¿Por qué las estrellas tienen distintos colores?

En los dibujos solemos representar lo caliente en rojo y lo frío en azul. En el cielo estrellado la relación es distinta: las estrellas rojizas suelen tener capas superficiales más frías que las azuladas. ¿Por qué el color da pistas sobre la temperatura y por qué un máximo en la zona verde del espectro solar no convierte al Sol en verde?

El color intrínseco de una estrella depende sobre todo de la temperatura de las capas de las que escapa la luz visible. Las estrellas más calientes emiten relativamente más luz de onda corta, por lo que parecen más blancas o azuladas; las más frías, rojizas o anaranjadas. Pero el color que vemos nosotros o una cámara también depende de la materia interpuesta, del instrumento y de las condiciones de percepción. OpenStax: colores de las estrellas.

Una estrella emite una mezcla, no un solo color

Imaginemos un trozo de metal incandescente. A menor temperatura puede brillar con un rojo tenue; al calentarse, su luz se vuelve más intensa y más blanca. Es radiación térmica: su distribución entre longitudes de onda depende de la temperatura. La analogía explica el brillo de la materia caliente; una estrella no es una bola metálica ni una llama corriente.

Un espectro muestra cuánta radiación corresponde a las distintas longitudes de onda. En la región visible, las más cortas se asocian con la luz azul y violeta; las más largas, con la roja. Fuera de ella están la radiación ultravioleta y la infrarroja, que el ojo no ve.

Como primera explicación resulta útil el modelo de cuerpo negro, un absorbente y emisor térmico ideal. «Negro» no significa que un objeto caliente no pueda brillar. Su espectro es amplio: a cada temperatura emite en muchas longitudes de onda. Al calentarse cambian sus proporciones y el máximo se desplaza hacia ondas más cortas. Las atmósferas estelares reales añaden líneas de absorción y otras diferencias respecto de una curva lisa. OpenStax: espectros térmicos.

El color se refiere a la fotosfera, no a la temperatura del núcleo

La mayor parte de la luz visible de una estrella ordinaria escapa de su fotosfera, las capas superficiales que vemos. No es una superficie sólida. La temperatura cambia con la profundidad, por lo que el color no revela directamente la temperatura del núcleo.

Para una descripción general se utiliza la temperatura efectiva: la temperatura de un cuerpo negro que emitiría el mismo flujo total de energía por unidad de área. Es una propiedad útil de la estrella, no una afirmación de que toda su fotosfera tenga la misma temperatura. Para el Sol es de unos 5800 K; K significa kelvin. OpenStax: fotosfera y temperatura efectiva del Sol, NASA: cuerpo negro y temperatura.

Los tres paneles siguientes no muestran espectros medidos de estrellas concretas. Son cuerpos negros del modelo: uno más frío, otro próximo a la temperatura solar y otro más caliente. Localiza la franja visible resaltada. A 3000 K la curva crece en ella hacia longitudes mayores; a 10 000 K decrece. Cambia, por tanto, la proporción entre azul y rojo, aunque ninguno de los dos desaparece.

El espectro es amplio a cualquier temperatura

Compara la posición del máximo y la pendiente en la franja visible, no las alturas de distintos paneles.

3000 K

Fotosfera más fría

Densidad espectral relativa Bλ

Longitud de onda λ, nm

Franja resaltada: 400–700 nm

Máximo del modelo: 966 nm

En la franja visible, el rojo es relativamente más intenso que el azul.

5800 K

Cerca de la temperatura solar

Densidad espectral relativa Bλ

Longitud de onda λ, nm

Franja resaltada: 400–700 nm

Máximo del modelo: 500 nm

Hay mucha luz tanto en el lado azul como en el rojo del máximo.

10.000 K

Fotosfera más caliente

Densidad espectral relativa Bλ

Longitud de onda λ, nm

Franja resaltada: 400–700 nm

Máximo del modelo: 290 nm

En la franja visible, el azul es relativamente más intenso que el rojo.

Espectros ideales de cuerpo negro, no estrellas medidas ni un modelo de visión humana. Cada curva se divide por separado por su propio máximo: las alturas no comparan flujo energético ni luminosidad. Muestras cada 10 nm y un punto añadido en el máximo. La franja de 400–700 nm es un intervalo visible convencional, sin límites fisiológicos bruscos. No se modelan líneas de absorción ni polvo. Base: ley de Planck, NIST.

Cada curva se ha escalado por separado hasta el mismo máximo. La misma altura en estos paneles no significa el mismo brillo ni la misma luminosidad. El gráfico compara la forma; la potencia total de una estrella también depende del tamaño de su superficie emisora.

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Dónde está el máximo y qué significa

Para un cuerpo negro, la ley de Wien relaciona la temperatura $T$ , en kelvin, con la longitud de onda del máximo $\lambda_{\max}$ . Aquí se aplica específicamente a la densidad espectral de energía por unidad de longitud de onda, como en nuestro gráfico:

\lambda_{\max}=\frac{b}{T}.

