Color y temperatura estelar

Betelgeuse parece rojo anaranjado a unos 3600 K; Rigel parece blanco azulado a unos 12 100 K.

Los objetos calientes brillan y su color indica la temperatura

Calienta una barra de hierro al fuego: primero brilla con un rojo apagado, luego naranja y después blanco amarillento. Las estrellas siguen la misma regla. Todo objeto caliente emite luz en muchas longitudes de onda y, cuanto mayor es su temperatura, menor es la longitud de onda de emisión máxima. La relación se llama ley de Wien: longitud de onda de máxima emisión = 2.898 millones de nanómetro-kelvin divididos entre la temperatura. Para el Sol, a 5772 K, da unos 502 nm, en la zona azul verdosa del espectro.

Pero el Sol no es azul verdoso. La curva es amplia y el Sol también emite mucha luz roja, amarilla y violeta. Nuestros ojos mezclan toda esa gama y el resultado es blanco; el Sol parece amarillo sobre todo cerca del horizonte, donde el aire dispersa el azul. Por eso tampoco hay estrellas verdes. Una estrella cuyo máximo está en el verde también emite mucho rojo y azul, y la mezcla parece blanca. Una estrella fría como Betelgeuse, a unos 3600 K, tiene su máximo cerca de 805 nm, en el infrarrojo, así que su luz visible se concentra en rojos y naranjas. Rigel, a unos 12 100 K, tiene su máximo cerca de 240 nm, en el ultravioleta, y parece blanco azulado.

Más temperatura significa mucho más brillo por metro cuadrado

La temperatura también determina cuánta luz emite cada metro cuadrado de superficie. La ley de Stefan-Boltzmann establece que la emisión por unidad de área aumenta con la cuarta potencia de la temperatura. Si esta se duplica, cada metro cuadrado emite 2⁴ = 16 veces más. Sirio A, a unos 9900 K, emite (9900 ÷ 5772)⁴ ≈ 8.7 veces más luz por metro cuadrado que el Sol. La luminosidad total es esa emisión multiplicada por la superficie, que crece con el cuadrado del radio. En conjunto: luminosidad en soles = radio² × (temperatura ÷ 5772)⁴. El indicador del modelo usa exactamente esta fórmula, base de las unidades siguientes.

En la práctica, los astrónomos rara vez miden toda la curva del espectro solo para obtener una temperatura. Es más rápido fotografiar la estrella con dos filtros: uno deja pasar luz azul y otro luz «visual» amarillo verdosa; después se comparan ambos brillos. La diferencia es el índice de color, escrito B−V. Una estrella caliente brilla más con el filtro azul y tiene un índice pequeño o negativo; una fría tiene uno grande y positivo. El B−V solar es de unos 0.66; el de Arturo, 1.23; y el de Aldebarán, 1.54. Tras relacionar el índice con la temperatura mediante estrellas de espectro bien estudiado, bastan dos fotos para estimar la temperatura de miles de estrellas a la vez.

O, B, A, F, G, K, M

Al descomponer la luz estelar en un espectro, se ven líneas oscuras donde los átomos de la atmósfera estelar absorben ciertos colores. El patrón depende sobre todo de la temperatura. En el Observatorio de Harvard, Annie Jump Cannon simplificó una clasificación alfabética anterior en siete clases ordenadas de mayor a menor temperatura: O, B, A, F, G, K, M. Cada clase se divide en diez subclases, del 0 al 9, por lo que el G2 solar es algo más caliente que G5. La Unión Astronómica Internacional adoptó su sistema en 1922 y aún se utiliza.