<sect1 id="ai-colorandtemp">

<sect1info>

<author
><firstname
>Jasem</firstname
> <surname
>Mutlaq</surname
> <affiliation
><address
> <email
>mutlaqja@ku.edu</email>
</address
></affiliation>
</author>
</sect1info>

<title
>Colors i temperatures de les estrelles</title>
<indexterm
><primary
>Colors i temperatures de les estrelles</primary>
<seealso
>Radiació d'un cos negre</seealso
> <seealso
>Escala de magnituds</seealso
> </indexterm>

<para
>Les estrelles aparenten ser exclusivament blanques a primera vista. Però si ens ho mirem amb més cura, notarem una varietat de colors: Blau, blanc, roig i fins i tot el daurat. En la constel·lació d'Orion, es pot apreciar un bell contrast entre la vermella Betelgeuse a l'"aixella" d'Orion i la blava Bellatrix a l'espatlla. El que provoca que les estrelles tinguin diferents colors fou un misteri fins fa dos segles, quan els físics adquiriren els coneixements sobre la naturalessa de la llum i les propietats de la materia a temperatures immensament altes. </para>

<para
>Especificament, foren els físics que investigaven la <link linkend="ai-blackbody"
>radiació d'un cos negre</link
> els que ens permeteren entendre la variació dels colors estel·lars. Poc després de comprendre la radiació d'un cos negre, s'advertí que l'espectre d'una estrella és molt similar a les corbes de diverses temperatures de la radiació d'un cos negre, variant des d'uns pocs milers de graus Kelvin fins a ~50.000 K. La conclusió òbvia és que les estrelles són similars als cossos negres i que la variació de color de les estrelles és una conseqüència directa de les temperatures de la seva superfície. </para>

<para
>Les estrelles fredes (&ead;, les de tipus espectrals K i M) irradien la major part de la seva energia en les zones roges i infraroges de l'espectre electromagnètic i per això són de color roig, mentre que les estrelles calents (&ead;, les de tipus espectrals O i B) majoritàriament emeten longituds d'ona blabes i ultraviolats, fent que aparentin ser blabes o blanques. </para>

<para
>Per a estimar la temperatura en la superfície d'una estrella, podem usar la relació coneguda entre la temperatura d'un cos negre i la longitud d'ona de la llum en els pics del seu espectre. Això és, a mesura que incrementeu la temperatura d'un cos negre, el màxim del seu espectre es mou cap a longituds d'ona més curtes de la llum (blau). Això apareix il·lustrat en la Figura 1, a on l'intensitat de tres estrelles hipotètiques apareix reflexada junt a la longitud d'ona. L'"Arc de Sant Martí" indica el rang de longituds d'ona visibles per a l'ull humà. </para>

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

<para
>Aquest mètode simple és conceptualment correcte, però no es pot usar per obtenir temperatures estel·lars amb precisió, atès que les estrelles <emphasis
>no</emphasis
> són cossos negres perfectes. La presència de diversos elements a l'atmosfera de l'estrella provoca que certes longituds d'ona siguin absorbides. A causa de que aquestes línies d'absorció no estan distribuides uniformement sobre l'espectre, poden modificar la posició d'un màxim espectral. De fet, obtenir un espectre útil d'una estrella és un procés que comporta molt de temps i és prohibitiu realitzar-lo amb grans grups d'estrelles. </para>

<para
>Un mètode alternatiu usa la fotometria per a mesurar la intensitat de la llum en passar per diferents filtres. Cada filtre <emphasis
>sols</emphasis
> permet passar una part específica de l'espectre de la llum, mentre que refusa tots els altres. Un sistema fotomètric molt usat és l'anomenat <firstterm
>Johnson UBV system</firstterm
> (sistema UBV Johnson). Empra tres filtres de pas de banda: Les regions U ("ultraviolat"), B ("blau") i V ("visible"); cadascun ocupa diferents regions de l'espectre electromagnètic. </para>

<para
>El procés de fotometria UBV involucra l'ús de dispositius fotosensibles (com la película fotogràfica o càmeres equipades amb un CCD) i l'orientar un telescopi cap a una estrella per a mesurar la intensitat de la llum que passa per cadascun dels filtres individualment. Aquest procediment produeix tres lluminositats aparents o <link linkend="ai-flux"
>fluxos</link
> (quantitat d'energia per cm^2 per segon) designats per Fu, Fb i Fv. La relació dels fluxos Fu/Fb i Fb/Fv és una mesura de quantitat del "color" de les estrelles, i aquestes relacions s'usen per a establir una escala de temperatures per a les estrelles. Generalitzant, quan més grans siguin les relacions Fu/Fb i Fb/Fv d'una estrella, major serà la seva temperatura en superfície. </para>

<para
>Per exemple, l'estrella Bellatrix, a Orion, té Fb/Fv = 1,22, indicant que és més brillant a través del filtre B que del filtre V. A demés, la seva relació Fu/Fb és 2,22, el que significa que és més brillant a través del filtre U. Això indica que es tracta d'una estrella molt calent, atès que la posició del seu màxim espectral es situa en algun punt en el rang del filtre U, o fins i tot a una longitud d'ona més curta. La temperatura en superfície de Bellatrix (com es determina de la comparació del seu espectre amb models detallats que tenen en compte les línies d'absorció) és d'uns 25.000 Kelvin. </para>

<para
>Podem repetir l'anàlisi amb l'estrella Betelgeuse. Les seves relacions Fb/Fv i Fu/Fb són 0,15 i 0,18, respectivament, de manera que és més brillant en V i menys en U. Pel que, el màxim espectral de Betelgeuse deu trobar-se en algun punt del rang del filtre V, o fins i tot a una longitud d'ona més llarga. La temperatura en superfície de Betelgeuse és de tan sols 2.400 Kelvin. </para>

<para
>Els astrònoms prefereixen expressar els colors de les estrelles en termes d'una diferència en <link linkend="ai-magnitude"
>magnituds</link
>, més que en relacions de <link linkend="ai-flux"
>fluxos</link
>. D'aquesta manera, prenent a la blava Bellatrix, tenim un índex de color igual a </para>

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

<para
>De manera similar, l'índex de color per a la vermella Betelgeuse és </para>

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

<para
>Els índexs de color, al igual que l'<link linkend="ai-magnitude"
>escala de magnituds</link
>, van cap enredera. Les estrelles <emphasis
>calents i blabes</emphasis
> tenen valors de B-V més petits i negatius que les estrelles fredes i roges. </para>

<para
>Un astrònom pot usar els índexs de color d'una estrella, després de corregir-los per l'envermelliment i la extinció interestel·lar, per a obtenir una temperatura precisa de l'estrella. La relació entre B-V i la temperatura apareix il·lustrada en la Figura 2. </para>

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

<para
>El Sol, amb una temperatura en superfície de 5.800 K té un índex B-V de 0,62. </para>
</sect1>
