Asociación Valenciana de Astronomía

Por Gonzalo Fornás.

Hace unos meses, trasteando por Internet, descubrí por casualidad que se comercializaban espectrómetros para astronomía a precios razonables. Siempre había pensado que este tema era inaccesible para un equipo casero, pero resulta que por poco más de 100 €  me hice con una red de difracción con la que he podido jugar un par de noches con el telescopio y he pasado unas cuantas horas leyendo e intentando entender algo más sobre espectros.
La luz es una parte, que nos es muy familiar, de la radiación electromagnética. Sin embargo, hay otras formas de radiación electromagnética (EM), tales como los rayos X, ondas de radio y "luz" ultravioleta e infrarroja. Todos juntos, estos diferentes tipos de radiación electromagnética forman el espectro electromagnético. La diferencia entre uno y otro tipo es su frecuencia (o su longitud de onda, que no es más que el resultado de dividir la frecuencia de emisión por la velocidad de la luz). Y cuanta mayor es su frecuencia, mayor es la energía de sus fotones.
Cada sección del espectro electromagnético (EM) tiene distintas frecuencias. Los rayos gamma tienen los fotones más energéticos, las longitudes de ondas más cortas y las frecuencias más altas. En contraste, las ondas de radio tienen la energía más baja, las longitudes de ondas más largas y las frecuencias más bajas que cualquier otro tipo de radiación (EM). En orden de energía, de mayor a menor, las secciones del espectro electromagnético (EM) se llaman: rayos cósmicos, rayos gamma, rayos X, ultravioleta, luz visible, infrarrojos y ondas de radio. 

Figura 1. El espectro electromagnético

La radiación electromagnética nos rodea habitualmente. Y nos llega con todas las frecuencias mezcladas a la vez. Los aparatos de radio, los móviles, etc. tienen circuitos electrónicos que los hacen sensibles a unas frecuencias muy concretas, que son las que les transmiten la información. Nuestros ojos sólo son sensibles a la pequeña parte correspondiente al espectro que llamamos “visible”. No es casual. La atmósfera filtra los infrarrojos y el ultravioleta que llega del Sol. Y los rayos X y gamma son demasiado energéticos y dañinos. Así que los ojos de los seres vivos se han especializado en la parte del espectro más sencilla para ellos, y su máxima sensibilidad coincide con el máximo del espectro continuo del Sol. ¿Casualidad o adaptación?. 
¿Cómo podemos separar esta mezcla de frecuencias? Para el tema que nos ocupa, la astronomía de aficionado, básicamente hay dos métodos: los prismas y la redes de difracción.
Los prismas funcionan por lo que los físicos llaman refracción. La luz no viaja a la misma velocidad en todas las sustancias. Cuando un haz de luz pasa de un medio  a otro  en el que se desplaza con distinta velocidad, como por ejemplo del aire al vidrio de una lente o de un prisma, cambia de dirección (salvo que entre justo en perpendicular). Y este fenómeno es el que hace que funcionen las lentes y prismas. Pero este cambio de dirección no es igual para todas las longitudes de onda. Por eso cuando un rayo de luz, formado por la mezcla de luces de muchas frecuencias,  incide sobre un prisma, se separa en sus distintos componentes cada uno con un ángulo que depende de su color.  

 Figura 2. Funcionamiento del prisma

Este mismo fenómeno es el que provoca el famoso cromatismo de los sistemas ópticos. Los rayos de luz que atraviesan la lente de un refractor no se desvían exactamente igual. El ángulo con el que se desvían depende de su frecuencia. Por eso observamos cromatismo en las lentes.
La otra forma de conseguir que la luz se difracte es hacerla pasar por una rendija o agujero de un tamaño similar al de su longitud de onda. La red de difracción comercial del STAR ANALYSER en concreto es de 100 líneas/mm. Esto es, 10-5 m entre líneas. La luz verde, por ejemplo, tiene una longitud de onda de 6* 10-7 m. Estamos hablando de una distancia entre líneas de unas 10-20 longitudes de onda.

