El pasado jueves 24 de noviembre realicé un pequeño “ejercicio divulgativo” mientras daba soporte a las observaciones astronómicas del Telescopio Anglo-Australiano (AAT). A través de Twitter y usando la cuenta del Observatorio Astronómico Australiano (AAO) solicité públicamente la ayuda para elegir a un objeto entre cuatro para observar en la Gran Nube de Magallanes (LMC por sus siglas en inglés). Usaría los minutos muertos que íbamos a tener durante un par de ocasiones mientras reconfigurábamos el instrumento científico, el espectrógrafo AAOmega, para conseguir imágenes de dicho objeto con la nueva cámara CACTI. Así, bauticé a este experimento como “Pequeñas joyas de la Gran Nube de Magallanes con CACTI” (“LMC Little Gems using CACTI”).

A pesar de haber lanzado la votación 11 horas antes, ¡¡conseguimos 193 votos!!

Así, quiero agradecer sinceramente no sólo a todos los que votasteis sino los que también compartisteis la encuesta por las redes sociales y solicitasteis el voto por mí. Muchas gracias de verdad. Fueron particularmente excitantes los últimos 30 minutos: faltaban sólo 4 votos para alcanzar los 150 (mi objetivo marcado, superando el número de votos de un experimento similar que hice en mayo) y, gracias a muchos de vosotros, conseguí casi 50 votos en sólo media hora.

Los resultados finales fueron:

  1. Cúmulo estelar + nebulosa NGC 1949: 22%
  2. Cúmulo globular NGC 2121: 13%
  3. Resto de supernova NGC 2018: 34%
  4. Cúmulo estelar + nebulosa NGC 1850: 31%

Debo decir que mi objeto favorito era NGC 1949, pero no pasa nada, porque NGC 2018 resultó ser muy interesante.

Aquí va la imagen final en color del objeto que vosotros elegisteis observara con un telescopio de 4 metros de tamaño:

NGC 2018: Resto de supernova en la Gran Nube de Magallanes.  Datos conseguidos el 24 de noviembre de 2016 como parte del ejercicio divulgativo "Pequeñas joyas de la Gran Nube de Magallanes con CACTI", con la cámara CACTI en 2dF @ 3.9m Anglo-Australian Telescope.  Imagen en color obtenida con imágenes en filtros B (6 x 10s, azul), [O III] (6 x 60 s, verde) y Hα (8 x 60 s, rojo).  Crédito: Ángel R. López-Sánchez (Australian Astronomical Observatory / Macquarie University) & Steve Lee, Robert Patterson & Robert Dean (AAO) Operador de telescopio en el AAT: Steve Lee (AAO).
NGC 2018: Resto de supernova en la Gran Nube de Magallanes.Datos conseguidos el 24 de noviembre de 2016 como parte del ejercicio divulgativo “Pequeñas joyas de la Gran Nube de Magallanes con CACTI”, con la cámara CACTI en 2dF @ 3.9m Anglo-Australian Telescope.Imagen en color obtenida con imágenes en filtros B (6 x 10s, azul), [O III] (6 x 60 s, verde) y Hα (8 x 60 s, rojo). Puedes conseguir la imagen en alta resolución aquí. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (Australian Astronomical Observatory / Macquarie University) & Steve Lee, Robert Patterson & Robert Dean (AAO). Operador de telescopio en el AAT: Steve Lee (AAO).

He estado haciendo un poco de búsqueda para intentar conseguir algo más de información sobre este objeto. Efectivamente, la Gran Nube de Magallanes sostiene una formación estelar relativamente alta, lo que se traduce en que está repleta de cúmulos de estrellas jóvenes y regiones de formación estelar (nebulosas), pero también posee mucho restos de supernova. No obstante, SIMBAD define NGC 2018 como una “Association of Stars” (asociación de estrellas), y de verdad pocas referencias a este objeto como “resto de supernova” esto encontrando (por ejemplo, aquí).

Pero mirando detenidamente a la imagen puedo decir casi con total seguridad que, en efecto, se trata de un resto de supernova. Sí, asociado a un cúmulo estelar (muy probablemente, las hermanas de la estrella masiva que explotó como supernova), pero gran parte del gas proviene de una explosión estelar. ¿Cómo lo sé? Bueno, ¿notáis esas estructuras filamentosas que brillan en color verde, trazando la emisión de [O III]? Estos rasgos están relacionados con explosiones de supernova, las estructuras así rara vez aparecen en las regiones de formación estelar… al menos que una de las estrellas haya explotado recientemente como supernova, lo que parece que es el caso.

¡Muchísimas gracias por participar en este ejercicio divulgativo! Espero haya pronto más… y que pueda avisar con más tiempo.

Hoy estoy de nuevo trabajando como astrónomo de soporte del Telescopio Anglo-Australiano (AAT). En concreto es una noche “de servicio”, donde observamos pequeños programas que sólo necesitan unas pocas horas de telescopio (hasta 6 horas). Esto es, los astrónomos que quieren los datos no vienen al AAT a observar: un astrónomo del Australian Astronomical Observatory (AAO), yo en el caso de hoy, planifica la noche y obtiene los datos científicos por ellos.

El instrumento que usamos hoy es el posicionador de fibras 2dF unido al espectrógrafo AAOmega. Pero los tres programas que voy a observar esta noche tienen distintas configuraciones del espectrógrafo. Así que se me ha ocurrido que ese tiempo muerto que debemos usar para cambiar las “redes de difracción” de AAOmega se use para obtener imágenes en color usando la nueva cámara CACTI, que ya he usado en otras ocasiones.

¿Y qué mejor que preguntarle al público qué objeto le gustaría observáramos en el AAT esta noche?

Así, he seleccionado estos cuatro objetos:

  1. Cúmulo estelar y nebulosa NGC 1949
  2. Cúmulo globular NGC 2121
  3. Resto de supernova NGC 2018
  4. Cúmulo estelar y nebulosa NGC 1850
Objects chosen for the "LMC Little Gems with CACTI" Outreach Exercise at the AAT. From top left to bottom right they are: 1. Stellar cluster + Nebula NGC 1949, 2. Globular cluster NGC 2121, 3. SN remnant NGC 2018, 4. Stellar cluster + Nebula NGC 1850. Credit of the images: Digital Sky Survey, except for the image of NGC 1850, credited to ESO (image obtained using the FORS1 instrument at the VLT).
Objetos seleccionados para el ejercicio divulgativo “Pequeñas Joyas de la Gran Nube de Magallanes con CACTI” (LMC Little Gems with CACTI) en el telescopio AAT en la noche del 24 de noviembre de 2016. De arriba izquierda a abajo derecha son: 1. Cúmulo estelar y nebulosa NGC 1949, 2. Cúmulo globular NGC 2121, 3. Resto de supernova NGC 2018 y 4. Cúmulo estelar con nebulosa NGC 1850. Los créditos de las imágenes son del Digital Sky Survey, excepto por la imagen de NGC 1850, cuyo crédito es de ESO (imagen obtenida con el instrumento FORS1 del VLT).

