¿Qué determina el color de una estrella?
El color de una estrella está determinado principalmente por su temperatura superficial. Cuanto más caliente es una estrella, más tiende a emitir luz en longitudes de onda más cortas (como el azul o el blanco). En cambio, las estrellas más frías emiten más luz en longitudes de onda más largas (como el rojo).
- Estrellas muy calientes (más de 30 000 K) → Azules
- Estrellas calientes (10 000–30 000 K) → Blanco-azuladas
- Estrellas intermedias como el Sol (5 000–6 000 K) → Blancas o amarillas
- Estrellas frías (3 500–5 000 K) → Anaranjadas
- Estrellas muy frías (menos de 3 500 K) → Rojas
La temperatura de las estrellas
La temperatura en la superficie de una estrella de la secuencia principal depende principalmente de cuánta energía se genera en su núcleo y del tamaño de la estrella. Esta temperatura se suele calcular a partir del color de la estrella, usando lo que se llama su índice de color.
Cuando hablamos de temperatura estelar, nos referimos a la temperatura efectiva, que es una forma de comparar la estrella con un cuerpo negro ideal (un objeto teórico que emite energía de forma perfecta). Es decir, se calcula qué temperatura tendría ese cuerpo negro si irradiara la misma cantidad de energía por cada unidad de superficie que la estrella real.
En el centro de una estrella, las temperaturas pueden alcanzar varios millones de grados kelvin. Esta altísima temperatura afecta cómo los átomos se comportan: puede hacer que se ionicen (pierdan electrones), lo que deja huellas específicas en el espectro de luz que emite la estrella, conocidas como líneas de absorción.
La temperatura superficial de una estrella, junto con su brillo real (o magnitud absoluta) y su espectro, se usan para clasificarla. Las estrellas más grandes y calientes pueden alcanzar temperaturas de hasta 50 000 K. En cambio, estrellas más pequeñas como nuestro Sol tienen temperaturas más moderadas, de unos miles de grados kelvin. Por otro lado, las gigantes rojas tienen temperaturas superficiales más bajas, cerca de los 3600 K, pero brillan mucho porque tienen una superficie enorme.
Espectro y temperatura. Tipos de estrellas y su clasificación
Sistema de Clasificación de Harvard: Este sistema inicial clasifica las estrellas utilizando letras (O, B, A, F, G, K, M) en una secuencia que va de las más calientes (O) a las más frías (M). La base de esta clasificación se centró originalmente en la fuerza de las líneas de absorción de hidrógeno, pero más tarde se comprendió que esta secuencia se correlacionaba directamente con la temperatura superficial de la estrella.
La extraña disposición de las letras tiene raíces históricas en sistemas de clasificación anteriores, como las Clases de Secchi. Un mnemotécnico común para recordar el orden es "Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me". El Sol es una estrella de tipo G.
- Clase O: Extremadamente calientes y luminosas, emiten gran parte de su radiación en ultravioleta. Son raras en la secuencia principal. Su alta temperatura ioniza gran parte del hidrógeno, por lo que las líneas de hidrógeno son débiles. Predominan las líneas de helio ionizado y átomos multialmente ionizados. Se queman rápidamente.
- Clase B: También luminosas y azules, con helio neutro y líneas de hidrógeno moderadas. Son menos raras que las O.
- Clase A: Estrellas blancas o blanco-azuladas, comunes a simple vista. Fuertes líneas de hidrógeno y líneas de metales ionizados.
- Clase F: Blancas con un ligero tinte amarillento. Líneas de hidrógeno más débiles que las A, pero más prominentes las líneas H y K de Ca II. Metales neutros ganan fuerza.
- Clase G: Estrellas amarillas como nuestro Sol. Líneas H y K de Ca II prominentes. Líneas de hidrógeno más débiles que las F. Tienen metales neutros y ionizados. Constituyen una fracción significativa de las estrellas de la secuencia principal. Las supergigantes de tipo G son muy inestables.
- Clase K: Estrellas anaranjadas, ligeramente más frías que el Sol. Líneas de hidrógeno muy débiles. Predominan los metales neutros. Las bandas moleculares de óxido de titanio aparecen en las K tardías.
- Clase M: La clase más común por número de estrellas, dominada por las enanas rojas. También incluye gigantes y supergigantes rojas. Espectro con líneas de óxido (especialmente monóxido de titanio) y metales neutros. Las líneas de absorción de hidrógeno suelen estar ausentes o ser muy débiles.
Referencias
- https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella
- http://climantica.org/centrosAlumnos/resource/pinguela_espectros.pdf
- https://astronomiaparatodos.com/2018/01/09/el-color-de-las-estrellas-y-el-espectro/