Figura 3. Esquema de una red de difracción

Ahora la pregunta lógica: ¿Y para que le sirve a un astrónomo separar la luz en sus colores? La espectroscopia astronómica comienza con las observaciones iniciales de Isaac Newton de la luz del Sol, dispersada por un prisma. Pero fue Joseph von Fraunhofer en el año 1814 el primero que se dio cuenta al descomponer la luz del sol de que había por un lado una mezcla más o menos uniforme de colores, lo que se llama el continuum, y de que sobre ese espectro continuo había unas franjas oscuras. La luz que llegaba del sol no era luz continua, sino que faltaban algunos tonos (figura 4)

 Figura 4. Espectro de la luz solar con bandas de absorción

Inmediatamente los astrónomos estudiaron espectros de muchas estrellas y las clasificaron en función de las líneas observadas. Tardaron poco tiempo en darse cuenta de que la forma del espectro, el continuum, depende en primer lugar de la temperatura de la estrella. También se averiguó que esas líneas observadas dependen de los tipos de átomos  que las emiten o absorben. Y están tan relacionadas que a partir de ellas se puede identificar sin ninguna duda el elemento que las produce.  De esta forma, a finales del siglo XIX ya había herramientas para, viendo el espectro de una estrella, saber su temperatura y su composición química con bastante exactitud. Pero esto es sólo el comienzo. Al observar estrellas inmediatamente se observaron anomalías en la posición de estos conjuntos de líneas, y ya en 1842 el físico francés Fizeau indicó que este desplazamiento de líneas espectrales visto en las estrellas era debido al efecto Doppler. Cuando el objeto que emite luz se aleja de nosotros, la frecuencia con que nos llega la luz que emitió en su momento es menor. Su color tiende hacia el rojo. Y al revés, cuando el objeto se acerca hacia nosotros, la frecuencia que recibimos es mayor. Tiende hacia el azul. De esta forma, viendo la posición de esas líneas características de cada elemento podemos saber si el objeto que las emite se aleja o se acerca, y con qué velocidad lo hace. El desarrollo de los equipos de medida fue tan bueno y tan rápido que en 1871, observando el Sol  ya se comprobó un desplazamiento al rojo de 0'1 Angström en las bandas de absorción procedentes de cada uno de sus lados debido a su propia rotación. Una parte se aleja y la otra se acerca. En la figura 5 se ve el esquema del cambio de posición de las líneas de absorción de un espectro de un objeto en reposo comparadas con esas mismas líneas de un objeto alejándose.

 Figura 5. Comparación entre espectros

A principios del siglo XX  todavía no se sabía lo que era una galaxia ni su diferencia con una nebulosa. Pero siempre ha habido genios, así que apareció el Sr. Hubble y a base de estudiar los espectros de estas “nebulosas” y viendo el corrimiento hacia el rojo que tenían muchos de ellos, fue capaz de intuir y valorar una relación directa: Cuanto más lejos estaban las nebulosas más desplazamiento al rojo tenían ( y a más velocidad se alejaban de nosotros). Parecía como si se estuvieran expandiendo!. A día de hoy se usa la espectrometría y el corrimiento al rojo de la luz que recibimos como para poder medir la distancia a la que se encuentran los objetos del espacio profundo. Ya a finales del siglo XX la técnica ha alcanzado tal precisión que permite medir cambios muy pequeños de velocidad en una estrella. A partir de las posiciones de las líneas de absorción en el espectro se miden cambios en su velocidad de hasta 3'5 km/h. Una velocidad menor que la de una persona andando. Con estos datos tan precisos se han encontrado movimientos cíclicos en algunas estrellas cuya única explicación posible es que exista un planeta orbitándola. Ese planeta, al orbitar alrededor de la estrella le produce unos ligeros cambios de velocidad (ambos, la estrella y su planeta giran alrededor de su centro de masas) que son los que detecta el espectrómetro. Así se descubrieron los primeros planetas extra solares. Realmente nadie los ha visto, pero se deduce su existencia a partir de las variaciones de posición de las líneas de sus espectros. Y no sólo esto, sino que estudiando con precisión estas oscilaciones se llega a calcular la masa de los planetas, e incluso a deducir que no sólo es uno, sino en algunos casos dos o tres los que orbitan alrededor de la estrella.
¿Y por qué se producen esas líneas en los espectros?  Veamos primero un caso sencillo. Una lámpara de neón. Si analizáramos su espectro veríamos que está compuesto sólo por unas pocas franjas de color. Cuando se excitan átomos de neón, estos no emiten luz continua, sino únicamente unos cuantos colores. Y esto pasa con cualquier elemento que estudiemos. Se sabe que estos colores no son aleatorios, sino que corresponden exactamente a las propiedades de cada átomo. Cada átomo tiene un conjunto de rayas características que lo distingue de los demás. Y a este conjunto de rayas es a lo que se llama el espectro de emisión del elemento.
De igual forma, cuando hacemos pasar luz continua a través de los átomos, éstos absorben esos mismos colores que antes emitían, creando líneas oscuras en el espectro, en vez de franjas de luz. Es lo que se llama un espectro de absorción. Se debe a las mismas propiedades atómicas características de los espectros de emisión, pero en este caso es el fenómeno simétrico. Se debe a que los fotones que emiten los átomos al pasar sus electrones de un nivel energético a otro inferior, pueden ser absorbidos por esos mismos átomos haciendo recorrer a sus electrones el camino energético inverso. 