Todos estos objetos están dentro del campo de la Gran Nube de Magallanes (LMC por sus siglas en inglés), de ahí que he llamado a este ejercicio divulgativo como “Pequeñas Joyas de la Gran Nube de Magallanes con CACTI” (“LMC Little Gems with CACTI”).

¿Qué tienes que hacer para votar? Simplemente usa tu cuenta de Twitter y sigue este enlace a la encuesta que he iniciado en la cuenta del AAO (*). No tienes mucho tiempo… la encuesta se cierra a las 11 de la noche hora de Sídney (1 de la tarde en Madrid) de hoy, jueves 24 de noviembre de 2016. ¡Y mañana mismo (*) publicaré la imagen resultante!

Tienes más detalles en este post en mi blog en inglés, “The Lined Wolf”.

¿Nos ayudas a decidir qué objeto observar con el Telescopio Anglo-Australiano, de 3.9m de tamaño, esta noche?

(*) Actualización 25 de noviembre: ¡las votaciones ya terminaron y los datos del objeto ganador se consiguieron! Pero uno es humano y vence el cansancio acumulado. El lunes, en primicia, tendréis la imagen ganadora.

Sí, sé que no hago más que hablar de nebulosas últimamente por aquí, pero no podéis negar la belleza de esta imagen:

Mosaico de la Nebulosa de Carina con HSR
Impresionante imagen de la Nebulosa de Carina obtenida usando datos del Telescopio Espacial Hubble (HST) combinados con observaciones conseguidas desde Tierra en el Telescopio Blanco de 4 metros de Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) en Chile. La Nebulosa de Carina se localiza a unos 7500 años luz de nosotros, proyectada sobre la constelación austral de Carina (la Quilla del Argo Navis), en plena Vía Láctea, y es una de la regiones de formación estelar más intensas que conocemos en nuestra Galaxia. Los colores se han obtenido usando las brillantes líneas de emisión nebulares. Se siguió la convención estándar de colorear las imágenes obtenidas con el filtro [O III] en azul, el filtro Hα (con las líneas de [N II]) en verde y el filtro de [S II] en rojo. Todas estas imágenes se obtuvieron en el Telescopio Blanco de CTIO. Posteriormente, para conseguir los detalles que da la resolución espacial del HST, se agregó como capa de luminosidad la combinación de las imágenes obtenidas usando el filtro Hα (+[N II]) con la cámara ACS del Telescopio Espacial. Más información sobre esta imagen en el Hubble Heritage Project. Crédito: Imagen del HST: NASA, ESA, N. Smith (University of California, Berkeley), y The Hubble Heritage Team (STScI/AURA), imagen de CTIO: N. Smith (University of California, Berkeley) y NOAO/AURA/NSF.

Es una nebulosa a la que, de verdad, “le tengo ganas”, puesto que aunque la he visto muchas cuantas veces con mi telescopio de aficionado, aún no he conseguido ninguna imagen decente. Asimismo no he podido aún tirarle con los telescopios profesionales (quizá pronto soluciono eso…), aunque es precisamente mi colega y compañero el famoso astrofísico y astrofotógrafo David Malin (AAO) quien consiguió hace 30 años las primeras imágenes en color de esta nebulosa usando el telescopio en el que yo trabajo ahora.

¿Y por qué hablo hoy de la Nebulosa de Carina? Porque se acaba de publicar una nueva Foto Noticia del Observatorio Europeo Austral (ESO) que recoge nuevas observaciones de algunas de la estructuras más curiosas que se observan dentro de esta nebulosa: los pilares de polvo y gas.

Imagen de la región R44 dentro de la Nebulosa de Carina. Más información aquí. Crédito ESO/A. McLeod.
Imagen de la región R44 dentro de la Nebulosa de Carina. Más información aquí. Crédito ESO/A. McLeod.

Vale, ¿y qué? Esta imagen, en comparación con la anterior y a pesar de que esté mostrando un detalle de la nebulosa no parece demasiado espectacular. Pero lo es. Lo es porque esta imagen está obtenida con uno de los (en mi humilde opinión) mejores instrumentos astronómicos que disponemos actualmente: el espectrógrafo 3D MUSE instalado en el VLT (Very Large Telescope) de ESO.

Intentaré explicarme de forma rápida: cada uno de los píxeles de la imagen superior viene de un espectro. Dicho de otra manera: MUSE, que es un espectrógrafo de campo integral (o 3D), consigue por cada elemento espacial (que se ordenan, según una matriz como la de un CCD, por filas y columnas) un espectro (la descomposición de la luz en todos sus colores). Esto es, MUSE consigue CUBOS DE DATOS con los que se obtiene muchísima más información que usando sólo imágenes en filtros estrechos (como los que comentaba arriba) o sólo un espectro de la nebulosa. Puedes leer más sobre esta técnica en este post de mi blog original “El Lobo Rayado“.

E insisto: la técnica de la espectroscopía de campo integral está revolucionando la Astrofísica en múltiples aspectos, además de potenciando mucho el avance tecnológico e instrumental. Esto es parte de mi propio trabajo de investigación (y emito un nuevo “mea culpa” por no hablar de esto más veces), no en vano soy el encargado de uno de los espectrógrafos de campo integral que tenemos en el Telescopio Anglo-Australiano (Observatorio Astronómico Australiano), KOALA, con el que estoy haciendo algunas cosillas interesantes (y que mostraré a su debido tiempo).

Esta composición muestra varios pilares en el interior de la nebulosa de Carina observados con el instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope de ESO. Las estrellas masivas que están dentro de la región de formación estelar destruyen lentamente los pilares de polvo y gas de los que nacen. Crédito: ESO/A. McLeod
Esta composición muestra varios pilares en el interior de la nebulosa de Carina observados con el instrumento MUSE, instalado en el Very Large Telescope de ESO. Las estrellas masivas que están dentro de la región de formación estelar destruyen lentamente los pilares de polvo y gas de los que nacen. Más información sobre la imagen aquí. Crédito: ESO/A. McLeod

Volviendo a la Foto Noticia del Observatorio Europeo Austral (ESO) publicada hoy, estos datos son una parte importante del trabajo de tesis doctoral de la joven astrónoma Anna McLeod (ESO), quien intenta entender el efecto de la radiación energética liberada por las estrellas masivas sobre los pilares de polvo. En concreto, intentaba entender mejor el efecto de la fotoevaporación, donde el gas molecular, denso y frío es primero calentado e ionizado por la intensa radiación ultravioleta de estas estrellas jóvenes y masivas para luego dispersarse.

