Si se mira de cerca, se puede ver que las estrellas aparecen con muchos colores diferentes. Así, el Sol es amarillo, Betelgeuse es roja, Arcturus es también amarilla y Vega es blanca-azul. John Herschel denominó a este racimo de estrellas del hemisferio El Joyero (Jewel Box) porque relucía a través de su telescopio como «un cofre de varias piedras preciosas de diversos colores».
¿Qué nos dicen los colores? La temperatura es la causa principal de las tonalidades. Las estrellas más calientes tienen una apariencia azul, y sus superficies pueden llegar a alcanzar temperaturas de 40.000 K; las estrellas más frías resplandecen rojas y están sólo a unos pocos miles de grados Kelvin. En medio, cuando las atmósferas son progresivamente más frías, el color de una estrella tiende al blanco, al amarillo y al naranja.
Esta secuencia de colores refleja la radiación de cuerpo negro emitida por cuerpos que son emisores y absorbentes de calor estable. Desde el acero fundido a los carbones de barbacoa, el color predominante con el que resplandecen, es decir, la frecuencia pico de las ondas electromagnéticas emitidas, es proporcional a la temperatura. Las estrellas emiten también en una gama de frecuencias estrecha centrada en ese pico, aunque sus temperaturas exceden enormemente la del carbón.
Las calculadoras de Harvard
Los astrónomos de Harvard que hicieron eso eran un grupo inusual por aquel entonces. El líder del observatorio, Edward Pickering, contrató a muchas mujeres para realizar las repetitivas pero habilidosas tareas que se requerían para inspeccionar cientos de estrellas, desde hacer laboriosas mediciones a partir de placas fotográficas hasta realizar análisis numéricos. Pickering escogió a mujeres porque eran fiables y más baratas de contratar que los hombres. Varias de estas «calculadoras de Harvard» llegaron a ser astrónomas famosas por mérito propio, incluyendo a Annie Jump Cannon, que publicó el esquema de clasificación OBAFGKM en 1901, y Cecilia Payne Gaposchkin, que estableció que la temperatura era la razón subyacente para las secuencias de clases en 1912.
Espectros estelares A finales del siglo XIX, los astrónomos observaron con mayor detalle la luz estelar, clasificándola según los constituyentes de su arcoiris. Así como el espectro de la luz solar muestra vacíos en determinadas longitudes de onda, las llamadas líneas Fraunhofer, los espectros de las estrellas están rayados por líneas oscuras donde su luz es absorbida por los elementos químicos de los gases calientes que los envuelven. Las capas exteriores más frías absorben la luz producida por el interior más caliente.
El hidrógeno es el elemento más común en las estrellas, y por eso la firma de las líneas de absorción del hidrógeno es más fácilmente visible en sus espectros. Las longitudes de onda absorbidas reflejan los niveles de energía del átomo del hidrógeno. Estas frecuencias corresponden a fotones con la cantidad de energía correcta para permitir al electrón más exterior del átomo saltar de un peldaño al otro. Como los niveles de energía están espaciados como los trastes de una guitarra, y están más juntos en las frecuencias altas, las líneas de absorción que resultan —correspondientes a las diferencias entre los trastes— forman una secuencia característica.
Por ejemplo, un electrón en el primer nivel de energía puede absorber un fotón que le permita saltar al segundo nivel; o puede absorber un poco más de energía y llegar al tercer nivel, o incluso más y alcanzar el cuarto nivel, y así sucesivamente. Cada uno de estos pasos dicta la frecuencia de una línea de absorción. Para los electrones que ya están en el segundo nivel, se obtiene un patrón similar, pero trasladado a energías ligeramente más altas; y otro más, para los que están en el tercero. En el caso del átomo de hidrógeno, esas series de líneas llevan el nombre de físicos famosos: la de mayor energía, que aparece en el extremo ultravioleta, se llaman serie Lyman, y las líneas que la componen se conocen como Lyman-alfa, Lyman-beta, Lyman-gamma y así sucesivamente. La siguiente serie, que aparece en la parte visible del espectro, es la serie Balmer, cuyas líneas primarias se conocen habitualmente como H-alpha, H-beta y así sucesivamente.
