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En el artículo anterior tratamos a las estrellas como cuerpos negros casi perfectos, usamos los índices de color para estimar su temperatura e incluso trazamos una bonita curva temperatura-color. Todo parecía ordenado y predecible. Sin embargo, las estrellas reales son mucho más “rebeldes” que un cuerpo negro ideal. Si comparamos con cuidado el espectro de una estrella con la curva teórica de un cuerpo negro, aparecen discrepancias difíciles de ignorar. No son errores de observación: provienen de procesos físicos fascinantes que ocurren en la atmósfera estelar. Este artículo te llevará al interior de esa atmósfera para descubrir qué se esconde allí.
La fotosfera: la “piel” asombrosamente delgada de una estrella
Normalmente hablamos de “la superficie del Sol” como si tuviera un borde definido, igual que un planeta. Pero las estrellas están compuestas enteramente de gas y no poseen una superficie sólida. El brillante disco solar que vemos proviene de una capa de gas llamada fotosfera, cuya profundidad es de solo unos 450 kilómetros. Si lo comparamos con el radio del Sol, de unos 700.000 kilómetros, esta “piel” resulta increíblemente delgada.
A pesar de su delgadez, la fotosfera es la principal fuente de la luz visible de la estrella. Sus capas inferiores son más calientes y densas, y se vuelven más frías y tenues hacia arriba. Aquí entra en juego un concepto clave: la profundidad óptica. Podemos entenderla como la dificultad que tiene un fotón para “escapar”. En la parte más alta de la fotosfera, la profundidad óptica es casi cero y los fotones salen libremente; pero cuanto más profundo, más denso es el gas y mayor es la probabilidad de que un fotón sea absorbido o dispersado. Cuando la profundidad óptica llega a 1, solo alrededor de un tercio de la radiación logra alcanzar la superficie; a una profundidad de 5, la proporción cae por debajo del 1%.
Esta diferencia de profundidad óptica explica un fenómeno que todos hemos visto: el oscurecimiento del limbo solar. Cuando observamos el disco del Sol, el centro parece más brillante que el borde. La razón es simple: en la dirección del centro, nuestra línea de visión penetra hasta capas más profundas de la fotosfera, que son más calientes y luminosas; en cambio, hacia el borde, la vista solo alcanza las capas superiores, más frías y tenues. Es como mirar una taza de té muy cargado a contraluz: desde arriba se ve la luz más brillante, pero desde el lado solo se percibe un resplandor rojizo y apagado.
Breve historia de cómo descubrimos que los átomos tienen “escalones” de energía
Antes de entender por qué el hidrógeno deja una marca tan peculiar en el espectro de las estrellas, conviene retroceder un poco y preguntarnos: ¿cómo sabemos que los átomos tienen niveles de energía? La respuesta es una de las historias más apasionantes de la física, y se puede resumir en varios grandes modelos.
La intuición de Demócrito (siglo V a. C.). Mucho antes de que existiera la ciencia experimental, el filósofo griego Demócrito de Abdera propuso una idea audaz: la materia no es infinitamente divisible. Si partimos un trozo de materia una y otra vez, llegará un momento en que ya no podamos dividirlo más. A esas partículas mínimas e indivisibles las llamó átomos (del griego átomos, que significa “indivisible”).
Para Demócrito, los átomos eran eternos, invisibles, sólidos y de formas diversas; sus distintas combinaciones y movimientos explicaban todas las sustancias del mundo. Esta intuición fue puramente filosófica: no se basaba en experimentos ni en mediciones, y durante más de veinte siglos quedó como una especulación más entre muchas otras. Sin embargo, la idea de que la materia está formada por unidades discretas resultó ser extraordinariamente fecunda, y fue el punto de partida conceptual de toda la física atómica posterior.
El químico inglés John Dalton (principios del siglo XIX) recuperó aquella intuición griega y la convirtió en una teoría científica. Propuso que la materia está formada por átomos indivisibles, esferas macizas e indestructibles, y que los átomos de un mismo elemento son idénticos entre sí. Para su época fue revolucionario, porque explicaba las leyes de las combinaciones químicas. Pero no decía nada sobre la estructura interna del átomo, simplemente porque se creía que no la tenía.
Al descubrir el electrón, J. J. Thomson demostró que el átomo no era indivisible: contenía partículas negativas. Propuso entonces el modelo del “pudín de pasas”: una esfera de carga positiva con electrones incrustados, como las pasas en un pastel. El átomo seguía siendo una masa más o menos uniforme, sin estructura interna definida.