Las estructuras oscuras en forma de pilares que vemos en la Nebulosa de Carina y que están en proceso de fotoevaporación son similares a la famosas estructuras que aparecen en la Nebulosa del Águila, en aquella icónica imagen obtenida hace 21 años con el Telescopio Espacial Hubble y recientemente actualizada. La imagen del HST obtenida en 1995 recibió el sobrenombre de “Los Pilares de la Creación” (apodo que, personalmente, nunca me ha gustado), por lo que ESO ha decido, de forma más correcta, designar a las estructuras observadas dentro de la Nebulosa de Carina como “Los Pilares de la Destrucción“. Y digo que se trata de un nombre más correcto porque estos pilares están siendo destruidos: dentro ya no de millones de años sino sólo decenas de miles de años habrán dejado de existir.

En total, se han estudiado diez de estos pilares, buscando correlacionar las características que presentan con la radiación emitida por las estrellas masivas cercanas. Esto es importante a la hora de entender cómo el gas condensa para formar estrellas dentro de las nebulosas: son precisamente en las regiones más densas y frías (como en los pilares) donde se produce la condensación del gas para formas nuevos soles. Quizá la radiación y los vientos estelares de las estrellas masivas que ya han nacido puedan influir en la creación de nuevas estrellas dentro de estas estructuras.

Más información:

Foto Noticia del Observatorio Europeo Austral (ESO), 2 de noviembre de 2016

Diseccionando galaxias con el sondeo CALIFA, post en El Lobo Rayado, 1 de octubre de 2014

Artículo originariamente publicado ayer, domingo 23 de octubre de 2016, en la sección Gaveta de Astrofísica del periódico El Día. Agradezco a mi amiga y astrofísica Adriana de Lorenzo-Cáceres, editora de esta nueva sección en El Día, su invitación a ser uno de los primeros astrofísicos vinculados a Canarias que escriben en ella.

Las nebulosas son los objetos más sagrados del Cosmos. En ellas el gas difuso que existe disperso dentro de las galaxias se condensa y enciende nuevos soles. En efecto, las nebulosas son los lugares donde nacen las estrellas y donde éstas viven su infancia. El Sol y su séquito de planetas, satélites, cometas, planetas enanos y asteroides nació de una nebulosa hace unos 4650 millones de años. La estrella Sol no nació sola: miles de otras estrellas también se crearon de la misma nube. Sin embargo, cual adolescentes rebeldes, pocos centenares de millones de años después todas ellas se separaron, cada una tomando un rumbo distinto hacia los abismos interestelares de la Vía Láctea. Las hermanas del Sol pueden ahora estar en la otra punta de la Galaxia.

A los astrofísicos nos fascinan las nebulosas porque nos hablan de un proceso clave del Universo: cómo el gas, compuesto sobre todo de hidrógeno (el elemento más simple del Cosmos) se atrae de tal manera que es capaz de “encenderse”, transformando el hidrógeno en helio y liberando luz. Entender bien la formación de las estrellas, ya sea dentro de nebulosas cercanas o en galaxias muy lejanas, es uno de los grandes retos que tiene la Astrofísica actual.

M 16 con INT
Imagen de la Nebulosa del Águila (M16) observada en filtros [O III] (azul), H-alpha (verde) y [S II] (rojo) usando el Telescopio Isaac Newton, de 2.5m de tamaño, del Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma). Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU), Sergio Simón-Díaz (IAC), Miguel Urbaneja (Institut für Astro- und Teilchenphysik, Universität Innsbruck) y Alfred Rosenberg (IAC).

Algunas nebulosas tienen, además, un encanto particular. Sus formas caprichosas, con jirones de gas y polvo cósmico salpicados aquí y allá, formando a veces filamentos, otras veces oquedades, quizá alguna nube densa, junto con el peculiar colorido que muestran, aparentemente sacado de la paleta de un pintor abstracto, deleitan a estudiosos y profanos e invitan a sumergirse en sus secretos. Este es el caso de la nebulosa del Águila (M 16), mostrada aquí tal y como se observa con la cámara de gran campo del telescopio Isaac Newton, de 2.5 metros de tamaño, instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma).

¿Cómo conseguimos los astrofísicos estas imágenes tan impactantes? Además de contar con un gran telescopio es necesario tener un buen instrumento que capte la luz del Cosmos. Y aquí está el truco: para detectar objetos lejanos y difusos tenemos que usar cámaras que sólo ven “en blanco y negro” (mejor expresado, “en escala de grises”), que son mucho más sensibles que cámaras digitales en color como las que tenemos en nuestros móviles. Entonces, ¿de dónde salen los colores? Muy sencillo: los astrónomos siempre empleamos filtros para captar una parte concreta de la luz que nos llega. Por ejemplo, solemos obtener observaciones del mismo objeto usando un filtro azul, uno verde y otro rojo. Esto nos sirve para establecer las características básicas de una estrella o una galaxia. Las estrellas jóvenes y calientes brillan mucho en colores azules, mientras que las estrellas viejas y frías tienen colores rojos. Galaxias que destacan en colores azules (como las galaxias de tipo espiral) tendrán gran proporción de estrellas jóvenes, mientras que las galaxias amarillentas (como las galaxias de tipo elíptico) estarán constituidas sobre todo por estrellas viejas. En Astronomía los colores otorgan valiosa información.

Pero esta imagen de la Nebulosa del Águila se ha conseguido usando filtros especiales. El propio gas de la nebulosa brilla con luz propia, pero no lo hace como las estrellas. Las estrellas emiten luz en todos los colores del arco iris. Pero en las nebulosas la luz se emite en unos colores muy concretos que vienen dados por los elementos químicos (hidrógeno, helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, …) que existan dentro de ella, todo determinado por las leyes de la Física Cuántica. Los astrofísicos han diseñado estos “filtros especiales” para dejar pasar sólo la luz emitida por esos elementos químicos. En la imagen el color azul se ha conseguido usando un filtro que sólo deja pasar la emisión del oxígeno, el color verde viene dado por un filtro que ve la emisión del hidrógeno y para obtener el color rojo se ha usado un filtro que sólo ve luz emitida por el azufre.

