<sect1 id="ai-colorandtemp">

<sect1info>

<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
><address>
</address
></affiliation>
</author>
</sect1info>

<title
>Cores e temperaturas das estrelas</title>
<indexterm
><primary
>Cores e temperaturas das estrelas</primary>
<seealso
>Radiación dos corpos negros</seealso
> <seealso
>Escala de magnitudes</seealso
> </indexterm>

<para
>As estrelas parecen seren exclusivamente brancas a primeira vista. Mais, se mirarmos con coidado, podemos percibir unha gama de cores: azul, branco, vermello e mesmo dourado. Na constelación invernal de Orión vese un contraste fermoso entre a vermella Betelguse, no "sovaco" de Orión e a azul Bellatrix no ombro. A causa de que as estrelas mostrasen cores diferentes foi un misterio até hai dous séculos, cando os físicos comprenderon dabondo a natureza da luz e as propiedades da materia a temperaturas inmensamente elevadas. </para>

<para
>En concreto, foi a física da <link linkend="ai-blackbody"
>radicación dos corpos negros</link
> a que nos permitiu comprender a variación das cores das estrelas. Pouco despois de terse comprendido a radiación dos corpos negros, percibiuse que os espectros das estrelas eran extremadamente semellantes ás curvas de radiación dos corpos negros de varias temperaturas, desde uns poucos de miles de graos Kelvin até aproximadamente 50.000. A conclusión obvia foi que as estrelas son semellantes aos corpos negros e que a variación na cor das estrelas é unha consecuencia directa das temperaturas da súa superficie. </para>

<para
>As estrelas frías (ou sexa, os tipos espectrais K e M) radían a maioría da súa enerxía na rexión do vermello e do infravermello do espectro electromagnético e é por causa disto que aparecen vermellas, mentres que as estrelas quentes (ou sexa, os tipos espectrais O e B) emiten lonxitudes de onda fundamentalmente azul e ultravioleta, o que as fai apareceren azuis ou brancas. </para>

<para
>Para calcular a temperatura da superficie dunha estrela podemos utilizar a relación entre a temperatura dun corpo negro e a lonxitude de onda da luz na que o espectro alcanza o máximo. Ou sexa, segundo aumenta a temperatura dun corpo negro, o bico do seu espectro móvese cara lonxitudes de onda máis curtas de luz (máis azuis). Isto aparece ilustrado na Figura 1, na que se debuxa a intensidade de tres estrelas hipotéticas fronte a lonxitude de onda. O "arco da vella" indica o intervalo de lonxitudes de onda visíbeis ao ollo humano. </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
  <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Figura 1</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>

<para
>Este método sinxelo é conceptualmente correcto, mais non se pode empregar para obter temperaturas estelares con precisión porque as estrelas <emphasis
>non</emphasis
> son corpos negros perfectos. A presenza de varios elementos na atmósfera das estrelas ocasiona que se absorban certas lonxitudes de onda de luz. Dado que estas liñas de absorción non se distribúen uniformemente sobre o espectro, poden desprazar a posición do bico do espectro. Para alén disto, obter un espectro utilizábel dunha estrela é un proceso que consume moito tempo e resulta prohibitivamente ineficaz para unha gran proporción de estrelas. </para>

<para
>Un método alternativo emprega a fotometría para medir a intensidade da luz que pasa através de diferentes filtros. Cada filtro permite que pase <emphasis
>só</emphasis
> unha parte específica do espectro luminoso ao tempo que rexeita todos os demais. Un sistema fotométrico moi usado é o chamado <firstterm
>sistema Johnson UBV</firstterm
>. Emprega tres filtros de paso de banda: U ("ultra-violeta"), B (Azul) e V (visíbel); cada un deles ocupa rexións diferentes do espectro electromagnético. </para>

<para
>O proceso da fotometría UBV implica o uso de dispositivos sensíbeis á luz (como película fotográfica ou cámaras CCD) e dirixir un telescopio a unha estrela para medir a intensidade de luz que pasa por cada un dos filtros individualmente. Este procedemento dá tres brillos aparentes ou <link linkend="ai-flux"
>fluxos</link
> (cantidade de enerxía por cm² por segundo) designados Fu, Fb e Fv. A relación dos fluxos Fu/Fb e Fb/Fv é unha medida cuantitativa da "cor" da estrela e estas relacións pódense utilizar para establecer unha escala de temperaturas para as estrelas. En xeral, canto maior sexan as proporcións Fu/Fb e Fb/Fv dunha estrela, maior será a temperatura da súa superficie. </para>

<para
>Por exemplo, a estrela Bellatrix de Orión ten Fb/Fv = 1,22, o que indica que é máis brillante no filtro B que no filtro V. Ademais, a relación Fu/Fb é 2,22, polo que é máis brillante no filtro U. Isto indica que a estrela ha ser moi quente, dado que a posición do bico espectral ha de estar no intervalo do filtro U ou mesmo nunha lonxitude de onda máis curta. A temperatura da superficie de Bellatrix (tal e como se determina ao comparar o seu espectro con modelos detallados que teñen en conta as súas liñas de absorción) é duns 25.000 Kelvin. </para>

<para
>Podemos repetir esta análise coa estrela Betelgeuse. As súas relacións Fb/Fv e Fu/Fb son de 0,15 e 0,18, respectivamente, polo que é máis brillante en V e máis tenue en U. Polo tanto, o bico espectral de Betelgeuse ha de estar no intervalo do filtro V ou mesmo a unha lonxitude de onda máis longa. A temperatura da superficie de Betelgeuse é de só 2.400 Kelvin. </para>

<para
>Os astrónomos prefiren expresar as cores das estrelas en termos de diferenzas de <link linkend="ai-magnitude"
>magnitudes</link
> no canto de relacións de <link linkend="ai-flux"
>fluxos</link
>. Polo tanto, volvendo á azul Bellatrix, temos un índice de cor igual a </para>

<para
>B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22, </para>

<para
>De maneira semellante, a índice de cor para a vermella Betelgeuse é </para>

<para
>B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85 </para>

<para
>Os índices de cores, como a <link linkend="ai-magnitude"
>escala de magnitudes</link
>, van cara tras. As estrelas <emphasis
>quentes e azuis</emphasis
> teñen valores <emphasis
>menores e negativos</emphasis
> de B-V que as estrelas máis frías e máis vermellas. </para>

<para
>Con isto, un astrónomo pode utilizar os índices de cor dunha estrela, despois de os corrixir para o avermellecemento e a extinción interestelar, para obter unha temperatura precisa desa estrela. A relación entre B-V e a temperatura ilústrase na Figura 2. </para>

<para>
<mediaobject>
<imageobject>
  <imagedata fileref="color_indices.png"/>
</imageobject>
<caption
><para
><phrase
>Figura 2</phrase
></para
></caption>
</mediaobject>
</para>

<para
>O Sol, cunha temperatura na superficie de 5.800 K, ten un índice B-V de 0,62. </para>
</sect1>
