8.   TÉCNICAS ESPECTROFOTOMÉTRICAS

 

Nos referiremos aquí, fundamentalmente, a las observaciones que se realizan del continuo de las estrellas, ya que es este el motivo de éste libro. Los instrumentos más utilizados para tal efecto son los scanners o barredores. Las observaciones se efectúan comparando las estrellas de programa con estrellas patrones cuyas distribuciones de energía se conocen.

Al efectuar las mediciones debe restarse el cielo que penetra por la ranura de entrada y la corriente de oscuridad. Esto se hace automáticamente restando la señal del fondo de cielo pues esta también tiene incluida la corriente oscura.

Queda el problema de corregir los valores observados por la extinción atmosférica. Para ello, el procedimiento usual es observar una estrella a distintas distancias cenitales y efectuar luego un gráfico de la  sec z,  con el flujo observado para una determinada longitud de onda. Si suponemos que la atmósfera terrestre es de capas planas y paralelas, sabemos que el flujo observado, varía con la  sec z así:

 

 

siendo

 

   el flujo en el cenit, fuera de la atmósfera terrestre, tomando logaritmos, es evidente que:

 

 

y por lo tanto el valor de la pendiente del gráfico es

 

   

y el término independiente o sea donde la recta corta el eje de las ordenadas, es el flujo fuera de la atmósfera.

Es decir que la idea es observar una estrella patrón con su continuo bien determinado, o sea la energía que se emite, conocida en términos absolutos en ergios/cm² seg.

Luego observar las estrellas de programa y referirlas a la patrón para conocer sus curvas de energía absolutas. Cabe mencionar que existe una sola estrella patrón absoluta que es Vega. Las otras estrellas patrón existentes son denominadas secundarias y están referidas a Vega.

Determinar la calibración absoluta de Vega es un procedimiento lleno de dificultades y remitimos al lector interesado la abundante bibliografía al respecto. Un trabajo clásico es el de Hayes y Latham (1975)

Generalmente el procedimiento seguido, es observar la forma de la distribución de energía de Vega referida a una longitud de onda determinada. Suele adoptarse λ 5556 Å. Luego se mide el flujo absoluto de Vega para esa longitud de onda. El mejor valor en la actualidad para el flujo absoluto de Vega  para esa longitud de onda de 5556 Å es 3.44 x 10^-9 erg/cm².seg con un error estimado del 2%. Esto es para Vega cuya magnitud aparente visual es 0.03 y no cero. Las calibraciones de Vega y de otros patrones secundarios, ha podido ser extendida hoy en día al ultravioleta y al infrarrojo lejano.

Resulta obvio que las ventanas donde se realizan las observaciones del continuo deben ser lo mas libres posible.

Últimamente han surgido algunas dudas sobre la constancia del flujo de Vega. Es obvio que llevada la precisión de las mediciones a valores cada vez más bajos todas las estrellas deben mostrar una pequeña variación de brillo. El mismo Sol presenta variaciones pequeñas debido a las manchas grandes que aparecen en determinados momentos en su superficie.

Los continuos medidos de las estrellas lo cual equivale a la distribución de energía de sus fotosferas, son una función de la temperatura. La pendiente del continuo cambia totalmente entre estrellas frías y calientes. Por lo tanto el continuo es una de las fuentes de información fundamentales para la determinación de las temperaturas de las fotosferas de las estrellas. Los errores con los cuales pueden medirse hoy las distribuciones de energía de las estrellas es inferior al 2-3%.

Cuando se comparan las mediciones del continuo con los modelos de atmósfera es necesario tener en cuenta la absorción producida por las líneas que se acumulan hacia el ultravioleta y perturban el continuo verdadero. Las mediciones siempre dan continuos que están por debajo del verdadero. Este efecto denominado “blanketing” puede compensarse a través de mediciones de la absorción producida por las líneas para estrellas de diferentes tipos espectrales. Esto se lleva a cabo sobre espectros de alta resolución para estrellas de distintas temperaturas obteniéndose así una calibración del efecto blanketing para los diferentes tipos espectrales, luminosidades y composiciones químicas.

Recordemos el concepto de magnitud bolométrica que es la que corresponde si se tiene en cuenta la luminosidad total de la estrella y no la de una banda específica. Recordemos que la luminosidad está relacionada con el área de la esfera que representa la estrella y con el flujo bolométrico, es decir el total, por la siguiente expresión:

 

 

La corrección bolométrica es la cantidad de magnitudes que hay que restarle a la magnitud visual , sea aparente o absoluta, para obtener la magnitud bolométrica, sea ésta aparente o absoluta,  que siempre es algebraicamente menor que la magnitud visual correspondiente, ya que esta última representa la energía emitida exclusivamente en la banda visual del espectro.