Las regiones con emisión alta en oxígeno (en azul) son las zonas donde el gas está más caliente. Suele corresponder al centro de la nebulosa, donde se encuentran las estrellas jóvenes y calientes. Por otro lado los bordes de la nebulosa se delinean muy bien en colores rojizos: en estas zonas ricas en azufre la densidad de materia es mayor. Las zonas oscuras dentro de la nebulosa indican regiones dominadas por polvo y gas denso, que absorbe la emisión del gas, destacando los pilares alargados que dan nombre a la nebulosa.

Los astrónomos usamos esta información en colores para estudiar las propiedades físicas y químicas de las nebulosas, las causas de la formación de las estrellas y cómo estrellas y gas interaccionan y evolucionan conjuntamente dentro de las galaxias. Además, las nebulosas nos regalan este tipo de imágenes etéreas llenas de colorido y de una belleza singular que hacen reflexionar sobre la belleza del Universo que nos ha tocado vivir.

Me prometí a mí mismo que el siguiente post aquí sería el muy retrasado “Las rayas de las galaxias”, que tengo escrito a trozos. Porque siempre pensé en dejar en este blog historias bien elaboradas y no demasiadas cosas personales. Pero no veo el momento y, visto lo que se me avecina ahora en Sydney tras pasar 3 meses trabajando/colaborando en España y con “algo gordo a nivel laboral” pendiente que va a merecer casi mi exclusiva atención en lo que va de aquí a Navidad, lo veo más difícil.

Así que, antes de que se me retrase más, al menos quiero dejar “acuse de recibo” de que tuve el verdadero placer y honor de acompañar, por día y medio, a mis amigos y colegas de esta red de divulgadores científicos que es Naukas en el gran evento que se celebró en Bilbao a mitad de septiembre (y que, desgraciadamente, coincidió con un congreso de astronomía en Pamplona donde tenía no sólo charla invitada sino que iba como representante de la comisión Pro-Am de la Sociedad Española de Astronomía). Me hizo mucha ilusión “desvirtualizar” a muchos “Naukers” y pasar un excelente rato con ellos. Ya he dicho que, sí o sí, como sea, volveré a estar en la edición de 2017. Me quedé con ganas de mucho más este año, incluido participar en el Musical (¡Natalia, el año que viene me das papel!), y poder charlar mucho más con grandes ídolos de la divulgación científica española (a alguno de vosotros sólo os pude saludar de pasada).

naukas

Mi charla en #Naukas16 se tituló “Cuando Indiana Jones se hizo astrónomo” y la podéis ver íntegramente aquí. Y, sí, me disfracé de Indiana Jones… o de Ángel Jones el astrofísico hispano-australiano… (otro día cuento los detalles y por qué se me ocurrió hacerlo así, más algo importante que me dejé atrás por tiempo). Me encantaría transcribirla a artículo, como se ha sugerido hagamos todos los Naukers que participamos en esta edición (muchos ya lo han hecho), y espero hacerlo en algún momento (tiempo, tiempo…).

Además de a los organizadores de #Naukas16, quiero agradecer el gran esfuerzo que hace la Cátedra de Cultura Científica del País Vasco para que estos eventos se hagan realidad. Ojalá jornadas simulares de divulgación científica de la buena no sólo se repitan en Bilbao por muchos años sino que también se creen en otras ciudades españolas.

Sobre #Naukas16 también dejé algunos comentarios en el muy recomendable podcast científico “Coffee Break: Señal a Ruido”, episodio 77.

Hace ya casi un mes estuve una semana a cargo de la cuenta de Twitter @astrotweeps. Coincidió con una de mis sesiones de astrónomo de soporte en el Telescopio Anglo-Australiano (AAT), algo que forma parte de mi trabajo en el Observatorio Astronómico Australiano (AAO, Australian Astronomical Observatory). Además, me tocó estrenar CACTI, la nueva cámara auxiliar del instrumento principal, que dispone de varios “filtros” con los que se pueden conseguir imágenes astronómicas no sólo científicas sino artísticas. Añadiré, pero no detallaré, que el primer objeto astronómico observado con CACTI fue elegido a través de una votación popular en las redes sociales (si quieres saber más lo conté por “El Lobo Rayado”). Pero también conseguí observaciones de una de mis nebulosas favoritas, M8 o la Nebulosa de la Laguna, con las que estrenaba los filtros estrechos de Hα y [N II] con CACTI. Como ya he explicado en anteriores ocasiones estos filtros dejan pasar (casi) únicamente la emisión del gas excitado.

Pero ayer me di cuenta de que, a pesar de haber distribuido en su momento la imagen de La Laguna obtenida en el AAT usando la nueva cámara CACTI por las redes sociales, no lo conté por ninguno de mis blogs. Así que toca solucionar eso ahora mismo. Aquí la tenéis:

M8, Nebulosa de la Laguna. Datos obtenidos a las 6am AEST del 15 de mayo de 2016 (20 UT del 14 de mayo de 2016) durante el crepúsculo náutico matutino, usando la cámara auxiliar CACTI instalada en el instrumento 2dF del Telescopio Anglo-Australiano, de 3.9m de tamaño, en el Observatorio de Siding Spring (NSW, Australia). Imagen en color conseguida usando filtros B (4 x 2s, azul) + [O III] (8 x 30 s, verde) + H-alpha (6 x 30 s, rojo). Crédito: Ángel R. López-Sánchez (Australian Astronomical Observatory / Macquarie University) & Steve Lee, Robert Patterson & Robert Dean (AAO). Operador del AAT: Kristin Fiegert (AAO). Puedes encontrar la imagen a máxima resolución en mi Flickr.

Mientras jugaba con los datos y preparaba esta nueva imagen de la nebulosa de La Laguna, recordé aquellos tiempos, una década atrás, cuando con mis colegas Sergio Simón-Díaz y Jorge García-Rojas, junto con nuestro jefe común, César Esteban (todos entonces en el Instituto de Astrofísica de Canarias) comenzamos un proyecto para observar nebulosas tanto usando imágenes en filtros estrechos como espectros profundos para estudiar las propiedades químicas del gas y compararlas con lo que observábamos en las estrellas que han nacido de ese gas. La Nebulosa de la Laguna fue uno de los objetos a estudiar, y recuerdo pasar mucho tiempo no sólo “reduciendo” y “limpiando” las imágenes obtenidas con la cámara WFC del Telescopio Isaac Newton (INT), the 2.5m, en el Observatorio del Roque de los Muchachos (y del que también he hablado ya aquí y aquí) sino también consiguiendo la imagen en color.

