Warning, /education/kstars/po/ca/docs/kstars/colorandtemp.docbook is written in an unsupported language. File is not indexed.
0001 <sect1 id="ai-colorandtemp"> 0002 0003 <sect1info> 0004 0005 <author 0006 ><firstname 0007 >Jasem</firstname 0008 > <surname 0009 >Mutlaq</surname 0010 > <affiliation 0011 ><address> 0012 </address 0013 ></affiliation> 0014 </author> 0015 </sect1info> 0016 0017 <title 0018 >Colors i temperatures de les estrelles</title> 0019 <indexterm 0020 ><primary 0021 >Colors i temperatures de les estrelles</primary 0022 ><seealso 0023 >Radiació d'un cos negre</seealso 0024 > <seealso 0025 >Escala de magnituds</seealso 0026 > </indexterm> 0027 0028 <para 0029 >A primera vista les estrelles 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 estrelles tinguin 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> 0030 0031 <para 0032 >Específicament, foren els físics que investigaven la <link linkend="ai-blackbody" 0033 >radiació d'un cos negre</link 0034 > 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> 0035 0036 <para 0037 >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 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> 0038 0039 <para 0040 >Per a estimar la temperatura en la superfície d'una estrella, podem utilitzar 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 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). Això apareix il·lustrat en la Figura 1, a on la intensitat de tres estrelles hipotètiques apareix reflectida juntament amb la longitud d'ona. L'«Arc de Sant Martí» indica l'interval de longituds d'ona visibles per l'ull humà. </para> 0041 0042 <para> 0043 <mediaobject> 0044 <imageobject> 0045 <imagedata fileref="star_colors.png" format="PNG"/> 0046 </imageobject> 0047 <caption 0048 ><para 0049 ><phrase 0050 >Figura 1</phrase 0051 ></para 0052 ></caption> 0053 </mediaobject> 0054 </para> 0055 0056 <para 0057 >Aquest mètode simple és un concepte correcte, però no es pot utilitzar per a obtenir temperatures estel·lars amb precisió, atès que les estrelles <emphasis 0058 >no</emphasis 0059 > són cossos negres perfectes. La presència de diversos elements a l'atmosfera de l'estrella provoca que certes longituds d'ona de la llum siguin absorbides. A causa que aquestes línies d'absorció no estan distribuïdes 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> 0060 0061 <para 0062 >Un mètode alternatiu utilitza la fotometria per a mesurar la intensitat de la llum en passar a través de diferents filtres. Cada filtre <emphasis 0063 >sols</emphasis 0064 > 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 0065 >Johnson UBV system</firstterm 0066 > (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> 0067 0068 <para 0069 >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 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" 0070 >fluxos</link 0071 > (quantitat d'energia per cm<superscript 0072 >2</superscript 0073 > 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 estrelles, i aquestes relacions s'utilitzen per a establir una escala de temperatures per a les estrelles. Generalitzant. Com més grans siguin les relacions Fu/Fb i Fb/Fv d'una estrella, major serà la seva temperatura en superfície. </para> 0074 0075 <para 0076 >Per exemple, l'estrella 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 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 calenta, atès que la posició del seu màxim espectral se situa en algun punt en l'abast 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> 0077 0078 <para 0079 >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 de l'abast 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> 0080 0081 <para 0082 >Els astrònoms prefereixen expressar els colors de les estrelles en termes d'una diferència en <link linkend="ai-magnitude" 0083 >magnituds</link 0084 >, més que en relacions de <link linkend="ai-flux" 0085 >fluxos</link 0086 >. En conseqüència, prenent a la blava Bellatrix, tindrem un índex de color igual que </para> 0087 0088 <para 0089 >B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22, </para> 0090 0091 <para 0092 >De manera similar, l'índex de color per a la vermella Betelgeuse és </para> 0093 0094 <para 0095 >B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85 </para> 0096 0097 <para 0098 >Els índexs de color, igual que l'<link linkend="ai-magnitude" 0099 >escala de magnituds</link 0100 >, van cap enrere. Les estrelles <emphasis 0101 >calentes i blaves</emphasis 0102 > tenen valors <emphasis 0103 >petits i negatius</emphasis 0104 > d'índex de color que les estrelles fredes i roges. </para> 0105 0106 <para 0107 >Un astrònom pot utilitzar els índexs de color per a una estrella, després de corregir-los per l'envermelliment i l'extinció interestel·lar, per a obtenir una temperatura precisa d'aquesta estrella. La relació entre l'índex de color i la temperatura apareix il·lustrat en la Figura 2. </para> 0108 0109 <para> 0110 <mediaobject> 0111 <imageobject> 0112 <imagedata fileref="color_indices.png"/> 0113 </imageobject> 0114 <caption 0115 ><para 0116 ><phrase 0117 >Figura 2</phrase 0118 ></para 0119 ></caption> 0120 </mediaobject> 0121 </para> 0122 0123 <para 0124 >El Sol, amb una temperatura en superfície de 5.800 K té un índex de color de 0,62. </para> 0125 </sect1>