Estrellas de Colores

Si usted ha tenido la posibilidad de estar en el campo, lejos de la ciudad, en una noche despejada y sin Luna, sin duda le habrá llamado la atención lo hermoso que se ve el cielo iluminado por las estrellas (y quizá algún planeta). Luego de pasar un buen tiempo observando, sus ojos se acostumbrarán mejor a la oscuridad y pronto se percatará que no todas las estrellas tienen el mismo color. Si bien todas parecen azules/celestes a primera vista, podrá notar que tienen matices: algunas serán azules intensas, otras más blanquecinas y algunas directamente rojas. Sí, las estrellas pueden tener diversos colores. Por ejemplo, el Sol es de color amarillo/blanco. ¿Por qué vemos las estrellas de diferentes colores? Si bien en algunos casos puede deberse a efectos atmosféricos (la razón por la que vemos al Sol de color rojizo al atardecer), lo cierto es que las estrellas en sí mismas pueden ser de diversos colores, desde azules brillantes hasta rojos intensos. ¿Por qué? ¿Qué representa el color de una estrella?

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Cúmulo abierto M41, el cual está compuesto por estrellas azules y rojas. Foto tomada de Bitácora de Galileo.

Arcoiris Estelar

En una entrada anterior, hablando sobre espectros, explicamos que la luz proveniente de la estrellas está compuesta por diferentes longitudes de onda. Estas longitudes de onda van desde las menos energéticas (ondas de radio) hasta las más energéticas (rayos gamma). En medio de este abanico se encuentra un pequeño rango llamado espectro visible el cual corresponde, como su nombre indica, a la luz que nosotros los humanos podemos ver (sí, las ondas de radio con las que funcionan los celulares o la radiación del microondas que calienta la comida son también “luz”, pero nuestros ojos no pueden verla). Dentro de esta ventanita de luz visible también hacemos la distinción según qué tan energética es la luz (entendiendo a la energía de la luz como aquella necesaria para efectuar ciertos procesos físicos tales como golpear un átomo o remover electrones de una placa metálica; no tiene nada que ver con las burradas que le diría su gurú-chanta más cercano). Según un tal Max Planck, la energía de un fotón (luz) es proporcional a qué tan rápido oscile (frecuencia), por lo que la luz que oscila con mayor frecuencia (azul/violeta) es más energética mientras que la que oscila más lento (roja) tendrá menos energía (recalcamos el hecho que la luz viaja siempre a la misma velocidad, por lo que una onda con menor frecuencia recorrerá un trayecto más largo en cada oscilación [longitud de onda]; por eso decimos que frecuencia y longitud de onda están íntimamente ligadas, porque son inversamente proporcionales entre sí). Ésta es la razón por la que las antiguas habitaciones para revelar fotos se usaba luz roja, puesto que ésta al ser menos energética le produce menos daño a las placas fotográficas.

Intuitivamente podemos pensar entonces que las estrellas azules son más energéticas que las rojas, es decir, que irradian mayor energía al espacio exterior. ¿Significa entonces que las estrellas azules son más brillantes que las rojas? No necesariamente. Si bien en la mayoría de los casos se cumple esto, el brillo de una estrella está más relacionado con el número de fotones emitidos que con la frecuencia de éstos. Existe otra propiedad de la estrella influyendo sobre qué fotones emitirá: su temperatura.

El año 1900, Max Planck propuso que ciertas estructuras llamadas “cuerpos negros” emitían su radiación de forma peculiar. ¿Qué es un cuerpo negro? Es un objeto que no puede reflejar la luz que le llega, por lo que sólo puede brillar (emitir luz) si es que la produce él mismo (y si no producen luz, serán tan negros como los podamos imaginar). La Luna es un cuerpo no-negro, ya que brilla sólo porque refleja la luz del Sol; sin embargo, el Sol y las estrellas sí son buenos ejemplos de cuerpos negros. Por ende, el modelo de Planck puede aplicarle a estrellas. ¿Y cómo postuló Planck que brillaban estos cuerpos? Mediante la Ley que lleva su nombre, propuso que la distribución de radiación (cuánta radiación emite a cada longitud de onda) sigue la figura de una curva muy peculiar. Esta curva tiene su punto más alto (peak) a cierta longitud de onda la cual depende de la temperatura del cuerpo negro: mientras más caliente, menor será la longitud de onda peak (efecto descrito por la Ley de Wien).

