El color de una estrella es su termómetro. Betelgeuse, rojiza, tiene la superficie a unos 3.600 kelvin; Rigel, azulada, pasa de los 12.000. Este otoño puedes comprobarlo a simple vista desde España con dos estrellas, Vega y Aldebarán, siempre que sepas qué colores es capaz de distinguir tu ojo de noche y cuáles no.
Esta pieza es la pareja de la de la magnitud estelar y por qué su número baja cuando sube el brillo: la magnitud dice cuánta luz llega y el color dice a qué temperatura sale. Con las dos se puede leer cualquier estrella.
¿Por qué una estrella caliente es azul y una fría es roja?
Una estrella no emite en un solo color: su luz se reparte por todo el espectro, en proporciones que dependen de su temperatura. Cuanto más caliente está, más se desplaza hacia el azul el color en el que emite más luz. Es la ley de Wien: la longitud de onda de ese máximo se obtiene dividiendo 2,898 milímetros entre la temperatura en kelvin (es la constante de Wien, con el valor que recomienda CODATA).
Aplicada a estrellas conocidas, la cuenta da una pista de por qué el color engaña tan poco. El ojo humano responde a la luz entre unos 360 y 830 nanómetros. Betelgeuse, a unos 3.600 K, tiene su máximo en 805 nanómetros, pegado al borde rojo de ese rango. El Sol, a 5.772 K, lo tiene en 502, dentro del rango. Vega, a unos 9.500 K, en 305, y Rigel, a unos 12.100 K, en 239: las dos por debajo de lo que ve el ojo, en el ultravioleta, así que de su luz visible nos llega sobre todo la parte azul.
Ese máximo no es el color que vemos, y aquí está el matiz importante: el ojo no ve el pico, ve la mezcla de toda la luz visible. Por eso el Sol, con su máximo en 502 nanómetros (en la zona del verde), no se ve verde: visto desde el espacio, sería blanco con un toque amarillento.
| Estrella | Tipo espectral | Temperatura (K) | Índice B−V | Color (escala de Neuhäuser) |
|---|---|---|---|---|
| Rigel | B8 Ia | ≈ 12.100 | −0,03 | azulado |
| Vega | A0 V | ≈ 9.500 | 0,00 | blanco |
| Capella | G3 III | ≈ 5.300 | 0,80 | amarillo, en el límite con el naranja |
| Aldebarán | K5 III | ≈ 3.900 | 1,54 | rojizo |
| Betelgeuse | M1-M2 Ia-Iab | ≈ 3.600 | 1,85 | rojizo |
Tipos espectrales e índices de color de SIMBAD, el catálogo de referencia del Centro de Datos Astronómicos de Estrasburgo. Las temperaturas son la mediana de las mediciones publicadas que recoge SIMBAD para cada estrella, redondeada a la centena. Los colores siguen la tabla de equivalencias de Neuhäuser y sus colegas que se explica más abajo: son los nombres que usan en astrofísica, no lo que percibe el ojo.
¿Qué es el índice de color B−V?
En astronomía, el color de una estrella no se describe a ojo: se mide. Se fotografía la estrella con un filtro azul (B) y con otro amarillo verdoso (V, de visual), se calcula la magnitud en cada uno y se restan. Como en la escala de magnitudes un número más bajo es más brillo, una estrella que brilla más en azul que en amarillo da un B−V bajo o negativo, y una rojiza lo da alto.
El cero es Vega, por definición: es la estrella patrón de esta fotometría. Rigel, con −0,03, es algo más azul que ella; Betelgeuse, con 1,85, está en el otro extremo. Es una cifra que no depende de lo que uno crea ver.
¿Qué significa «tipo espectral»?
Es la etiqueta de temperatura que lleva cada estrella en los catálogos. Las letras, de la más caliente a la más fría, son O, B, A, F, G, K y M, y un número detrás afina el escalón dentro de cada letra. El Sol es G2.
La tabla de referencia de Eric Mamajek, que recoge las temperaturas medias de las estrellas enanas como el Sol, pone números a esa escalera:
| Tipo | Temperatura media (K) | Índice B−V |
|---|---|---|
| O5 | 41.400 | −0,32 |
| B0 | 31.400 | −0,30 |
| A0 | 9.700 | 0,00 |
| F0 | 7.220 | 0,30 |
| G2 (el Sol) | 5.770 | 0,65 |
| K0 | 5.270 | 0,82 |
| M0 | 3.850 | 1,42 |
| M9 | 2.380 | 2,17 |
Lo que va detrás del número (la V de Vega, la III de Aldebarán, la Ia de Rigel) es otra cosa: la clase de luminosidad, que separa las estrellas enanas de las gigantes y las supergigantes. No cambia la regla del color: Betelgeuse es una supergigante, y su color lo sigue fijando su temperatura.
