E3 Radiacion Termica y Espectro

Tópico

El protagonista de este modelo es la temperatura de una superficie astrofísica, y el espectro de cuerpo negro que esa única temperatura, por sí sola, determina por completo.

La radiación térmica es el proceso radiativo más fundamental de la astrofísica, porque toda superficie a una temperatura dada emite un espectro de cuerpo negro cuya forma depende únicamente de esa temperatura. La ley de Wien hace que la ubicación del máximo de ese espectro quede fijada por esa misma temperatura: el Sol, a poco menos de seis mil grados, emite su máximo en la luz verde visible, mientras que una estrella de neutrones ya enfriada, a una temperatura de un millón de grados, emite su máximo en rayos X blandos.

La ley de Stefan-Boltzmann liga, a su vez, el flujo total que esa superficie emite a la cuarta potencia de su temperatura, de modo que duplicar la temperatura de una superficie hace que el flujo que emite se multiplique por dieciséis. La luminosidad total de una estrella integra ese mismo flujo sobre toda su superficie, de modo que esa luminosidad crece tanto con el cuadrado del radio de la estrella como con esa misma cuarta potencia de su temperatura.

La escala de magnitudes de Pogson, logarítmica e invertida, traduce ese flujo total en la magnitud con la que se cataloga habitualmente a cada estrella, y fue calibrada de modo que una diferencia de cinco magnitudes equivalga siempre a un factor cien en flujo, sin importar en qué parte de la escala se mida esa diferencia. Así, desde la temperatura de una superficie astrofísica con la que arranca este documento hasta la escala de magnitudes con la que termina, pasando por la ley de Wien, la ley de Stefan-Boltzmann y la luminosidad total de la estrella, estos tres pilares —Planck, Wien y Stefan-Boltzmann— hacen que la fotometría y la espectrofotometría estelar puedan traducir, de manera sistemática, la temperatura de cualquier superficie en un espectro, un flujo y una magnitud medibles.

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