Aplicando esto a las estrellas, vemos que el peak coincide con el color del cual veremos su luz, es decir, ¡el Sol es amarillo porque su peak de radiación se encuentra en longitudes de onda amarillas! Lo mismo pasa para estrellas azules y rojas, tal como se ve en este dibujo.

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Ley de Planck para estrellas de diferentes colores. Puede verse que el color de la estrella depende de dónde se encuentre el peak de radiación.

Pero no tan de prisa. Podríamos pensar entonces que tendremos estrellas de todos los colores del arcoiris, pero no es así. El peak nos muestra a qué longitud de onda (color) se emite la mayor cantidad de radiación, pero esto no significa que sea el único color al que emita. Para los casos en que el peak se encuentre en los extremos del espectro visible tendremos que, por ejemplo, la cantidad de luz roja supera con creces a la azul (esto, aunque su peak sea en el infrarrojo, pero recordemos que sólo podemos ver hasta el color rojo), por lo que en la suma final veremos la estrella realmente de color roja; y viceversa para estrellas azules. Para colores “intermedios” esto no se cumple: el color “ganador” no supera por mucho a los demás, por lo que la suma total de colores es más bien pareja. Esto es precisamente lo que le pasa al color verde: como está al medio del arcoiris, la suma de los otros colores hace que veamos la estrella del color de la “suma de todos los colores”, es decir, blanca. Como consecuencia, los colores de las estrellas sólo pueden adoptar los colores azul, blanco, amarillo, naranjo y rojo.

Finalmente, combinando todo lo anterior, encontramos un hecho sorprendente: ¡las estrellas azules son entonces más calientes! Esto, porque su peak de radiación se da en una longitud de onda más corta que el de las estrellas rojas. Esto es sin duda un hecho revelador, porque estamos acostumbrados a asociar el color azul al frío y el rojo al calor. Si no me creen, sólo miren la llave de agua del baño o del lavaplatos…

Oh! Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!

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Diagrama de Hertzsprung-Russel, el cual clasifica a las estrellas según su color (temperatura) y su luminosidad.

Una vez sabida la relación entre color y temperatura para las estrellas, podemos clasificarlas según color y según la luminosidad que tienen. Como consecuencia nació el llamado diagrama de Hertzsprung-Russell, el cual vino a revolucionar la Astrofísica Estelar al entregar información acerca de cómo evolucionan las estrellas.

Lo primero que se observa, en el eje horizontal, es que las temperaturas están clasificadas no necesariamente por color azul-blanco-amarillo, naranjo-rojo, sino por las letras O-B-A-F-G-K-M. Estas letras corresponden a los tipos espectrales, y corresponden a la clasificación desarrollada por Edward Charles Pickering y Anne Jump Cannon a fines del Siglo XIX en Harvard de acuerdo a qué líneas espectrales se observaban en cada estrella (para recordar qué son las líneas espectrales y su importancia en Astronomía pulse aquí). El orden no sigue ningún patrón porque fue pensada ser inicialmente sólo una clasificación de acuerdo a los elementos de las líneas. Fue la astrónoma de origen británico Cecilie Helena Payne-Gaposchkin quien asoció estos tipos espectrales a una secuencia de temperatura en 1925.

