudio cinemático del grupo de estrellas considerado radica en establecer la "ley  de distribución " de sus "velocidades residuales". Designamos por u,v, w las tres  componentes de la velocidad residual de una estrella,y por dN el número de estrellas del grupo cuyas tres componentes de la velocidad residual estén comprendidas entre u y  u + du,v y v+ dv  w w, ´dw, respectivamente. El numero dN será proporcional al elemento de  volumen  de dv dw del espacio de velocidades definido por las limitaciones que deben satisfacer las tres componentes de la velocidad; el coeficiente de proporcionalidad será función de u, v,w  y podremos escribir

dv= f (v,v,v) dv dv dw

La función f( u, v, w) se denominan función de distribución de las componentes u, v,w.

Las primeras investigaciones en dinámica  estelar descansaban en la hipótesis de que los movimientos sistemáticos de las estrellas venían completamente definidos por el desplazamiento del sistema solar hacia el ápex, y de que las velocidades residuales estaban repartidas por completo al azar,es decir: se suponía que habían tantas estrellas desplazándose en una dirección determinada como en la dirección opuesta, y que no existían direcciones privilegiadas. Tal hipótesis corresponde a una "ley de distribución esférica" de las velocidades residuales, y la función de distribución f(u, v,w,) toma la forma

f(u,v, w) = f (v2 ´+ v2 + w2) 

dependiendo únicamente f(u, v, w) del módulo d ela velocidad residual, mv de su dirección. 

Consideraciones análogas a las desarrolladas en la"teoría de los gases", llevaron a adoptar para f( n2 ´+ v2 + v2) una expresión de la forma de la "ley de Maxwell", y a escribir 

f(a, v,m,w,) = Cr- v (v2 +v2 + v2) 

Esta hipótesis equivale a decir que ,con respecto al sol, las estrellas constituyen una "corriente" animada de una velocidad de conjunto apuesta a la del sol, estando repartidas según una  ley de distribución esférica las velocidades internas de dicha corriente. 

En tales condiciones, se puede determinar teóricamente la distribución de los movimientos propios de las estrellas situadas en un determinado ángulo sólido. Presenta algunas ventajas el trabajo con los "ángulos de posición"de los movimientos propios (en particular de dichas estrellas ) , y un sencillo cálculo muestra que el número de estrellas con movimientos propio de ángulos de posición comprendido entre Ro y Ro+ dro es igual a dro ,con una formula que es imposible de reproducir en la computadora. .Habiendo hecho 

ti= hT cos ro

y siendo T el módulo de la componente tangencial de la velocidad de conjunto en la dirección ro= ro ,y nu el número total de estrellas consideradas .De este modo se obtiene en coordenadas polares la ecuación de una se obtiene en coordenadas con los resultados de observación permite establecer el valor de la hipótesis adelantada.