Fue difícil. Al menos conservo 3 versiones, dos de ellas no me gustan mucho, la tercera sí (de hecho, la usé como fondo de pantalla de mi portátil hasta 2009, cuando pasé de windows/linux a mac). Aún así, conservaban los “dichosos” cortes de CCDs (la cámara WFC posee 4 CCDs adyacentes). Así que hoy he decidido que como tenía los datos originales haría la composición de nuevo, y una vez contento con el color intentaría usar “técnicas de arreglo de imágenes” para “arreglar” los cortes de las CCDs. Bien, he aquí el resultado:

M8, Nebulosa de la Laguna. Mosaico conseguido usando la cámara WFC del Telescopio Isaac Newton (INT), de 2.5m, instalado en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma, España). La imagen en color se consiguió combinando datos obtenidos con los filtros [O III] (azul) + H-alpha (verde) + [S II] (rojo). Los datos se obtuvieron en 2005, y han sido reprocesados en 2016. Crédito: Ángel R. López-Sánchez, Sergio Simón-Díaz, Jorge García-Rojas & César Esteban. Puedes encontrar la imagen a máxima resolución en mi Flickr.

¿Qué os parece?

Dado que la historia que publiqué sobre la Nebulosa de la Burbuja la semana pasada ha gustado, me permito reproducir aquí un post que escribí en mi blog El Lobo Rayado en febrero de 2008, donde comparaba cómo se ve una nebulosa como la de Orión cuando la vemos con nuestros ojos usando un telescopio relativamente grande, en fotografías astronómicas clásicas y usando la “paleta del Hubble” que expliqué el otro día. Por entonces apenas llevaba unos meses en Australia, trabajando como radioastrónomo en el CSIRO Australian Telescope National Facility, donde estuve hasta mitad de 2010. Justamente fue gracias al estar trabajando en el interferómetro ATCA y disfrutar de unos cielos australes limpios y oscuros que pude escribir esta historia.

Hace días que quiero contar esto. No sé si ahora es el mejor momento, puesto que estoy algo cansado, no estamos observando por problemas en la re-configuración del interferómetro (hoy se han movido las antenas de posición) y creo que, aunque mañana y pasado veré de sobra la salida del sol, hoy voy a retirarme pronto y descansar más.

A lo que iba. Después de navidad no pude pasar mucho tiempo más por España porque justo el segundo fin de semana de enero los estudiantes de verano del Australia Telescope National Facility (ATNF) (recuerdo que es el lugar donde trabajo en Sydney) tenían observaciones en ATCA y yo colaboro en ello. Quería haberlo contado por aquí entonces, pero me fue imposible. A nivel profesional, muy bien porque no tuvimos problemas técnicos y las observaciones se hicieron sin contratiempos, los estudiantes incluso se llevaron las imágenes reducidas de aquí. Y a nivel de astrónomo aficionado… pues creo que mejor. Tuve varias sesiones con los chicos bajo las estrellas, llegamos a ver el cometa Holmes (muy bajo sobre el horizonte, pero ahí estaba), y con el pequeño telescopio de 8 pulgadas (203 mm) con el que ya me peleé el agosto pasado disfrutamos de lo lindo cazando multitud de objetos de cielo profundo, además de Marte, Saturno y la Luna.

Pero la gran sorpresa estaba por llegar. Bahl Indermuehle, técnico del observatorio y colega (el mismo que me dejó el telescopio Coronado para el eclipse del jueves) tiene un telescopio de 25 pulgadas (=635mm) de apertura,

Los estudiantes de verano del ATNF, con los "profes" Erik y Ángel (los dos más a la derecha) y el telescopio de 35 pulgadas del observatorio de Narrabri. Al fondo, se observa la Antena 2 del interferómetro junto al centro de visitantes. En el cielo, la Cruz del Sur y Alpha y Beta Centauri. Crédito: Ángel R. López-Sánchez.
Los estudiantes de verano del ATNF, con los “profes” Erik y Ángel (los dos más a la derecha) y el telescopio de 35 pulgadas del observatorio de Narrabri. Al fondo, se observa la Antena 2 del interferómetro junto al centro de visitantes. En el cielo, la Cruz del Sur y Alpha y Beta Centauri. Crédito: Ángel R. López-Sánchez.

Os podéis imaginar que mirar a través de ese bicho en un cielo oscuro y con unos buenos oculares Nagler de gran campo es una pasada. Realmente impresionante. Ahora mismo, si no estuviese nublado, estaría posiblemente con él, subido en esa escalera y moviéndome a pulso de punta a otra del cielo (¡ditas nubes!). Con los chicos, recorrimos las Nubes de Magallanes y llegar a 30 Dorado, entendimos por qué se llama la Nebulosa de la Tarántula, vimos el Joyero, 47 Tucanae, más y más cúmulos y nebulosas perdidos entre la Cruz del Sur, Carina y Centaruo, la galaxia NGC 253 (¡preciosa!)… ¡Y la nebulosa de Orión… en colores!

¿Qué es lo que uno espera al ver colores a través de un telescopio? Creo que he comentado por alguna ocasión por aquí que es bastante difícil porque las únicas células que funcionan a tan poca luz sólo ven en blanco y negro (los bastones). Con los planetas se suelen apreciar tonalidades, al igual que cuando se observan estrellas dobles muy contrastadas (como Albireo, dorada y verde). Pero, aparte de eso, poco más. Sin embargo, si se tiene un telescopio muy grande en casos excepcionales se pueden distinguir tonalidades en las nebulosas más brillantes. Por ejemplo, en la Nebulosa Trifida se aprecia una zona roja (la nebulosa de emisión en sí) y otra azul (la nebulosa de reflexión que refleja el color azul de las estrellas jóvenes cercanas). La nebulosa de Orión se ve verde.

Por supuesto, todos nos extrañamos al principio, pero aquí va el porqué esto es así. Como vale más una imagen que mil palabras, aunque luego me termine enrollando permitid que utilice una de nuestras imágenes de nebulosas en filtros estrechos para ilustrar el razonamiento.

Imagen en falso color de la Nebulosa de Orión, M 42, observada desde el Telescopio Isaac Newton, de 2.5m, en el Observatorio del Roque de los Muchachos en la isla de La Palma (España) usando el instrumento de gran campo Wide Field Camera (WFC). Se usaron filtros estrechos para recrear los colores, en concreto [O III] 5007 Å para el azul, Hα 6563Å para el verde y [S II] 6720Å para el rojo. Las líneas verticales negras corresponden a la separación entre distintas CCDs. Bajo M 42 se observa M 43, la nebulosa de Marian, que es ionizada por una estrella no muy caliente, de ahí que no se observe apenas en [O III] (en azul), sobre todo si se compara con la Nebulosa de Orión. Crédito de la imagen: Sergio Simón-Díaz, Ángel R. López-Sánchez y Jorge García.
Imagen en falso color de la Nebulosa de Orión, M 42, observada desde el Telescopio Isaac Newton, de 2.5m, en el Observatorio del Roque de los Muchachos en la isla de La Palma (España) usando el instrumento de gran campo Wide Field Camera (WFC). Se usaron filtros estrechos para recrear los colores, en concreto [O III] 5007 Å para el azul, Hα 6563Å para el verde y [S II] 6720Å para el rojo, recreando la “paleta del Hubble”. Las líneas verticales negras corresponden a la separación entre distintas CCDs. Bajo M 42 se observa M 43, la nebulosa de Marian, que es ionizada por una estrella no muy caliente, de ahí que no se observe apenas en [O III] (en azul), sobre todo si se compara con la Nebulosa de Orión. Crédito de la imagen: Sergio Simón-Díaz, Ángel R. López-Sánchez y Jorge García-Rojas. Puedes encontrar la versión final de esta imagen en la historia El código de barras de las nebulosas. Por cierto, que fue imagen de portada en la edición de junio de 2011 de la prestigiosa revista Astronomy & Astrophysics, donde se publicó el artículo científico liderado por Sergio.