Ernest Rutherford y sus colaboradores bombardearon láminas muy finas de oro con partículas alfa (Una partícula alfa, estimado lector, es el núcleo de un átomo de Helio. Estas partículas se obtienen tras la desintegración espontánea de los átomos de Uranio, por ejemplo). Si el modelo del pudín fuera correcto, casi todas deberían atravesarla sin desviarse. Para sorpresa de todos, algunas rebotaban como si chocaran contra algo macizo y diminuto.
Rutherford concluyó que el átomo tiene un núcleo central, pequeñísimo y positivo, donde se concentra casi toda la masa, y que los electrones giran a su alrededor en un espacio prácticamente vacío. Sin embargo, este modelo tenía un problema grave: según la física clásica, un electrón girando alrededor del núcleo debería irradiar energía continuamente y caer en espiral hacia él en una fracción de segundo. Es decir, el átomo sería inestable. Algo no cuadraba.
El físico danés Niels Bohr dio el salto decisivo introduciendo una idea revolucionaria, tomada de la incipiente mecánica cuántica: los electrones no pueden orbitar a cualquier distancia del núcleo, sino solo en ciertas órbitas permitidas, asociadas a valores concretos de energía. Mientras un electrón permanece en una de esas órbitas, no irradia energía. Solo emite o absorbe luz cuando salta de una órbita a otra. Si salta a una órbita de mayor energía, absorbe un fotón; si cae a una de menor energía, emite un fotón. La energía de ese fotón corresponde exactamente a la diferencia de energía entre las dos órbitas.
Este modelo explicaba por fin algo que la física clásica no podía: por qué los átomos de cada elemento absorben y emiten luz solo en longitudes de onda concretas, produciendo líneas espectrales fijas. Cada elemento tiene su propia “escalera” de niveles de energía, y por eso cada uno deja una huella distinta en el espectro. En 1885, el suizo Johann Jakob Balmer había encontrado una fórmula empírica que predecía las longitudes de onda de las líneas visibles del hidrógeno, pero sin entender por qué funcionaba. Bohr le dio sentido físico: esas líneas correspondían a saltos entre niveles concretos del átomo de hidrógeno.
Con el tiempo, la mecánica cuántica moderna sustituyó las órbitas circulares de Bohr por “orbitales”, regiones de probabilidad donde es más probable encontrar al electrón. Pero la idea esencial sigue en pie: los electrones solo pueden ocupar niveles de energía discretos, y cada salto entre niveles corresponde a un fotón de energía muy específica. Esa es la clave que necesitamos para entender el salto de Balmer.
El salto de Balmer: la “muesca” que el hidrógeno deja en el espectro
Si la temperatura de la fotosfera desciende desde unos 9000 K en la base hasta unos 4500 K en la cima, los distintos elementos absorben luz de manera diferente según la profundidad. Uno de los rasgos más llamativos es el salto de Balmer.
Para entenderlo, hay que mirar la “escalera de energía” del átomo de hidrógeno. Su electrón solo puede ocupar niveles de energía concretos, identificados con el número n. El nivel más bajo es n=1, luego n=2, n=3, etc. Los espacios entre niveles no son uniformes: los inferiores están muy separados y los superiores cada vez más juntos.
Las líneas de absorción del hidrógeno en la luz visible, como la famosa línea Hα, provienen de electrones que saltan desde n=2 a un nivel superior. Esto significa que, para que un átomo de hidrógeno produzca una línea de Balmer, su electrón debe encontrarse primero en ese “punto de partida” n=2.
¿Cómo llega el electrón a n=2? Mediante la excitación por colisión. A una temperatura de unos 10.000 K, los átomos se mueven lo bastante rápido como para que los choques empujen al electrón desde n=1 hasta n=2. Si la temperatura es demasiado baja, no se logra; si es demasiado alta, el electrón se libera por completo (ionización) y tampoco permanece en n=2.
Las estrellas de tipo espectral A0 (como Vega) tienen una fotosfera a unos 10.000 K, justo el “punto dulce” donde el nivel n=2 está máximamente poblado. En ese momento hay una gran cantidad de átomos de hidrógeno listos para absorber fotones de longitud de onda específica. Cuando la luz tiene una longitud de onda ligeramente inferior a 3647 Å, no solo excita al electrón, sino que puede ionizarlo directamente. El resultado: desde 3647 Å hacia longitudes de onda más cortas, el continuo se desploma de golpe, formando una depresión en forma de diente de sierra. Eso es el salto de Balmer.
