La masa de los astros

En el caso de los planetas y los satélites, todo astro que orbite, la Mecánica Clásica, no relativista, es suficiente para que tengamos una idea aproximada de cuánto pesan. La Ley de la Gravitación Universal newtoniana nos lo permite, si igualamos esta fuerza a la causante de la trayectoria curvilínea:

En el caso de las estrellas este método no se puede utilizar ya que, la mayoría describen orbitas circulares alrededor de otro astro, las dobles sí. Hasta hace muy poco tiempo, salvo el Sol, la masa conocida o estimada era sólo la de estrellas dobles, esto es dos estrellas que giran en torno a su centro de masas y que, a su vez, son bastante numerosas en el universo. Estudiando las órbitas de las estrellas binarias o dobles se puede calcular la masa total del sistema y la masa de cada componente individual, utilizando la tercera Ley de Kepler. Ahora, si se trata de binarias espectroscópicas de doble espectro, que son a la vez binarias a eclipse, la estimación sobre su masa se obtiene por el análisis combinado de las curvas de velocidad radial y la luz. A través de esos dos modos se ha determinado o estimado la masa de muchas estrellas. Claro está, que también está el interés de conocer cuál es la masa que puede comportar una solitaria estrella. En los últimos años, se ha venido aplicando un método conocido como microlenticulación, que en principio fue desarrollado para estudiar la materia oscura que existe en el espacio y, que en aplicaciones de mediciones másicas de estrellas solitarias, también ha resultado exitoso.

• Individualmente, se suele estimar la masa de una estrella considerando, en primer lugar, cuáles pueden ser las reacciones de fusión que se pueden dar en su núcleo, lo que nos lleva a su luminosidad, su temperatura superficial y su tiempo de vida.
• Para proceder a estimar la masa de una estrella, también se pueden observar los efectos que ésta ocasiona.

1. Cómo la masa regula las órbitas de los sistemas estelares binarios
2. Cómo afecta la gravedad en la longitud de onda de la luz en el corrimiento al rojo (redsfift)
3. Cuáles son sus efectos sobre el brillo
4. La forma y/o localización de objetos distantes en lentes gravitacionales

Dado que estos métodos son aplicables a muy pocos casos también se recurre a medios teóricos para poder correlacionar la masa de las estrellas de edad madura con su luminosidad, ya que se sabe que la combustión del hidrógeno sigue una secuencia evolutiva bien definida. En consecuencia, es factible poder trazar una relación masa-luminosidad concurriendo a aquellas estrellas de sistemas binarios, a las cuales ya se les ha podido determinar su masa con una relativa exactitud.

Estos métodos son de dificil aplicación en estrellas jóvenes ya que al encontrarse en proceso de formación tienen radios más grandes y luminosidades más altas que aquellas de edad madura que son las que le otorgan la definición a la secuencia. Ni tampoco en enanas cafés o marrones, ya que éstas nunca alcanzan una configuración estable.

Todas estas técnicas vienen descritas en la página http://www.astrocosmo.cl/b_p-tiempo/b_p-tiempo-03.05.06.htm, la cual también hemos utilizado como bibliografía junto a http://personales.ya.com/casanchi/ast/pesoplanetas.htm. Actualmente, se sigue investigando en este campo y cada pocas semanas aparecen nuevos artículos con nuevos descubrimientos y nuevos métodos.