PRÁCTICAS

Prácticas de Física del Cosmos, Universidad de La Laguna ____________ Ángel R. López Sánchez, 2005
Para comenzar, seleccionaremos la Secuencia Principal de estrellas, pues es casi seguro que es
donde nuestra estrella se encuentre. Así, seleccionamos Main Secuence en la nueva ventana que se
nos ha abierto.
c. Inmediatamente, nos aparece una nueva ventana con los espectros más importantes de la secuencia
principal: desde el O5 V hasta M5 V (saltando de 5 en 5). Además, se llenan las zonas superior e
inferior con dos espectros contiguos. En el caso de la figura 3, aparecen O5 V y B0 V.
d. Sólo nos queda ir pasando de espectro en espectro (mediante los botones up y down, a la derecha)
de la secuencia principal y, por comparación, ver cuál se aproxima más a nuestra estrella. Podemos
ayudarnos de la opción Difference que aparece abajo a la derecha, con la que se resta al espectro
estándar que tengamos en la zona superior, el espectro problema, apareciendo esta sustracción en la
zona inferior. Contra más se aproxime esta diferencia a una línea recta más se parecerá el espectro
problema al espectro estándar. En el caso de la figura 3, encontraríamos que el espectro de la
estrella 494 es K5 V.
4. Desarrollo práctico
1. Caracterizar las líneas de absorción de las clases espectrales. Este ejercicio es muy sencillo. Se
trata simplemente de estudiar cada una de las clases espectrales de Atlas of Estandar Spectral, y
especificar en cada una de ellas las longitudes de onda de los átomos e iones que provocan las
líneas de absorción. Además, es importante separar las líneas principales de las secundarias.
2. Distancia a estrellas mediante paralaje espectroscópico. Para concluir, podemos calcular la
distancia a estrellas mediante paralaje espectroscópico. Una vez clasificado el espectro de la estrella
y conocida su magnitud aparente, m, podemos extrapolar la magnitud absoluta, M, para estrellas de
varios tipos espectrales (tal como se proporciona en la tabla 1) y obtener la distancia en parsecs sólo
con aplicar la ecuación que relaciona las magnitudes absolutas y aparentes con la distancia. Hacerlo
para las estrellas HD 23607, HD 23463, HD 23753, HD 23361, HD 23302, HD 23247, HD 23338 y t
del campo de las Pléyades.
Tipo Espectral Magnitud Absoluta
O5 V -5.8
B0 V -4.1
B5 V -1.1
A0 V +0.7
A5 V +2.0
F0 V +2.6
F5 V +3.4
G0 V +4.4
G5 V +5.1
K0 V +5.9
K5 V +7.3
M0 V +9.0
M5 V +11.8
M8 V +16.0
TABLA 1. Magnitud absoluta de estrellas del mismo tipo espectral (para la secuencia principal).
3. Clasificación de espectros estelares. Esta práctica de astrofísica trae 25 espectros problema para
ser analizados con detenimiento. En este caso, no vamos a tener casos tan obvios como en las
Pléyades, pues la gama de estas estrella problema es bastante alta. Para comenzar, no todas son de
la secuencia principal, sino que también se encuentran estrellas de otras ramas del diagrama HR.
Además, algunas de ellas poseen picos de emisión (no de absorción) que deben ser explicados. En
la Tabla 2 se encuentran recopiladas las 25 estrellas problema.
PLAZO DE ENTREGA: 21 de junio
Departamento de Astrofísica. Universidad de La Laguna e IAC pág 12