Como se explica en el texto de la imagen, cada color (rojo-verde-azul) corresponde a una imagen en blanco y negro tomada en un filtro en concreto: en la línea de emisión del oxígeno dos veces ionizado [O III] a 5007 Å (color azul), en la línea del hidrógeno una vez ionizado a 6563 Å (color verde) y las líneas (es un doblete) de azufre una vez ionizado, [SII], a 6720 Å (en color rojo). Podéis ver que ésta es la secuencia lógica de colores (longitudes de onda más corta, colores más azules). Pero obviamente eso no se ve así si nosotros pudiésemos ver los colores. Por eso la imagen anterior se llama en falso color, lo que intenta es que, usando los colores, entendamos y veamos mejor las características del objeto. Las imágenes del Telescopio Espacial Hubble juegan mucho con ello. Sin embargo, insisto, estamos haciendo trampa puesto que eliminamos gran parte de la radiación que llega (lo que se llama el continuo, donde no hay emisión nebular), además de que algunas líneas son bastante más débiles comparadas con las demás (como las de [S II] comparadas con Hα y [O III]).

¿Cómo estamos acostumbrados a ver la Nebulosa de Orión? Multitud de excelentes fotografías de este objeto nos indican que es de color rojizo y más amarillento en la parte central. Usando la misma imagen anterior, he cambiado de orden los colores. Ahora, he puesto en azul la imagen de [SII] (y sólo dejando la emisión de las estrellas, la emisión de la nebulosa básicamente la he eliminado) para tener el continuo de las estrellas, en verde he puesto la imagen de [O III] y en rojo la imagen en Hα. Y éste es el resultado:

Imagen en falso color de la Nebulosa de Orión, M 42. Las especificaciones técnicas son las mismas que en la imagen anterior, excepto por la correspondencia entre filtros y colores: [S II] para el azul (sólo dejando el campo estelar), [O III] para el verde y Hα para el rojo. Esta imagen es la típica que se obtiene mediante CCD o película fotográfica sin filtros.
Imagen en falso color de la Nebulosa de Orión, M 42. Las especificaciones técnicas son las mismas que en la imagen anterior, excepto por la correspondencia entre filtros y colores: [S II] para el azul (sólo dejando el campo estelar), [O III] para el verde y Hα para el rojo. Esta imagen es la típica que se obtiene mediante CCD o película fotográfica sin filtros. Crédito de la imagen: Ángel R. López-Sánchez, Sergio Simón-Díaz y Jorge García-Rojas.

¿A que os suena más con esos colores? Pero así NO ES como nosotros la veríamos a través de un gran telescopio. La línea Hα, aunque muy brillante, está en la zona roja de nuestro espectro, ahí donde la sensibilidad de nuestros ojos es más baja. Por el contrario, las líneas de [O III] 5007 están justo en la zona de mayor sensibilidad, en el amarillo-verde de nuestro espectro visible. Juego un poco con el contraste de los colores en la imagen anterior: la visión que tuvimos de la Nebulosa de Orión a través de ese gran telescopio se parecía bastante a como aparece esta imagen:

Imagen en falso color de la Nebulosa de Orión, M 42. Las especificaciones técnicas son las mismas que en las dos anteriores, y tiene la misma combinación de colores que la imagen anterior ([S II] en azul, [O III] en verde y Hα en rojo) pero cambiando la intensidad relativa en cada filtro. Esta imagen sería más o menos como veríamos la Nebulosa de Orión si tuviésemos un enorme telescopio con un campo muy grande. [*Crédito imagen: Á.R.L-S., Sergio Simón-Díaz, Jorge García-Rojas, César Esteban et al.
Imagen en falso color de la Nebulosa de Orión, M 42. Las especificaciones técnicas son las mismas que en las dos anteriores, y tiene la misma combinación de colores que la imagen anterior ([S II] en azul, [O III] en verde y Hα en rojo) pero cambiando la intensidad relativa en cada filtro. Esta imagen sería más o menos como veríamos la Nebulosa de Orión si tuviésemos un enorme telescopio con un campo muy grande. Crédito imagen: Ángel R. López-Sánchez, Sergio Simón-Díaz, Jorge García-Rojas, César Esteban et al.

¡El color que domina es el verde! Claro, la intensidad de las líneas de [O III] 5007, que son más brillantes incluso que Hα, están justo en esa zona, y la línea de Hα no destaca tanto en la zona roja de nuestro espectro. Por lo tanto, ¡la nebulosa de Orión es verde!

Historia publicada originariamente en el blog El Lobo Rayado el 11 de febrero de 2008.

Estos días se conmemora el 26 aniversario del Telescopio Espacial Hubble. Para celebrar tal onomástica, como viene siendo habitual cada año, se suele hacer pública una nueva y espectacular imagen obtenida con este telescopio. Este año le ha tocado a la famosa Nebulosa de la Burbuja:

Nebulosa de la Burbuja con HST. Crédito: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Nebulosa de la Burbuja con el Telescopio Espacial Hubble. Se usaron datos en los filtros estrechos de [OIII] (azul), Hα (verde) y [NII] (rojo) conseguidos con el instrumento WFC3/UVIS, para conseguir la imagen en color. Crédito: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

La Nebulosa de la Burbuja (NGC 7635, Sharpless 162, Caldwell 1) es una estructura peculiar que se encuentra alrededor de una estrella caliente y masiva del tipo O o Wolf-Rayet (ésas que les dan nombre a mi blog original El Lobo Rayado y posteriormente a Universo Rayado), localizada a unos 7100 años luz de nosotros, proyectada sobre la constelación circumpolar de Cassiopea. Son los intensos vientos de la estrella Wolf-Rayet (con velocidades de unos 2000 km/s y que, literalmente, están “pelando” a la estrella masiva) los responsables de formar esta estructura esférica, que alcanza un diámetro de unos 7 años luz. Curiosamente la estrella masiva, BD+60 2522 (que tiene unas 45 veces la masa del Sol), no está en el centro de la nebulosa, sino a un lado. Esto se debe a las diferentes densidades de material que tiene a su alrededor: el gas es mucho más denso por una parte (arriba a la izquierda, donde precisamente lo vemos más brillante por la acumulación de material que está chocando con una nube molecular) mientras que la parte inferior derecha es mucho más extensa y sutil porque la burbuja en expansión no se ha encontrado con mucho material y se ha expandido más.