Se da entonces que las estrellas tipo O son las más calientes (unos 40 000 ºC), mientras que las tipo M son las más frías (unos 2 500 ºC). Dentro de cada tipo tenemos los sub-divisiones (O3, A7, K8, etc.) que indican las distintas temperaturas dentro del mismo tipo. Así, una estrella O3 es mucho más caliente que una O9. Dentro de esta clasificación, nuestro amarillo Sol es una estrella tipo G2 gracias a sus 5 500 ºC de temperatura. Pero específicamente, ¿qué temperaturas y colores representan estas letras?

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Espectros de estrellas calientes, desde O hasta A.

  • Tipo O: temperaturas entre 28 000 y 50 000 ºC. Color azul.
  • Tipo B: temperaturas entre 10 000 y 28 000 ºC. Color azul-blanco.
  • Tipo A: temperaturas entre 7 100 y 10 000 ºC. Color blanco.
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Espectros de estrellas frías, desde F hasta G.

  • Tipo F: temperaturas entre 6 000 ºC y 7 100 ºC. Color amarillo-blanco.
  • Tipo G: temperaturas entre 4 500 ºC y 6 000 ºC. Color amarillo. El Sol pertenece a este tipo espectral.
  • Tipo K: temperaturas entre 3 000 ºC y 4 500 ºC. Color naranjo.
  • Tipo M: temperaturas bajo los 3 000 ºC. Color rojo.

Una forma fácil de recordar el orden OBAFGKM es mediante la frase “Oh! Be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!” (Oh! Sé un[a] buen[a] chico/a. Bésame!). Aunque esta frase puede estar obsoleta, ya que en el último tiempo se han encontrado estrellas más frías que las tipo M, como las tipo L y T. Pero éstas últimas se refieren a estrellas marrones, las cuales están en el límite de lo que es una estrella y lo que no (al no ser muy calientes, no inician los procesos termonucleares de quema de hidrógeno para emitir luz). Además, existen estrellas más calientes que las O, capaces de alcanzar temperaturas incluso de cientos de miles de grados. Éstas se llaman Estrellas Wolf-Rayet (tipo W), por lo que la secuencia completa sería WOBAFGKMLT. Sin embargo, estos tipos extras se mantienen excluidos por diferentes razones; quizá porque el ‘Oh! Be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!’ es lo más fácil de recordar. De estrellas Wolf-Rayet, relacionadas con la evolución de las estrellas más grandes, hablaremos en otra ocasión.

Si bien la clasificación OBAFGKM fue hecha originalmente a base de líneas espectrales, su relación directa con la temperatura y con el peak de radiación de Planck es evidente. De los dibujos de espectros mostrados arriba (centrados sólo en el rango visible), puede verse claramente que las estrellas tipo O tienen una curva mucho más empinada y tendiente a crecer hacia longitudes de onda (Wavelength) más cortas. Por su parte, las estrellas K muestran una curva más o menos plana y que para estrellas M encontrará su peak más cerca de los 700 nanómetros.

El color de las estrellas no sólo se puede calificar según sea azul, rojo, etc. Mediante filtros especiales que sólo dejan pasar la luz de cierto color (azul, verde, rojo), podemos asignarle un valor numérico al “color” de una estrella, dependiendo de las diferencias de flujo medidos en cada filtro. A partir de aquí, es posible elaborar un pequeño diagrama Hertzsprung-Russell, por ejemplo, para los diversos cúmulos de estrellas y saber cómo las estrellas han evolucionado. Es decir, el color de las estrellas no sólo nos puede indicar su temperatura, sino que a través de su posición en el diagrama H-R podemos conocer más acerca de su evolución. Éste es un tópico interesante, el cual abordaremos más adelante. De todas formas, es importante decir que, la próxima vez que miremos las estrellas en una noche despejada, sepamos que esa estrella fríamente azul es muchísimo más caliente que la cálida estrella roja que vemos parpadear. Quizá sea un juego interesante tratar de adivinar a qué tipo espectral pertenecen (mentira; no lo intenten, es muy difícil!).

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3 comentarios en “Estrellas de Colores

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