## Color y Temperatura Estelar

La distribución de radiación emitida por un cuerpo negro perfecto es llamada Radiación de Cuerpo Negro (porque la distribución de radiación es independiente de qué material el cuerpo está compuesto). La distribución está caracterizada por una función de Planck, expresada matemáticamente como:

Las estrellas tienen una distribución de radiación caracterizada principalmente por esta fórmula, ya que la temperatura es el factor dominante. En esta experiencia, acoplamos la distribución de radiación representada por esta ecuación y el cálculo de la fotometría directamente en la curva, para demostrar empíricamente la relación entre el color de una estrella y su temperatura.

Los botones llamados Red (rojo), Visual y Blue (azul) calculan la integración bajo la curva entre las líneas indicadas. Estas líneas corresponden aproximadamente a la banda pasante de los filtros usados en los observatorios para medir el color de las estrellas.

## Radiación de Cuerpo Negro y Temperatura Estelar

El espectro está graficado entre 2000 angstroms y 1,2 micrones
Instrucciones: Comience colocando el termómetro de la derecha (rojo) a una temperatura de aproximadamente 8 000 grados K (coloque el ratón en el rectángulo y desplácelo hacia arriba hasta alcanzar 8000). La distribución de radiación para esta temperatura aparecerá graficada en rojo.

Cliqueé en el botón Red. Los límites del filtro rojo aparecen indicados y el área correspondente es calculada (en unidades arbitrarias). Ahora cliqueé en el botón Blue y la banda pasante azul aparece graficada y la razón entre los flujos B sobre R aparecerá indicada. Este procedimiento puede ser repetido para el filtro Visual y las razones entre los flujos aparecerá indicada.

Ahora cambie la temperatura de 8 000 °K a 4 000 °K dejando los filtros seleccionados. Note como las razones de los flujos cambian.

Usando este programa es posible notar la relación entre los colores, especificamente las razones BVR en función de la temperatura.

## Energía Total Emitida y Temperatura

Ahora comparemos dos estrellas de radios idénticos y temperaturas diferentes para entender la dependencia con T4 de la energía total emitida. El área bajo la curva es la energía total emitida. Coloque el termómetro rojo a 10 000 grados y el termómetro negro a 5 000 grados. Usted puede notar que el área bajo la curva roja es mucho mayor que el área bajo la curva negra. Repita el experimento a 6000K y 3000K, por ejemplo.
El espectro está graficado entre 1000 angstroms y 3 micrones
Explorando el Ultra Violeta

En el gráfico de abajo, solamente está graficada la región espectral de entre 1000 y 3000 Angstroms. Coloque el termómetro rojo a 10 000 grados y el negro a 6 000 grados y compare la diferencia entre la radiación UV emitida. Ahora cambie el termómetro negro a 3000 grados. Por qué su emisión UV es prácticamente nula comparada con la estrella a 10 000 grados?

Explorando el Infrarrojo

En este caso, solamente está graficada la región espectral de entre 1,0 y 3,0 micrones. Nuevamente coloque el termómetro rojo en 10 000 grados y el negro a 6 000 grados y compare las diferencias en la cantidad de radiación infrarroja que es emitida. Ahora cambie el termómetro a 3 000 grados. Por qué todavía hay más radiación IR emitida por la estrella más caliente?

Applet coding by Sean Russell | Graphic images by Amy McGrew | Content and direction by GregBothun, PhD

Universidad de Oregon

Introducción a la Astronomía y la Astrofísica

Modificada el 15 de Diciembre de 1997
Traducción al castellano: oscar@fisica.edu.uy