¿De dónde vienen esos llamativos colores en la imagen? A estas alturas estas tonalidades no son desconocidas, seguro, para muchos, puesto que hemos visto casi una infinidad de imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble con estos “colores artificiales“. En realidad, lo que estamos haciendo es usar un tipo especial de filtro que sólo deja pasar la luz de una línea espectral concreta. ¿Recordáis lo que os conté el otro día sobre “El código de barras de las nebulosas“? Las nebulosas de emisión presentan muchas líneas de emisión en su espectro (las “rayas brillantes”). Si se usa un filtro especial que deje pasar sólo unas longitudes de ondas muy concretas (un “filtro estrecho” de anchura típica de 20-50 Å, en comparación los filtros tradicionales suelen cubrir 1000 Å o más) veremos únicamente en una imagen y sin necesidad de espectros la emisión de una de esas “rayas” brillantes. Particularmente, se usan las líneas de [O III] (que son dos, una a 4959 Å y otra a 5007 Å, ésta es justo 3 veces más brillante que la anterior, pero eso lo cuento otro día), la línea de Hα (a 6563 Å), y las líneas de [S II] (dos a 6716 Å y 6731 Å). A veces también se incluyen otras líneas, como Hβ 4861 Å, [N II] 6583 Å, [O II] 3727 Å, e incluso He II 4686 Å.

¿Qué es lo que se hace a continuación? A cada una de estas imágenes en filtros estrechos se la asigna un “color”, por ejemplo, en la nueva imagen de la Nebulosa de la Burbuja se ha asignado el color azul a la imagen obtenida con el filtro de [O III], el color verde para la emisión en , y el color rojo para la imagen conseguida con el filtro estrecho de [N II], siendo el resultado la imagen en falso color que ves arriba. Precisamente a este tipo de “paleta de color” (aunque normalmente usando [S II] en lugar de [N II] para el color rojo) se la ha designado “la paleta del Hubble“.

Por lo tanto, estas imágenes tan bonitas, además de ser llamativas y llenas de colorido, nos informan muchísimo sobre la estructura de la nebulosa. La distribución real de gas ionizado está trazada por el hidrógeno una vez ionizado (en verde). Las zonas de alto grado de ionización (“más calientes”) suelen aparecer en azul, que codifica la emisión de [O III], mientas que las zonas de baja ionización vienen dadas por la emisión de [N II] (o [S II]) en color rojo. Cuando se usa el filtro de [S II], además, se ven bien la zonas más densas o con choques dentro de las nebulosas, dado que en estas regiones la emisión de [S II] se suele intensificar.

Así, por ejemplo, en esta imagen vemos que la burbuja completa es de un intenso color azul. Como el azul codifica la emisión de [O III], esto nos indica que la burbuja tiene el gas altamente excitado, el gas está muy caliente, siendo consecuencia de la intensa radiación ultravioleta que la estrella masiva central está emitiendo.

Desde hace años le tengo especial cariño a este objeto porque fue uno de los primeros objetos astronómicos de los que conseguí datos para conseguir imágenes en “falso” color. Esto fue entre 2003 y 2004, como parte de un proyectillo adicional a mi tesis doctoral (y que, desgraciadamente, luego se quedó en el tintero por todas las cosas que yo ya tenía) en el que usaba filtros estrechos para observar la emisión de [O III], Hα y [S II] alrededor de estrellas Wolf-Rayet en la Galaxia usando el Telescopio IAC80, de 80 cm de tamaño, instalado en el Observatorio del Teide en Izaña, Tenerife (España). Permitidme compartir ahora la imagen que conseguimos antaño mi amigo Jorge García-Rojas y yo usando el IAC80:

Imagen de la Nebulosa de la Burbuja obtenida en 2004 con el telescopio IAC80 (Observatorio del Teide, Izaña, Tenerife, España) usando los filtros estrechos de de [OIII] (azul), Hα (verde) y [SII] (rojo). Crédito: Ángel R. López-Sánchez y Jorge García-Rojas.
Imagen de la Nebulosa de la Burbuja obtenida en 2004 con el telescopio IAC80 (Observatorio del Teide, Izaña, Tenerife, España) usando los filtros estrechos de [OIII] (azul), Hα (verde) y [SII] (rojo). Crédito: Ángel R. López-Sánchez y Jorge García-Rojas.

Algo muy distinto a la espectacular imagen que nos regala el Telescopio Espacial Hubble por su cumpleaños, ¿verdad? No obstante, estoy convencido de que si tuviera los datos originales ahora podría hacer mejor trabajo.

No fue mi único intento de estudiar esta nebulosa. Junto con mis compañeros Sergio Simón-Díaz y Jorge García-Rojas (IAC), mi jefe de tesis César Esteban (IAC) y con la ayuda del entonces “novato estudiante de doctorado” Adal Mesa-Delgado (quien tuvo que “sufrirme” aquella vez en el telescopio) conseguimos esta peculiar toma de la Nebulosa de la Burbuja usando la “Wide Field Camera” del Telescopio Isaac Newton (INT), de 2.5m de tamaño, en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma, España), en octubre de 2006:

Imagen de la Nebulosa de la Burbuja obtenida en 2006 usando la "Wide FIeld Camera" del Telescopio Isaac Newton (2.5m INT), en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Isla de la Palma, España). Se usaron los filtros B (azul), Hbeta (verde) y Halpha (rojo). Crédito: Ángel R. López-Sánchez, Sergio Simón-Díaz, Adal Mesa-Delgado, Jorge García-Rojas y César Esteban.
Imagen de la Nebulosa de la Burbuja obtenida en 2006 usando la “Wide FIeld Camera” del Telescopio Isaac Newton (2.5m INT), en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Isla de la Palma, España). Se usaron los filtros B (azul), Hβ (verde) y Hα (rojo). Crédito: Ángel R. López-Sánchez, Sergio Simón-Díaz, Adal Mesa-Delgado, Jorge García-Rojas y César Esteban.