Figura 6. Espectros de emisión y absorción del neón

Recordemos por un momento a M57. Se trata de una nebulosa planetaria calentada por la enana blanca del interior. Es material muy caliente, a unos 150.000 K, que ha sido expulsado por la estrella central en algún suceso bastante violento.

 Figura 7. M57, una nebulosa planetaria.

Como Javier no se ha decidido todavía a publicar el Rigel en color hagamos un poco de memoria. El anillo interior es verde. Cuando los astrónomos han analizado su espectro de luz han visto que está formado sobre todo por las líneas de emisión correspondientes al oxígeno y al nitrógeno. Y el anillo exterior es rojo, correspondiente al espectro de emisión del hidrógeno. 
Lo mismo podríamos plantear con un espectro de absorción. Por ejemplo, el del Sol. En la figura 4 vemos el espectro de la luz del sol que recibimos. ¿Por qué lo recibimos como un espectro de absorción? Pues porque realmente lo que vemos no es la radiación procedente de los fenómenos de fusión nuclear que se producen en dentro del sol, sino la luz procedente de las capas exteriores. Y esa luz está filtrada por los elementos químicos que componen la corona solar que atraviesa. Estamos viendo la huella que dejan en el espectro los componentes de las capas exteriores del Sol. A partir de aquí podemos averiguar su composición y velocidad respecto a nosotros.
Evidentemente esto es una versión muy simplificada del problema, pero es así como se analizan las composiciones de los objetos estelares.
Una vez más o menos informado sobre el mundo de los espectros me decidí a intentar analizar los resultados que obtuve con la red de difracción. Puestos a buscar un objetivo para empezar, la recomendación es buscar una estrella joven y brillante, compuesta sobre todo por hidrógeno. Las estrellas maduras, como las gigantes rojas, tienen muchos más componentes, ya que a lo largo de su vida la fusión de sus átomos de hidrógeno iniciales ha ido  fabricando multitud de los elementos de la tabla periódica, lo que complica mucho su análisis para un aficionado.
La red de difracción vista en la mano es como un filtro normal de 1 1/4”. Yo la he montado al final del acoplador de la cámara, una Nikon D90, y con un refractor EQUINOX 66/400 de SW 

Figura 8. La maya de difracción

 Y esto es lo que sale en la foto (recorto solo la parte interesante) tras una exposición de 30 s. A la izquierda está la estrella, DENEBOLA en este caso, y la derecha la descomposición de su luz.

 Figura 9. Espectro en bruto de Denébola

A primera vista no se ve gran cosa. Evidentemente no es tan bonito como las fotos de la Wilkipedia que he ido usando antes. Pero junto con el filtro me regalaron un software para analizar el espectro. En medio hay un proceso bastante laborioso para calibrar la curva, incluso para compensar el efecto de la sensibilidad de la CCD con el que no he sido excesivamente cuidadoso. Pero esto es lo que se obtiene:

Figura 10. Análisis del espectro de Denébola

La gráfica es el resultado de analizar el espectro de la espectrometría de Denébola de la figura 9.  Abajo he dibujado unas líneas verticales. Son las líneas de emisión teóricas correspondientes al hidrógeno. Hay tres líneas que coinciden con bastante precisión. El resto está fuera del rango de sensibilidad de la cámara.
Dentro de lo limitado que es el juguete, se observa claramente como la luz que nos llega de Denébola tiene muy marcadas las líneas de absorción del hidrógeno. Su componente principal.
De momento no parece que con un filtro tan simple se pueda conseguir mucha más precisión en las curvas, pero a mi me ha sorprendido que se llegaran a ver tan claramente las líneas de absorción del hidrógeno con unos medios tan simples.