¿Porqué las estrellas tienen diferente color?

Las estrellas son hermosas, y a la vez maravillosas. Al igual que los planetas, planetoides y otros cuerpos estelares, vienen en muchos tamaños, formas, e incluso colores. Y a lo largo de muchos siglos, los astrónomos han llegado a distinguir varios tipos diferentes de estrellas sobre la base de estas características fundamentales.

Por ejemplo, el color de una estrella, que varía de blanco azulado y amarillo a naranja y rojo, se debe principalmente a su composición y temperatura efectiva. Y en todo momento, las estrellas emiten luz, que es una combinación de varias longitudes de onda diferentes. Además de eso, el color de una estrella puede cambiar con el tiempo.

Los diferentes elementos químicos de una estrella emiten diferentes longitudes de onda de radiación electromagnética cuando se calientan. Las estrellas no solo tienen los típicos componentes como el hidrógeno y helio, sino también hay otros tipos distintos de elementos. El color que vemos es la combinación de estas diferentes longitudes de onda electromagnéticas, que se conocen como como la curva de Planck.

La longitud de onda a la que una estrella emite la mayor cantidad de luz se llama “pico de longitud de onda” (lo que se conoce como la Ley de Wien), que es el pico de la curva de Planck. Sin embargo, la forma en que aparece la luz al ojo humano también está mitigada por las aportaciones de las otras partes de la curva de Planck.

Cuando se combinan los distintos colores del espectro del Sol, aparece el blanco para el ojo humano. Hay que tener en cuenta que nuestro Sol a pesar del hecho de que su pico de longitud de onda de emisión corresponde a la parte verde del espectro, aparece de color amarillo pálido.

La composición de una estrella es el resultado de su historial de formación. Toda estrella nace de una nebulosa formada por gas y polvo, y cada una es diferente. Aunque las nebulosas en el medio interestelar se componen en gran parte de hidrógeno, que es el combustible principal para la creación de estrellas, también llevan otros elementos. La masa total de la nebulosa, así como los distintos elementos que lo componen, determinará lo que resultará el tipo de estrella.

El cambio en el color de estos elementos puede estudiarse gracias al método conocido como espectroanalisis. Mediante el examen de las distintas longitudes de onda de una estrella que produce, utilizando un espectrómetro, los científicos son capaces de determinar qué elementos se están quemando en su interior.

El otro factor importante para el color de una estrella es su temperatura. A medida que una estrella aumenta su calor, en general irradiará más energía, y el pico de la curva se desplazará hacia longitudes de onda más cortas. En otras palabras, cuando una estrella se vuelve más caliente, la luz que emite es empujada más y más hacia el extremo azul del espectro. Cuando las estrellas crecen más frías, la situación se invierte.

Un tercer y último factor que afectará al color que emite una estrella se conoce como el efecto Doppler. Cuando se trata de sonido, la luz y otras ondas, la frecuencia puede aumentar o disminuir basándose en la distancia entre la fuente y el observador.

Cuando se trata de la astronomía, este efecto se conoce como “corrimiento al rojo” y “corrimiento al azul”, donde la luz visible procedente de una estrella distante está desplazada hacia el extremo rojo del espectro si se está alejando, y el extremo azul si se está moviendo más cerca.

La astronomía moderna clasifica las estrellas basándose en sus características esenciales, que incluye su clase espectral (es decir, color), la temperatura, el tamaño, y el brillo. La mayoría de las estrellas se clasifican actualmente en el marco del sistema de Morgan-Keenan (MK), que clasifica estrellas basado en temperatura utilizando las letras O, B, A, F, G, K y M, – O siendo el más caliente y el más frío M.

Las estrellas también pasan por un ciclo de vida evolutiva, tiempo durante el cual sus tamaños, temperaturas y colores cambian. Por ejemplo, cuando el Sol agote todo el hidrógeno en su núcleo, se convertirá en inestable y colapsará bajo su propio peso. Esto hará que el núcleo se caliente más y se vuelva más denso, haciendo que el sol crezca en tamaño.

En este punto, habrá dejado su fase de secuencia principal y entrará en la fase de gigante roja de su vida, que (como el nombre sugiere) se caracteriza por la expansión y se convertirá en un rojo profundo. Cuando esto suceda, se teoriza que nuestro Sol se expandirá hasta el punto de abarcar las órbitas de Mercurio y Venus e incluso quizás la Tierra.

Si la Tierra sobrevive a esta expansión, estará tan cerca del Sol que será inhabitable. Cuando nuestro Sol a continuación, llegué a su fase de gigante post-roja, el Sol comenzará a expulsar la masa, dejando un núcleo expuesto conocido como una enana blanca. Este remanente sobrevivirá durante miles de millones de años antes de desaparecer y quedarse de color negro.

Esto se cree que es lo que sucede en todas las estrellas que tienen entre 0,5 a 1 masas solares. La situación es ligeramente diferente cuando se trata de estrellas de baja masa (es decir, las enanas rojas), que normalmente tienen alrededor de 0,1 masas solares.

Se cree que estas estrellas pueden permanecer en su secuencia principal entre seis a doce billones de años y no experimentan una fase de gigante roja. Sin embargo, aumentarán gradualmente, tanto en temperatura y luminosidad.

Por otra parte, las estrellas supergigantes (hasta 100 masas solares o más) tienen tanta masa en sus núcleos que es probable que no consigan la ignición del helio en cuanto se agoten sus suministros de hidrógeno. Como tal, es probable que no sobrevivan como para convertirse en súper-gigantes rojas, y en su lugar poner fin a sus vidas en una supernova masiva.

Resumiendo… las estrellas varían de color en función de su composición química, sus respectivos tamaños y sus temperaturas…

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