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LA MASA DE LAS ESTRELLAS

Ya vimos que la masa del Sol se podía calcular observando cual-
quiera de los planetas del sistema solar, conociendo su distancia
y su período de revolución. Asimismo, podemos calcular la masa
de la Tierra conociendo la distancia Tierra-Luna y su período.
También podríamos recurrir a cualquiera de sus innumerables sa-
télites artificiales. La base es simplemente la aplicación de la ley
de Kepler interpretada por Newton. Con el mismo principio, ba-
sándonos en esa misma ley de Kepler, podemos calcular masas
estelares siempre que se trate de estrellas dobles, es decir, de dos
estrellas que giren una en tomo a la otra. Este cálculo es impor-
tante porque constituye casi el único método directo de determi-
nar masas estelares. Afortunadan1ente, muchas estrellas forman
sistemas dobles, de forma que tenemos una buena base estadís-
tica sobre masas estelares. Se encuentra entonces que la masa de
una estrella está íntimamente relacionada con su luminosidad (la
energía lumínica que irradia por segundo). Esta relación masa-
luminosidad es del tipo

LaMX,

donde L es la luminosidad, M, la masa y x, un exponente que es
aproximadamente 3 (algo mayor para estrellas muy grandes). De
esta forma, posteriormente, basándonos en esta correlación, co-
nociendo luminosidades se pueden conocer masas.
Esta relación solo es válida para estrellas «normales», perte-
necientes a lo que se llama la secuencia principal. Las estrellas
que forman parte de la secuencia principal son estrellas formadas
por un gas perfecto que obtiene su energía de la fusión del hidró-
geno según el proceso 4H-+ He.
Las estrellas dobles pueden ser de tres tipos: visuales, espec-
troscópicas o fotométricas. En las estrellas visuales, observán-
dolas durante un largo período de tiempo -de varios años- ,
vemos las dos estrellas, una girando en tomo a la otra, cada una
siguiendo una trayectoria elíptica. Tanto en las dobles espectros-
cópicas, como en las fotométricas, las estrellas están tan juntas

128 REPERCUSIÓN EN LA CIENCIA ACTUAL