1. Radiación de cuerpo negro:
* El principio fundamental: Las estrellas irradian energía a través del espectro electromagnético como un cuerpo negro, un objeto hipotético que absorbe y emite perfectamente la radiación. La longitud de onda máxima de esta radiación depende únicamente de la temperatura del objeto.
* Ley de desplazamiento de Wien: Esta ley establece que la longitud de onda máxima (λ max ) de la radiación de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura (t):λ max =B/T, donde B es la constante de desplazamiento de Wien.
* Método: Los astrónomos miden el espectro de la estrella (su intensidad en diferentes longitudes de onda) e identifican la longitud de onda en la que la radiación es más fuerte. Usando la ley de Wien, calculan la temperatura correspondiente.
2. Clasificación espectral:
* La base: Las estrellas emiten luz a diferentes longitudes de onda dependiendo de su temperatura. Esto crea firmas espectrales únicas o patrones de líneas espectrales.
* El sistema: El sistema de clasificación espectral utiliza letras (O, B, A, F, G, K, M) para clasificar las estrellas en función de sus líneas espectrales dominantes y, por lo tanto, sus temperaturas. O las estrellas son las más calientes, con temperaturas superiores a 30,000 K, mientras que las estrellas M son las más frías, con temperaturas inferiores a 3,500 K.
* Limitaciones: Este método proporciona una estimación aproximada de la temperatura pero no proporciona valores precisos.
3. Índice de color:
* El principio: Las estrellas emiten diferentes cantidades de luz a diferentes longitudes de onda. La diferencia en el brillo a dos longitudes de onda específicas (por ejemplo, azul y visual) se puede usar para estimar la temperatura de la estrella.
* El método: Los astrónomos miden el brillo de la estrella en filtros azules y visuales y calculan el índice de color, que está relacionado con la temperatura.
* ventajas: Es un método relativamente simple y eficiente.
* Limitaciones: El polvo y el gas en el medio interestelar pueden afectar el índice de color, introduciendo incertidumbres en la estimación de temperatura.
4. Interferometría:
* La técnica: Los interferómetros combinan la luz de múltiples telescopios para lograr una mayor resolución angular, lo que permite a los astrónomos estudiar las características de la superficie de las estrellas con mayor detalle.
* Medición de temperatura: Al analizar la distribución de la luz en la superficie de la estrella, los astrónomos pueden trazar las variaciones de temperatura.
* ventajas: Proporciona perfiles de temperatura más detallados, especialmente para estrellas grandes y cercanas.
* Limitaciones: Requiere instrumentos complejos y técnicas de análisis sofisticadas.
5. Fotometría:
* El principio: La fotometría mide la cantidad de luz emitida por una estrella. La cantidad de radiación a diferentes longitudes de onda proporciona información sobre la temperatura de la estrella.
* ventajas: Simple y versátil, utilizable para una amplia gama de estrellas.
* Limitaciones: Proporciona información de temperatura menos precisa que otros métodos.
6. Otras técnicas:
* Paralaje espectroscópico: Combina datos espectrales con mediciones de paralaje para estimar las temperaturas estelares.
* clústeres de estrellas: Analizar las estrellas en un clúster de estrellas, que tiene aproximadamente la misma edad, ayuda a determinar la temperatura de las estrellas individuales.
Es importante tener en cuenta que estos métodos a menudo se usan en combinación para obtener estimaciones de temperatura más precisas e integrales. El método elegido depende de la estrella específica y la instrumentación disponible.
