Definición de atmósferas estelares

1. Las atmósferas estelares constituyen el más antiguo de los temas de investigación astrofísica. Joseph von Fraunhofer y G. R. Kirchhoff sentaron las bases de la espectroscopia estelar; el primero observando con un espectroscopio visual los espectros del Sol y algunas estrellas brillantes y el segundo mostrando que un gas colocado frente a un manantial de luz blanca producía rayas de absorción, precisamente de las mismas longitudes de onda a que el gas en cuestión, calentado o excitado eléctricamente, las producía de emisión. Las fotografías de los espectros estelares se analizan con fotómetros que registran en una tira de papel en movimiento las variaciones de actividad fotográfica ,que se notan a lo largo del espectro continuo. El resultado es una huella espectrofotométrica de la luz estelar, la cual indica la intensidad de la radiación, respecto de las rayas de absorción o de las de emisión, así como de todo el espectro continuo. Actualmente se emplean registradores fotoeléctricos directos en substitución de la placa fotográfica. Véase Electrónica, Célula fotoeléctrica.
   
   Las temperaturas de las superficies estelares se deducen de la distribución de la intensidad lumínica a lo largo del espectro continuo. Estas temperaturas oscilan entre 500000 °K (v. Cero absoluto, Temperatura absoluta) en el objeto central de la nebulosa del Cangrejo y 2000 ó 2500 °K. Son muy pocas las estrellas que posean temperaturas superficiales superiores a 50000 °K. La mayoría de las rayas de absorción de los espectros estelares han sido identificadas con elementos químicos conocidos; las no identificadas todavía corresponden, casi con seguridad, a elementos también conocidos, pero que hasta el presente no han sido estudiados en el laboratorio a las temperaturas y presiones que prevalecen en las atmósferas estelares. Véase Absorción, Espectro de absorción; Estrella, Espectros.
   
   
   Presiones. La intensidad de las rayas de absorción depende de la temperatura del gas absorbente y de la presión a que se halla sometido. Con la brillante teoría de M. N. Saha sobre la ionización y excitación de gases (v. Ion) cabe comprobar las temperaturas superficiales de las estrellas obtenidas de sus espectros continuos y deducir, independientemente, las presiones correspondientes. En las estrellas enanas, como el Sol, en que la extensión radial de la atmósfera alcanza unos cuantos centenares de kilómetros, las presiones oscilan alrededor de 1/1000 de la presión atmosférica terrestre. En las estrellas muchd más comprimidas (enanas blancas), con atmósferas de sólo unos pocos decímetros, las presiones son de 100 a 1000 veces mayores que en el Sol. Las gigantes muy enrarecidas, como Capella y Antares, poseen atmósferas que se extienden a muchos miles de kilómetros, con presiones iguales de 1/10 a 1/100 de la del Sol. En algunas estrellas, no muy corrientes, el espesor de la atmósfera puede alcanzar hasta 10 veces el radio de la estrella, mientras que en las muy grandes el envoltorio gaseoso se extiende a veces a alturas de varios miles de millones de kilómetros. Véase Gigantes y enanas, Estrellas.
   
   Las estrellas magnéticas revelan en sus espectros los efectos de fuertes campos magnéticos, que varían frecuentemente de intensidad en periodos de días o meses. En estas estrellas se notan también variaciones periódicas en la intensidad de algunas de sus rayas de absorción y en las Velocidades radiales indicadas por las mismas. Los elementos químicos aparecen estratificados en las superficies de manera que las tierras raras, por ejemplo, pueden presentarse anormalmente abundantes cerca de un polo magnético, mientras en el otro predomina el cromo. No existe teoría adecuada que explique semejante estratificación.
   
   Las rotaciones de las estrellas se infieren del grado de difusión de sus rayas espectrales; los desplazamientos (v. Doppler, Efecto) y las diferentes superficies estelares visibles dan al conjunto de líneas una apariencia «discoidal». Las rotaciones más rápidas son del orden de 500 km/s en el ecuador de la estrella. Tales estrellas se aproximan al límite de la inestabilidad rotacional y algunas poseen tenues anillos gaseosos en sus planos ecuatoriales, que indican pérdida apreciable de materia proyectada al espacio. En las Estrellas binarias muy juntas, por lo mismo que se llega más fácilmente a las condiciones de inestabilidad, los fenómenos de anillos gaseosos son más corrientes.
   
   
   Abundancia de elementos. El estudio de la abundancia relativa de elementos químicos en las diferentes atmósferas estelares revela que la mayoría de las estrellas se asemejan al Sol; de cada 100 átomos, 95 corresponden al hidrógeno, 4 al helio y menos de uno a todos los restantes elementos juntos. Pero en un grupo de estrellas, caracterizado por una abundancia anómala de elementos, se observa defecto de hidrógeno y predominio de helio; en otro grupo, la relación del carbono al oxígeno difiere marcadamente de la relación normal cósmica; en otro, en fin, existe una extraña abundancia de tierras raras. Las que más llaman la atención son las estrellas ricas en litio, que se destruye rápidamente por reacciones nucleares a poca profundidad bajo la superficie estelar; y las que abundan en tecnecio, elemento inestable que se descompone espontáneamente en otros elementos en un periodo de unos pocos cientos de miles de años (v. Radiactividad). La presencia del tecnecio y del litio sugiere que los átomos de estos elementos se producen en pequeñas cantidades cerca de la superficie de algunas estrellas. Existen también diferencias sorprendentes en las relaciones de abundancia de los Isótopos del carbono, C12/C13.
   
   Para más información ver: astrofísica.

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