¿Cómo se calcula la masa de una sola estrella? Supongo que necesitamos la luminosidad, la temperatura de la superficie, el radio, la distancia, etc. Pero no sabemos nada de la realidad, porque sólo podemos medir las fuerzas gravitatorias reales de una sola estrella: el Sol. ¿Cómo podemos saber que los modelos que hemos creado son buenos?
Respuestas
¿Demasiados anuncios?Estimar la masa de una "sola estrella" puede ser una tarea muy difícil, aunque quizá su pregunta sea demasiado pesimista.
Hay una serie de relaciones sugeridas que relacionan la masa de una estrella con su luminosidad. Por supuesto, pueden proceder de modelos de evolución estelar, pero también pueden calibrarse empíricamente utilizando estrellas en sistemas binarios resueltos de distancia conocida, donde las leyes de Kepler pueden utilizarse para medir las masas de ambos componentes, así como su orientación. Otra posibilidad son las binarias cercanas y eclipsantes, donde se pueden encontrar las inclinaciones, radios y masas de ambos componentes. Por supuesto, para estimar la luminosidad de cualquier estrella es necesario conocer con precisión la distancia (que a menudo no se conoce), así como las mediciones de brillo, preferiblemente en varios rangos de longitud de onda y un tipo espectral, de modo que se pueda tener en cuenta cualquier extinción por el medio interestelar.
Ejemplos de este enfoque y de estas relaciones calibradas son los conocidos trabajos de Delfosse et al. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A%26A...364..217D Ver también http://en.wikipedia.org/wiki/Mass%E2%80%93luminosity_relation
Esto puede funcionar porque las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal, donde su luminosidad evoluciona lentamente con el tiempo. Hay un "punto dulce" entre 0,1 y 0,9 $M_{\odot}$ donde este método puede funcionar bien. Con masas más elevadas, muchas estrellas pueden haber evolucionado fuera de la secuencia principal, por lo que la relación entre luminosidad y masa pasa a depender de la edad. Medir la edad de las estrellas es tan difícil (o más) que medir su masa, por lo que esto supone un problema. A menudo, la única solución es obtener una masa dependiente del modelo estudiando la posición de la estrella en un diagrama de Hertzsprung-Russell e intentando identificar una "pista de masa" particular de una estrella en evolución que coincida con la luminosidad y la temperatura de la estrella en cuestión. Desgraciadamente, además de la dependencia del modelo (diferentes modelos, que contienen una física diferente, dan lugar a masas diferentes), también hay problemas de degeneración en los que dos pistas de masa pueden cruzarse. Además, las pistas pueden depender de la composición química de la estrella.
También hay problemas importantes con masas muy bajas. Faltan sistemas binarios de calibración bien estudiados, pero lo más importante es que los objetos de masa muy baja también tienen una relación masa-luminosidad dependiente de la edad porque pueden estar todavía contrayéndose hacia la secuencia principal (o simplemente enfriándose en el caso de las enanas marrones). En este caso, los modelos son muy inciertos y las pistas de masa están muy próximas en el diagrama HR. Por tanto, la estimación de las masas de los objetos de muy baja masa podría ser incierta por un factor de dos. http://adsabs.harvard.edu/abs/2012EAS....57...45J
Hay otras formas de verificar y comprobar las calibraciones de masa, dependiendo de la información disponible. Por ejemplo, si se conoce el radio de una estrella, quizás porque está lo suficientemente cerca como para tener un radio medido interferométricamente o estimado a partir de $L/T_{\rm eff}^4$ Es decir, se puede estimar la gravedad superficial a partir del espectro y luego estimar la masa a partir del radio conocido. Desgraciadamente, las estimaciones de la gravedad no suelen ser lo suficientemente precisas como para ofrecer limitaciones significativas, aunque las masas de las enanas blancas se estiman habitualmente de esta manera. En las enanas blancas de velocidad radial conocida (es cierto que suelen estar en sistemas binarios), las masas también pueden estimarse a partir del desplazamiento gravitacional de las líneas de absorción, pero esto puede ser útil para calibrar otras relaciones.
Una esperanza emergente es que la técnica de la astrosismología -estudio de la pulsación de las estrellas- arroje directamente masas para calibrar algunas de las otras relaciones empíricas. La nueva y precisa fotometría de satélites como Kepler ha comenzado a hacer posible tales estimaciones para las estrellas de tipo solar y las gigantes rojas (por ejemplo, véase http://adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...785L..28E ). Sin embargo, sigue siendo necesario realizar una fotometría y una espectroscopia detalladas para tratar las diversas degeneraciones y la dependencia de la composición.
Un sistema estelar binario, que es bastante común, nos permitirá determinar la masa con gran precisión, utilizando Tercera ley del movimiento planetario de Kepler que es el siguiente: $$ \frac{T^2}{r^3} = \frac{4 \pi^2}{GM_{sum}} $$ Utilizando el periodo orbital, $T$ En este caso, podemos determinar la aceleración y el efecto que tienen las estrellas entre sí para determinar la masa. Una vez que tenemos las masas de estas estrellas, anotamos sus características espectroscópicas como luminosidad, metalicidad, temperatura, radio, composición, etc.
Utilizando el Diagrama de Hertzsprung-Russell podemos trazar una estrella con características conocidas para estimar aproximadamente su masa.