¿Por qué no hay estrellas verdes?
Porque la luz de una estrella no se concentra en un color: se reparte por todo el espectro visible. Cuando su máximo cae dentro de ese rango, en la zona donde estaría el verde, la mezcla se ve blanquecina. Jan-Vincent Harre y René Heller, que calcularon el color de las estrellas tal como lo vería un ojo humano fuera de la atmósfera, lo resumen así: no hay estrellas amarillas, verdes, cian ni púrpura. No choca con que la tabla de Neuhäuser llame amarillos al Sol y a Capella: esa tabla avisa de que sus colores son los términos que se usan en astrofísica, mientras que Harre y Heller calculan el tono que vería el ojo.
Su cálculo da otras dos sorpresas. Las enanas rojas (tipo M) se verían en realidad naranjas. Y en el extremo caliente, por encima de unos 12.000 K, el color apenas cambia ya para el ojo: las estrellas más calientes que B5 convergen en un mismo tono azulado. A partir de ahí, más temperatura ya no se traduce en un azul más intenso.
Qué colores distingue tu ojo de noche (y cuáles no)
Aquí viene el chasco. De noche, la mayoría de las estrellas se ven blancas, y no por falta de atención: el ojo tiene dos tipos de sensores, los conos, que ven el color, y los bastones, que solo ven la luz. Con muy poca luz, los conos dejan de responder y solo trabajan los bastones, así que el color se pierde. La sensación de color baja con el brillo, y una estrella es un punto de luz muy débil: solo las más brillantes estimulan los conos lo suficiente.
Esto lo explica Ralph Neuhäuser en un estudio sobre el color de las estrellas a simple vista publicado en 2022 en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Su equipo limitó el análisis a las 236 estrellas con magnitud de 3,3 o más brillantes: es el umbral que fijan para que el ojo pueda distinguir su color.
Tres consecuencias prácticas salen de su trabajo:
Mira la estrella de frente. El color se detecta al fijar la vista en ella, porque el centro de la retina (la fóvea) está poblado de conos.
Lo que la física llama verde, el ojo lo ve blanco. Todas las estrellas con B−V entre 0,0 y 0,6 se ven blancas. En la tabla de Neuhäuser, el blanco es una franja ancha (de 7.300 a 10.000 K) y el «verde» entre 6.000 y 7.300 K lleva una nota: no se percibe ninguna estrella verde, se ven blanquecinas. El Sol, con un B−V de 0,65, queda justo por encima de esa franja, ya en el amarillo de la tabla.
El brillo y el tono deciden juntos. Lo que fija el límite para ver color en una estrella es la combinación de su brillo y su índice de color. Capella, muy brillante pero con un B−V de 0,80, está en la frontera entre el amarillo y el naranja. Con el mismo índice, una estrella más tenue muestra menos color.
Hay además un efecto que juega en contra de los rojos: con poca luz, el ojo ve los rojos más oscuros y los azules más brillantes. Se llama efecto Purkinje, y Harre y Heller lo citan como una posible razón por la que el color percibido de una estrella puede diferir un poco del calculado.
Cómo comprobarlo desde España este otoño
La prueba justa es comparar dos estrellas brillantes a la misma altura, porque la atmósfera altera algo los colores y una estrella baja y otra alta no pasan por la misma cantidad de aire. Este otoño hay una pareja que se cruza en el cielo: Vega (blanca) baja por el noroeste mientras Aldebarán (rojiza, en la tabla) sube por el este, y hay un momento en que están a la misma altura, con unos minutos alrededor en que apenas difieren.
Las alturas y las horas de esta sección son cálculo propio con nuestro método habitual (alturas sin corregir por refracción). Las fechas son la noche que empieza ese día:
| Noche | Madrid (hora peninsular) | Tenerife (hora canaria) |
|---|---|---|
| 15 de octubre | 0:48 (ya del 16), a 28° | 0:24 (ya del 16), a 25° |
| 1 de noviembre | 22:41, a 28° | 22:18, a 25° |
| 15 de noviembre | 21:46, a 28° | 21:23, a 25° |
| 1 de diciembre | 20:43, a 28° | 20:20, a 25° |
| 15 de diciembre | 19:48, a 28° | 19:25, a 25° |
Para localizar esos 28 grados (25 en Tenerife) sin instrumentos, aquí va cómo medir grados en el cielo con la mano. Mira una, luego la otra, y repite. Vega se ve blanca; Aldebarán es la que la tabla llama rojiza. Son unos 5.600 kelvin de diferencia en la superficie.
Si no notas la diferencia, mira cada estrella de frente unos segundos en vez de buscarla con el rabillo del ojo: el color lo ve el centro de la retina.