La intensidad de cada una de estas líneas de hidrógeno depende de la temperatura del gas que las absorbe. Así, midiendo las intensidades relativas de las líneas, los astrónomos pueden estimar su temperatura. Otros elementos químicos en las capas exteriores de las estrellas absorben luz, y la intensidad de sus líneas puede indicar también la temperatura. Las estrellas frías pueden tener fuertes líneas de absorción de elementos más pesados como el carbón, el calcio, el sodio y el hierro. A veces incluso tienen firmas de moléculas: una común es el dióxido de titanio, que es el mismo producto químico que se usa en las cremas protectoras solares. Los elementos pesados, que los astrónomos denominan colectivamente «metales», tienden a hacer a las estrellas más rojas.
Magnitudes
En astronomía la luminosidad de las estrellas se mide en una escala logarítmica porque abarca una gran gama. Se estima que la estrella brillante Vega tiene una magnitud de 0; la estrella brillante Sirius tiene una magnitud de –1,5; y otras estrellas más tenues tienen magnitudes crecientes de 1, 2 y así sucesivamente. El factor multiplicativo es aproximadamente 2,5. Si las distancias se conocen, entonces se puede averiguar la «magnitud absoluta» de una estrella, es decir, su brillo a una distancia determinada, normalmente 10 pársecs (3,26 años luz).
«Un intento de estudio de la evolución de los organismos vivos sin referencia a la citología sería tan fútil como una explicación de la evolución estelar que ignorara la espectroscopia.»
J. B. S. Haldane
Clasificación Así como los naturalistas identificaron las especies como un medio para comprender la evolución, los astrónomos han clasificado las estrellas de acuerdo a las características de su luz. Inicialmente las estrellas estaban clasificadas según la intensidad de varias líneas de absorción, pero una aproximación más integral se desarrolló en el Observatorio del Harvard College en los Estados Unidos a finales del siglo XIX y principios del XX.
La clasificación de Harvard, usada todavía hoy, clasifica las estrellas de acuerdo a su temperatura. Desde las más calientes, con una temperatura que se acerca a los 400.000 K, a las más frías de 2.000 K, las estrellas se distribuyen así en una secuencia de tipos denominados con las letras O, B, A, F, G, K y M., Así, las estrellas O son calientes y azules, mientras que las estrellas M son frías y rojas. El Sol es una estrella del tipo G, con una temperatura de superficie de alrededor de 6.000 K. Esta serie aparentemente arbitraria de letras tiene un origen histórico, ya que se optó por reutilizar clases espectrales previas, que se nombraban por tipos de estrellas o alfabéticamente. Los astrónomos suelen recordarlas con reglas mnemotécnicas, la más conocida de las cuales reza: «oh be a fine girl/guy kiss me» (oh, sé una buena chica/tío bésame). Más adelante, se definieron las clases con más precisión usando números en una escala de 0-10 para indicar sub-clases intermedias: así una estrella B5 está a medio camino entre B y A, y el Sol es una estrella del tipo G2.
Aunque la mayoría de las estrellas están dentro de las categorías O, B, A, F, G, K y M, hay algunas que no lo están. En 1906 el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung se dio cuenta de que las estrellas más rojas tenían formas extremas: los gigantes rojos, como Betelgeuse, son más brillantes y tienen radios cientos de veces mayores que el Sol; las enanas rojas, por su parte, son mucho más pequeñas y tenues que el Sol. Después, se descubrieron otros tipos de estrellas, como las enanas calientes blancas, las estrellas de litio frías, las estrellas de carbono y las enanas marrones. También se identificaron estrellas calientes azules con líneas de emisión y estrellas Wolf-Rayet, que son estrellas calientes con fuertes flujos que se ponen de manifiesto en líneas de absorción ampliadas. El zoo de tipos estelares sugiere la existencia de leyes que podrían explicar las estrellas y sus características. Los astrónomos tuvieron que averiguar cómo evolucionan, cómo cambian de un tipo a otro mientras se queman.
Cronología:
1880: Pickering forma un equipo de mujeres en Harvard para trazar el mapa de las estrellas
1901: Se publica la clasificación de estrellas OBAFGKM
1906: Se identifican las gigantes rojas y las enanas rojas
1912: Se identifica la relación temperatura-color
La idea en síntesis: especies de estrellas