¿Cómo sabemos la temperatura de una estrella?

El color global y, sobre todo, las líneas del espectro permiten inferir la temperatura de la región visible de una estrella y comprobarla con modelos atmosféricos.

Respuesta breve

La luz de una estrella contiene una distribución de energía por longitudes de onda y líneas producidas por átomos e iones. Una superficie más caliente emite proporcionalmente más luz de onda corta; además, la intensidad de líneas concretas depende de cuántos átomos ocupan distintos estados de excitación e ionización. Al comparar el espectro observado con física de laboratorio y modelos de atmósferas estelares obtenemos una temperatura efectiva.

El color es una primera medida

Un cuerpo caliente no emite una sola longitud de onda. Produce un continuo cuyo máximo se desplaza hacia longitudes más cortas al aumentar la temperatura. Midiendo el flujo a través de varios filtros se construyen índices de color. Una estrella azul suele ser más caliente en su superficie que una roja.

Pero el color aparente también cambia por polvo interestelar, composición química y calibración del detector. Por eso no se traduce mecánicamente un color en una temperatura.

Las líneas funcionan como termómetros

Los electrones sólo pueden ocupar ciertos niveles de energía. Las colisiones, que dependen de la temperatura, cambian qué niveles e iones están poblados. Las líneas de hidrógeno, por ejemplo, no se hacen indefinidamente más fuertes al calentarse: alcanzan un máximo cuando las condiciones favorecen el nivel que las produce y luego se debilitan al ionizarse más hidrógeno.

Los astrónomos ajustan muchas líneas y el continuo a la vez. También consideran la gravedad superficial, la abundancia de elementos y movimientos en la atmósfera. Una solución que sólo encaja con una línea es menos fiable que otra compatible con todo el espectro.

Qué significa temperatura efectiva

Una estrella no tiene una única temperatura. El núcleo alcanza millones de kelvin y la atmósfera cambia con la profundidad. La temperatura efectiva es la del cuerpo ideal que emitiría el mismo flujo total por unidad de superficie. Describe la radiación que escapa, no el interior completo.

Si se conoce el diámetro angular y el flujo recibido, la relación entre luminosidad superficial y temperatura proporciona una comprobación casi geométrica. En unas pocas estrellas, interferometría permite medir el diámetro angular; junto con la distancia y el flujo, se obtiene una temperatura poco dependiente de modelos espectrales.

Qué incertidumbre queda

Polvo, manchas, rotación rápida y atmósferas alejadas del equilibrio ideal pueden complicar la inferencia. Las temperaturas se expresan con incertidumbres y dependen de la definición usada. Aun así, color, líneas, flujo total e interferometría forman controles independientes que fijan bien la escala térmica.

Fuentes y lecturas principales

• Gray, David F. The Observation and Analysis of Stellar Photospheres.
• Carroll, Bradley W. y Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics.
• IAU, resoluciones y definiciones sobre parámetros estelares nominales.