Tomamos la constante redondeada:

b\approx2{,}898\times10^6\ \text{nm}\cdot\text{K}.

Las sustituciones por separado dan:

\begin{aligned} T&=3000\ \text{K},\\ \lambda_{\max}&\approx966\ \text{nm}. \end{aligned}

\begin{aligned} T&=5800\ \text{K},\\ \lambda_{\max}&\approx500\ \text{nm}. \end{aligned}

\begin{aligned} T&=10\,000\ \text{K},\\ \lambda_{\max}&\approx290\ \text{nm}. \end{aligned}

El primer máximo es infrarrojo; el segundo, visible; el tercero, ultravioleta. Una estrella con máximo ultravioleta puede verse gracias a la parte visible de su amplio espectro. NIST: constante de desplazamiento de Wien.

Si representamos la densidad espectral por unidad de frecuencia, en lugar de longitud de onda, la posición numérica del máximo cambia. Son distintas maneras de dividir el espectro en intervalos. La ley de Wien no determina aquí un único «color de la estrella» ni es una fórmula de la visión humana.

Un máximo cerca del verde no hace verde al Sol

El modelo parecido al Sol tiene su máximo cerca de 500 nm. Pero la curva es ancha alrededor de ese punto: el Sol emite mucha luz azul, verde y roja a la vez. Nuestra visión responde a la mezcla en la región visible, en lugar de escoger el punto más alto del gráfico. Sin los efectos de la atmósfera terrestre, la luz solar se percibiría blanca. La denominación «enana amarilla» no significa que el Sol emita solo luz amarilla. NASA/ESA SOHO: color del Sol.

Del mismo modo, una estrella rojiza no emite solo fotones rojos, ni una azulada solo azules. Esos nombres describen el tono de una mezcla amplia. Una escala de arcoíris que asocia longitud de onda y color no basta para convertir el máximo de un espectro térmico en el color correcto de una estrella.

La luz atraviesa materia y las imágenes se procesan

Imaginemos una estrella caliente detrás de una nube de polvo. El polvo interestelar suele debilitar más la luz visible de onda corta, absorbiéndola o dispersándola fuera del haz. Nos llega una proporción distinta de luz y la estrella parece más roja, aunque su fotosfera no se haya enfriado. Ese enrojecimiento no significa que el polvo haya añadido fotones rojos. OpenStax: enrojecimiento interestelar.

La atmósfera terrestre también modifica la luz. Cerca del horizonte atraviesa más aire; la dispersión puede eliminar una mayor parte del azul. Por eso una misma estrella no tiene por qué mostrar el mismo tono aparente a gran altura y cerca del horizonte. Un mecanismo relacionado nos ayudó a explicar el color del cielo diurno.

En una fotografía se añaden la sensibilidad del detector, los filtros y la asignación de colores a los canales. Por ejemplo, las imágenes ultravioletas del Sol pueden mostrarse en verde o azul para distinguir bandas y detalles. Ese color comunica datos, pero no muestra lo que vería el ojo: la propia radiación es invisible para nosotros. NASA/ESA SOHO: colores en imágenes ultravioletas.

El ojo tampoco es una cámara con ajustes fijos. Con poca luz cuesta más distinguir colores: los distintos fotorreceptores trabajan en condiciones diferentes. Por eso las estrellas débiles pueden parecer casi incoloras, aunque sus espectros difieran. National Eye Institute: visión con distintos niveles de luz.

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Cómo convierten los astrónomos el color en una medición

Un telescopio puede medir el flujo de luz a través de varios filtros conocidos. Comparar una banda más azul con otra más roja describe el espectro con mayor fiabilidad que decir «azulado» o leer el color de un píxel. Un índice de color astronómico expresa esa comparación mediante la diferencia entre magnitudes en bandas seleccionadas.

Aun así, es un color observado que el polvo puede haber modificado. Para estimar la temperatura se tiene en cuenta el enrojecimiento y se comparan los datos con modelos de atmósferas estelares; las líneas espectrales aportan más restricciones. También importan la composición química y las propiedades de la atmósfera, por lo que un solo color sin contexto no es un termómetro universal exacto. OpenStax: colores medibles, polvo y estrellas calientes enrojecidas.

Comprueba la conclusión: en dos imágenes, una misma estrella aparece roja y azul. ¿Demuestra eso que cambió de temperatura? No. Primero hay que conocer las bandas, los filtros, la representación de los colores y las condiciones de observación. Solo unas mediciones comparables permiten investigar un cambio físico.

El color estelar lleva información sobre la temperatura porque el calentamiento cambia las proporciones de un espectro amplio. Para leerla hay que separar la emisión propia de los efectos del polvo, la atmósfera y la presentación de los datos. A continuación veremos cómo la temperatura y el tamaño se relacionan con la luminosidad de una estrella.