TEORÍAS 205
La relación masa-luminosidad PRINCIPALES CIENTÍFICOS: JAKOB KARL ERNST HALM • ARTHUR EDDINGTON Imagen de la estrella masiva conocida como eta Carinae, la cual supera el límite de masa-luminosidad.
BREVE HISTORIA DEL UNIVERSO
Cuando contemplamos el firmamento nocturno, vemos que cada estrella muestra un brillo diferente. Esto se debe en parte a que se encuentran a distintas distancias, pero también a que tienen un brillo intrínseco más o menos intenso que el de las demás. Su brillo relativo sigue un patrón. Las estrellas más pequeñas y menos masivas son las más tenues, y las más débiles tienen menos del 1 % de la luminosidad del Sol, mientras que las estrellas más masivas son las más brillantes y su luminosidad supera en decenas de miles de veces la del Sol. Esto se describe mediante la relación masa-luminosidad, propuesta por primera vez por el astrónomo alemán Jakob Karl Ernst Halm (1866-1944). Existe un límite teórico para el brillo de una estrella que se conoce como luminosidad de Eddington, en honor a sir Arthur Eddington (1882-1944), y que describe el
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brillo máximo que puede alcanzar una estrella mientras mantiene un delicado equilibrio entre la gravedad que empuja para contraer la estrella y la presión de los fotones liberados en el núcleo que sostienen el astro. Cuanto más masiva es la estrella, más intensa es la gravedad, lo que significa que necesita más fotones para sostenerse. Esto explica por qué son más brillantes estos monstruos estelares.
PRINCIPALES APORTACIONES No todas las estrellas se atienen al límite de luminosidad de Eddington. En ocasiones, algunas estrellas alcanzan un brillo mayor, sobre todo cuando sufren un estallido inestable, como suele ocurrir con muchas estrellas masivas. Un ejemplo lo ofrece estrella eta Carinae que, a pesar de estar a 7000 años luz de distancia, se convirtió durante un tiempo en la segunda estrella más brillante del cielo en el otoño de 1843, cuando experimentó un episodio violento. La causa aún se desconoce a día de hoy.
Gemma Lavender