<sect1 id="ai-colorandtemp">

<sect1info>

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

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

<para
>A primera vista les estreles aparenten ser exclusivament blanques. Però si observem amb més cura, notarem un interval de colors; blau, blanc, roig, fins i tot el daurat. En la constel·lació d'Orió, es pot apreuar un bell contrast entre la vermella Betelgeuse a l'«aixella» d'Orió i la blava Bellatrix a l'espatlla. El que causa que les estreles tinguen diferents colors fou un misteri fins fa dos segles, quan els físics adquiriren els coneixements sobre la naturalesa de la llum i les propietats de la matèria a temperatures immensament altes. </para>

<para
>Específicament, 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 estrelars. Poc després de comprendre la radiació d'un cos negre, s'advertí que l'espectre d'una estrela 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 estreles són similars als cossos negres i que la variació de color de les estreles és una conseqüència directa de les temperatures de la seua superfície. </para>

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

<para
>Per a estimar la temperatura en la superfície d'una estrela, podem utilitzar la relació coneguda entre la temperatura d'un cos negre i la llargària d'ona de la llum en els pics del seu espectre. Açò és, a mesura que feu pujar la temperatura d'un cos negre, el màxim del seu espectre es mou cap a longituds d'ona més curtes de la llum (blau). Açò apareix il·lustrat en la Figura 1, a on la intensitat de tres estreles hipotètiques apareix reflectida juntament amb la llargària d'ona. L'«Arc de Sant Martí» indica l'interval de longituds d'ona visibles per 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
>Este mètode simple és un concepte correcte, però no es pot utilitzar per a obtindre temperatures estrelars amb precisió, atés que les estreles <emphasis
>no</emphasis
> són cossos negres perfectes. La presència de diversos elements a l'atmosfera de l'estrela provoca que certes longituds d'ona de la llum siguen absorbides. A causa que estes línies d'absorció no estan distribuïdes uniformement sobre l'espectre, poden modificar la posició d'un màxim espectral. De fet, obtindre un espectre útil d'una estrela és un procés que comporta molt de temps i és prohibitiu realitzar-lo amb grans grups d'estreles. </para>

<para
>Un mètode alternatiu utilitza la fotometria per a mesurar la intensitat de la llum en passar a través de 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 emprat és l'anomenat <firstterm
>Johnson UBV system</firstterm
> (sistema fotomètric UBV, de Johnson, o de Johnson-Morgan). Empra tres filtres de pas de banda: Les regions U («ultraviolat»), B («blau») i V («visible»); cadascuna ocupa regions diferents de l'espectre electromagnètic. </para>

<para
>El procés de fotometria UBV involucra l'ús de dispositius fotosensibles (com la pel·lícula fotogràfica o càmeres equipades amb un CCD) i en orientar un telescopi cap a una estrela per a mesurar la intensitat de la llum que passa per cadascun dels filtres individualment. Este procediment produeix tres lluminositats aparents o <link linkend="ai-flux"
>fluxos</link
> (quantitat d'energia per cm<superscript
>2</superscript
> per segon) designats per Fu, Fb i Fv. La relació dels fluxos Fu/Fb i Fb/Fv és una mesura quantitativa del «color» de les estreles, i estes relacions s'utilitzen per a establir una escala de temperatures per a les estreles. Generalitzant. Com més grans siguen les relacions Fu/Fb i Fb/Fv d'una estrela, major serà la seua temperatura en superfície. </para>

<para
>Per exemple, l'estrela Bellatrix, a Orió, té Fb/Fv = 1,22, indicant que és més brillant a través del filtre B que del filtre V. A més, la seua relació Fu/Fb és 2,22, el que significa que és més brillant a través del filtre U. Açò indica que es tracta d'una estrela molt calenta, atés que la posició del seu màxim espectral se situa en algun punt en l'abast del filtre U, o fins i tot a una llargària 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'estrela Betelgeuse. Les seues 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 de l'abast del filtre V, o fins i tot a una llargària d'ona més llarga. La temperatura en superfície de Betelgeuse és de tan sols 2.400 Kelvin. </para>

<para
>Els astrònoms preferisquen expressar els colors de les estreles en termes d'una diferència en <link linkend="ai-magnitude"
>magnituds</link
>, més que en relacions de <link linkend="ai-flux"
>fluxos</link
>. En conseqüència, prenent a la blava Bellatrix, tindrem un índex de color igual que </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, igual que l'<link linkend="ai-magnitude"
>escala de magnituds</link
>, van cap enrere. Les estreles <emphasis
>calentes i blaves</emphasis
> tenen valors <emphasis
>petits i negatius</emphasis
> d'índex de color que les estreles fredes i roges. </para>

<para
>Un astrònom pot utilitzar els índexs de color per a una estrela, després de corregir-los per l'envermelliment i l'extinció interestel·lar, per a obtindre una temperatura precisa d'esta estrela. La relació entre l'índex de color i la temperatura apareix il·lustrat 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 de color de 0,62. </para>
</sect1>