¿Por qué Vega “rompe las reglas”?
Ahora podemos resolver un misterio que quedó pendiente. Según la ley de Wien, si Vega tiene una temperatura efectiva de unos 10.000 K, su pico de emisión debería estar cerca de 2897 Å. Pero las observaciones muestran que su espectro alcanza el máximo alrededor de 4200 Å, una diferencia enorme.
La causa es el salto de Balmer. En la fotosfera de Vega, la región cercana a 3647 Å está repleta de líneas de absorción de hidrógeno muy juntas, que se fusionan, y el propio salto de Balmer remata el trabajo: elimina de cuajo la parte del espectro que debería haber sido el pico. Vega no es un cuerpo negro tranquilo; su atmósfera, llena de hidrógeno, ha “reescrito” su espectro. Esto también nos advierte que usar la banda ultravioleta para deducir la temperatura de estrellas tipo A no es fiable, porque la radiación allí está severamente distorsionada.
La curva “anómala” del diagrama color-color
Si representamos muchas estrellas según los índices de color U-B y B-V (un diagrama color-color) y superponemos la curva teórica de los cuerpos negros, aparece un fenómeno curioso: las estrellas reales se sitúan sistemáticamente por debajo de la curva de los cuerpos negros.
Hay varias razones. En estrellas más frías, como las de tipo K y M, aunque el hidrógeno está mayoritariamente en su estado fundamental, existe una especie peculiar: el ion negativo de hidrógeno (H⁻), un átomo de hidrógeno que ha capturado un electrón extra en una unión muy débil. Este ion absorbe radiación en el infrarrojo y en la luz visible, lo que deprime aún más la radiación azul y violeta. Además, a medida que baja la temperatura, aparecen numerosas bandas de absorción molecular que actúan como una “manta” sobre grandes tramos del continuo, alejando todavía más el espectro estelar del modelo de cuerpo negro.
¿Por qué la corona es más caliente que la superficie?
Si los problemas de la fotosfera ya se explican con física atómica, las capas más externas de la atmósfera estelar resultan francamente contraintuitivas. Por sentido común, cuanto más lejos de la fuente de calor, más frío debería hacer. Sin embargo, la cromosfera solar tiene unos 10.000 K, y la corona alcanza más de un millón de kelvin. Es como si al alejarte de una hoguera el aire se volviera cada vez más ardiente. Algo está inyectando energía desde abajo.
La explicación más aceptada hoy es el campo magnético. Los violentos movimientos convectivos de la fotosfera (la “granulación” que vemos como pequeñas células brillantes) agitan el campo magnético y generan ondas y corrientes. Esa energía viaja hacia arriba y finalmente se disipa como calor en la cromosfera y la corona. El calentamiento por ondas acústicas (sonido) también se propuso como candidato, pero las observaciones y los modelos indican que, por sí solo, no basta para explicar las temperaturas coronales.
El cuerpo negro era solo el disfraz
El espectro de una estrella no es una simple copia de la curva de un cuerpo negro. Las variaciones de profundidad óptica en la fotosfera producen el oscurecimiento del limbo; los saltos de energía del hidrógeno dejan la huella del salto de Balmer; el ion negativo de hidrógeno y las bandas moleculares se acumulan en las estrellas frías; y las altísimas temperaturas de la cromosfera y la corona apuntan al poder oculto del campo magnético. Cada desviación respecto al cuerpo negro es una ventana que nos permite asomarnos a un drama físico mucho más rico que cualquier ilustración de libro de texto.
Referencias
· Robinson, K. (2009). Starlight. Patrick Moore’s Practical Astronomy Series. Springer.
· LibreTexts Español. 17.2: Colores de Estrellas. Disponible en: https://espanol.libretexts.org
· Cambridge University Press. Spectrum analysis (Chapter 12) – Introduction to Stellar Astrophysics. Disponible en: https://www.cambridge.org/core/books/abs/introduction-to-stellar-astrophysics/spectrum-analysis/00C035B8F943BDE53726E8BD8470391B
· Oxford Reference. Balmer series. Disponible en: https://www.oxfordreference.com
· Hinode Science Center. New Features of the Sun Found by “Hinode”. Disponible en: http://hinode.nao.ac.jp/en/intro/science/discovery.html
· ScienceDirect. The Sun’s Atmosphere. Disponible en: https://www.sciencedirect.com