La pareja de invierno: Betelgeuse y Rigel
Dos estrellas de Orión dan un contraste de color fácil, porque están en la misma constelación: Betelgeuse, rojiza, arriba a la izquierda; Rigel, blanco azulada, abajo a la derecha. Orión llega a su punto más alto, al sur, a estas horas:
| Noche | Madrid | Tenerife |
|---|---|---|
| 15 de diciembre | 1:32 (ya del 16) | 1:24 (ya del 16) |
| 1 de enero | 0:25 (ya del 2) | 0:17 (ya del 2) |
| 15 de enero | 23:30 | 23:22 |
| 1 de febrero | 22:24 | 22:15 |
| 15 de febrero | 21:28 | 21:20 |
En ese momento, desde Madrid, Betelgeuse está a 57 grados de altura y Rigel a unos 40,5; desde Tenerife, a 69 y 52. Son unos 8.500 kelvin de diferencia entre las dos. Aquí no están a la misma altura (Rigel queda bastante más baja), así que no es la prueba justa de la sección anterior: sirve para ver el contraste, no para medirlo bien, porque la atmósfera altera algo los colores.
Con telescopio: Albireo, una naranja y una azul
Si tienes telescopio, hay un contraste de otoño que no es de dos estrellas lejanas, sino de dos muy juntas. Albireo, en el Cisne, son dos estrellas: una naranja (tipo K3, unos 4.300 K, B−V de 1,13) y una compañera azulada (tipo B8, unos 13.000 K, B−V de −0,10).
Están separadas 34,6 segundos de arco, según las posiciones de SIMBAD. Un telescopio de iniciación de 70 milímetros, como el Celestron AstroMaster 70AZ, separa según su ficha estrellas a 1,66 segundos: Albireo queda casi 21 veces por encima de ese límite, así que lo desdobla con holgura.
Cuando acaba el crepúsculo astronómico y empieza la noche cerrada, está alta: desde Madrid, a 73 grados al suroeste a las 21:05 del 15 de octubre, a 66 a las 19:43 del 1 de noviembre y a 47 grados al oeste a las 19:25 del 1 de diciembre. Desde Tenerife, a 78, 66 y 43 grados en esas mismas fechas. Para saber qué tienes sobre tu ciudad en un momento concreto, mira qué se puede observar esta noche.
Las estrellas también cambian de color
El color no es eterno. Una estrella masiva, al agotar el hidrógeno de su núcleo, se expande y se enfría, y pasa de blanco azulada a supergigante roja en unos pocos milenios.
El equipo de Neuhäuser cree haberlo visto en Betelgeuse. Hace dos milenios, el romano Higinio la comparó con Saturno por su color, y el chino Sima Qian la llamó amarilla: dos fuentes independientes que, según su análisis, describen una estrella significativamente menos roja que la de hoy. Si tienen razón, Betelgeuse habría pasado de un color no rojo (amarillo, para Sima Qian) al rojo de hoy dentro del tiempo histórico. Es otra cara de una estrella de la que ya hemos hablado por su compañera.
Con esto ya se puede leer el color de cualquier estrella brillante: el rojizo es frío, el blanco azulado es caliente, y entre un extremo y otro el blanco cubre una franja ancha, antes de que el naranja lleve hacia el rojo. Si quieres seguir con lo que se ve sin comprar nada, empieza por lo que de verdad se ve a simple vista desde España.
De dónde salen estos datos
La visión del color de noche, el umbral de brillo para distinguirlo, la tabla de equivalencias entre color, temperatura e índice B−V y la historia del color de Betelgeuse son de R. Neuhäuser y colaboradores, «Colour evolution of Betelgeuse and Antares over two millennia, derived from historical records, as a new constraint on mass and age», MNRAS (2022).
La ausencia de estrellas verdes, el color de las enanas rojas, la convergencia de las más calientes, el rango de sensibilidad del ojo y el efecto Purkinje vienen de J.-V. Harre y R. Heller, «Digital color codes of stars», Astronomische Nachrichten 342, 578 (2021).
Los tipos espectrales, las magnitudes B y V, las posiciones y las mediciones de temperatura de cada estrella son de SIMBAD (CDS, Estrasburgo). La escalera de tipos y temperaturas es de E. Mamajek, «A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence» (Pecaut y Mamajek 2013, ApJS 208, 9).
La temperatura del Sol es el valor nominal de la resolución B3 de la Unión Astronómica Internacional (2015), y la constante de Wien, la de CODATA 2022 en el NIST. El poder separador del telescopio de 70 mm es de la ficha del fabricante.
Las alturas, las horas, la separación de Albireo y los máximos de emisión son cálculo propio con Skyfield y la efeméride DE421 del JPL, con los convenios que declaramos en Metodología.