Astrofísica estelar
absorción interestelar es el fenómeno por el cual una estrella aparece menos luminosa, debido a su distancia. Esto ocurre por la presencia, en el medio interestelar, de nubes formadas por gases y polvos.
Depende a su vez de la longitud de onda en la que observe el objeto.
| Extinción interestelar | |||
La luz de las estrellas está oscurecida por las nubes de polvo situadas delante y este hecho recibe el nombre de extinción interestelar. El oscurecimiento es debido a la absorción y difusión de la luz de la estrella.
Dado el efecto que la extinción puede tener en la magnitud aparente de una estrella, la expresión del modulo de distancia ( ver Módulo 2) se debe modificar
ml = Ml + 5log d - 5 +Al
donde Al representa la extinción en magnitudes a lo largo de la dirección de observación.
G. von Mie demostró que cuando la longitud de onda de la luz es del orden del tamaño de los granos de polvo, entonces la extinción es inversamente proporcional a la longitud de onda. Esto implica que para grandes longitudes de onda la extinción tiende a ser cero y en el otro extremo, sí la longitud de onda de la luz se hace muy pequeña, la extinción tiende a tener un valor constante e independiente de la longitud de onda. Este comportamiento se puede entender con la analogía de las olas (ondas) en la superficie de un lago. Sí la longitud de onda de las olas es mucho mayor que el objeto que se interpone en su camino, supongamos un grano de arena, las olas pasan completamente infectadas (la extinción tiende a cero ). Pero sí las olas son mucho más pequeñas que el objeto obstructor, por ejemplo un islote, son bloqueadas, las únicas olas que continúan son las que no encuentran en su camino al islote. Análogamente, a longitudes de onda suficientemente cortas la única luz que detectamos, cuando pasa a través de una nube de polvo, es la que se mueve entre las partículas.
La cantidad de extinción medida por Al depende, por tanto de la longitud de onda. La luz roja se difunde menos que la azul ya que su longitud de onda es mayor. La luz de las estrellas que pasa a través de nubes de polvo enrojece al ser difundida la luz azul. Esto hace que la estrella parezca más roja que lo que indica su temperatura efectiva.
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 Corrección de la extinción y del enrojecimiento interestelar |  | ||
En las bandas fotométricas B y V las magnitudes aparentes, teniendo en cuenta la extinción en dichas bandas AB y AV respectivamente, son las siguientes
B = MB + 5 log d - 5 + AB
V = MV + 5 log d - 5 + AV
El índice de color observado será entonces,
B - V = MB - MV + AB - AV
Sí llamamos índice de color intrínseco de una estrella a
(B-V)0 = MB - MV
B - V = (B-V)0 + AB - AV
(B - V) - (B-V)0 = AB - AV = EB-V
donde EB-V = (B-V) - (B-V)0 es el exceso de color, o la diferencia de las extinciones en las bandas B y V respectivamente y se define como la diferencia entre el índice de color observado y el intrínseco.
Las observaciones del medio interestelar muestran que la relación entre la extinción visual AV y el exceso de color EB-V es casi constante para todas las estrellas
R = AV / EB-V @ 3.1 ± 0.1 ;
Esto hace posible encontrar la extinción visual a partir del exceso de color:
AV @ 3.1 EB-V
El exceso de color se puede determinar por la diferencia entre el índice de color observado (B-V) y el índice de color intrínseco (B-V)0 , ya que este último se puede deducir por el tipo espectral y la clase deluminosidad. Una vez conocida la extinción visual, con el modulo de distancia, obtenemos la distancia correcta a la estrella.
En las otras bandas las relaciones encontradas son:
AB = 1.3 AV y AU = 1.53 AV
EU-B / AV = 0.22 y EU-B / EB-V = 0.72
Se encuentra un valor medio para la absorción interestelar en el visual de una magnitud por kiloparsec ( 1kpc = 1000 pc). La distancia al centro galáctico es de unos 8 kpc, aun sin nubes densas oscuras en esa dirección, las estrellas próximas al centro tendrán una reducción debrillo de 8 magnitudes.
El polvo además de difundir también absorbe radiación. La energía absorbida es radiada por los granos de polvo en el infrarrojo. La temperatura del polvo interestelar (incluyendo las nebulosas oscuras) es de unos 10 - 20 K. El máximo de la radiación correspondiente a esta temperatura, según la ley de Wien, es de 300 - 150 mm (micrómetros). Cerca de una estrella caliente la temperatura del polvo puede ser de 100 - 600 K y el máximo de emisión ocurre a 30 -5 mm .
   
El apelotonamiento rojo1 (red clump en inglés) es una de las fases tardías de la evolución estelar de las estrellas de masa intermedia (0,5 MSol < M < 9-10 MSol) y alta metalicidad. Esta fase está situada a la derecha y algo por encima en el diagrama de Hertzsprung-Russell con respecto a la parte central-inferior de la secuencia principal (donde estas estrellas comienzan su vida), lo que implica que son objetos de baja temperatura y luminosidad intermedia. De ahí, que los radios de las estrellas del apelotonamiento rojo sean mucho mayores que los de las estrellas de la secuencia principal.
Este periodo en la fase de una estrella se corresponde con el quemado de helio en su núcleo y va precedido por la fase degigante roja (donde se quema hidrógeno en una capa alrededor de un núcleo inerte de helio). Compárese esto con la fase de secuencia principal, en la que se quema hidrógeno en el núcleo.
Los modelos predicen que las luminosidades absolutas de las estrellas del apelotonamiento rojo son relativamente independientes de su masa y metalicidad, por lo que pueden ser usadas para estimar su distancia. Este método se aplica con frecuencia a cúmulos situados en la Vía Láctea y a objetos situados en galaxias cercanas.
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