Una visión bastante distinta de la Nebulosa de la Burbuja. Así de poderosas son las “rayas” (líneas de emisión) de las nebulosas.

Addendum: Como Luciano y Héctor me han sugerido en los comentarios que dejase una imagen de la nebulosa de la Burbuja usando “astrofotografía convencional” sin filtros estrechos (pero sí con los típicos filtros anchos B V R), incluyo a continuación la imagen del astrofotógrafo Bob Benameti de este objeto.

<a href="http://pennastroimaging.org/?page_id=728#gallery/986/56">Nebulosa de la Burbuja</a> usando filtros anchos BVR. La emisión en Hα destaca en color rojo. Crédito: <a href="http://pennastroimaging.org">Bob Benamati</a>.
Nebulosa de la Burbuja usando filtros anchos BVR. La emisión en Hα destaca en color rojo. Crédito: Bob Benamati.

En mi anterior entrada hace ya dos semanas introduje los conceptos básicos de la espectroscopía astronómica y cómo son los espectros estelares. En realidad necesitaría alguna entrada más para detallar algunas propiedades de los espectros de las estrellas pero antes de eso me apetece más contar cómo son los espectros de las nebulosas.

La fotografía adjunta, obtenida usando el Telescopio Isaac Newton en la isla de La Palma, muestra una de las imágenes más profundas obtenidas de la M 42. Aparte de su belleza, la imagen posee una gran utilidad científica: cada color nos está indicando la composición química y la temperatura del gas. En azul se observa sobre todo el oxígeno dos veces ionizado, dominante en el centro donde la temperatura es mayor por el efecto de las estrellas masivas. El color rojo indica la presencia de azufre una vez ionizado, localizado sobre todo en zonas externas con mayor densidad. En color verde se observa el hidrógeno una vez ionizado, predominante en toda la nebulosa. Las zonas oscuras indican regiones dominadas por polvo, que absorbe la emisión del gas. Crédito: Á.R.L-S, Sergio Simón-Díaz, Jorge García-Rojas y César Esteban.
Imagen de las nebulosas de Orión (M 42) y De Marian (M43) usando el Telescopio Isaac Newton en la isla de La Palma. Aparte de su belleza, la imagen posee una gran utilidad científica: cada color nos está indicando la composición química y la temperatura del gas. En azul se observa sobre todo el oxígeno dos veces ionizado, dominante en el centro donde la temperatura es mayor por el efecto de las estrellas masivas. El color rojo indica la presencia de azufre una vez ionizado, localizado sobre todo en zonas externas con mayor densidad. En color verde se observa el hidrógeno una vez ionizado, predominante en toda la nebulosa. Las zonas oscuras indican regiones dominadas por polvo, que absorbe la emisión del gas. Crédito: Ángel R. López-Sánchez, Sergio Simón-Díaz, Jorge García-Rojas y César Esteban.

Una nebulosa no es otra cosa que un amasijo de gas y polvo en el medio interestelar de una galaxia. Existen varios tipos de nebulosas. Desde el punto de vista observacional los astrónomos aficionados o amateurs (1) clasifican generalmente a las nebulosas en tres tipos: de emisión, de reflexión y oscuras. Atendiendo a su naturaleza pueden ser regiones de formación estelar o señalar la muerte de una estrella (es el caso de las nebulosas planetarias y los restos de supernova). Los astrofísicos llamamos a las nebulosas con el nombre técnico de regiones HII (2). En ambos casos el gas “brilla” con luz propia como consecuencia de un objeto muy caliente (una estrella masiva en las nebulosas asociadas a la formación estelar, una enana blanca en el caso de las nebulosas planetarias) que es capaz de producir la ionización del gas.

Vale, ya estoy introduciendo palabras raras. ¿Qué es eso de que el gas “se ioniza“? Simplemente que los átomos del gas van a perder electrones y no van a ser neutros, sino que van a formar iones (un ion es un átomo cuya carga eléctrica total no es cero). Por ejemplo, el hidrógeno (el elemento más abundante del cosmos y, por ende, de las nebulosas) pierde su único electrón, quedando el núcleo (el protón, o un protón y un neutrón en el caso de deuterio, en ambos casos con carga positiva) por un lado y el electrón (con carga negativa) por el otro. Esto ocurre en las nebulosas por la acción del objeto caliente central. Como vimos el otro día una estrella caliente emitirá su radiación sobre todo en colores azules. Pero si este astro es muy caliente (temperaturas superficiales por encima de unos 25 000 grados) la mayor emisión ocurrirá en colores ultravioleta. Los fotones ultravioleta son mucho más energéticos que los fotones en el rango óptico, siendo capaces de “arrancar” los electrones que están en las partes externas de los átomos y producir así la ionización. ¿Os suena un proceso que se llama “efecto fotoeléctrico“? Pues esto es esencialmente lo mismo, de hecho el proceso exacto se llama fotoionización del gas.

Los electrones arrancados en la fotoionización quedan sueltos dentro de la nube de gas. Pero tarde o temprano vuelven a recombinarse con los átomos. Y, “magia” de la Física, cuando la recombinación sucede se emite un fotón a una longitud de onda muy concreta, que viene dada por las propiedades cuánticas de cada ion o átomo. Ese electrón irá cayendo, saltando entre distintos niveles de energía en busca del estado fundamental (el de menos energía) del átomo o ion mediante transiciones. Cuando una transición ocurre de nuevo se emiten fotones a longitudes de onda muy concretas. ¡Vualá! Aquí tenemos la luz que emiten las nebulosas. El código de barras de las nebulosas vendrá entonces dado como consecuencia de las recombinaciones de electrones en los átomos e iones de la nube y de las transiciones entre niveles energéticos que los electrones experimentan en dichos átomos e iones.

Comparación de un espectro estelar (Sol, arriba) y un espectro nebular (nebulosa de Orión, abajo). Los espectros estelares poseen líneas de absorción (bandas oscuras) sobre un continuo que sigue la forma de la emisión de un cuerpo negro (por eso se ven esas degradaciones en los extremos del espectro). En el espectro de la Nebulosa de Orión (M 42) sólo se ven líneas brillantes a longitudes de ondas muy concretas, sobre un fondo negro. Crédito: Espectro del sol por Chris North. Espectro de M42 por Keith Forbes.
Comparación de un espectro estelar (Sol, arriba) y un espectro nebular (nebulosa de Orión, abajo). Los espectros estelares poseen líneas de absorción (bandas oscuras) sobre un continuo que sigue la forma de la emisión de un cuerpo negro (por eso se ven esas degradaciones en los extremos del espectro). En el espectro de la Nebulosa de Orión (M 42) sólo se ven líneas brillantes a longitudes de ondas muy concretas, sobre un fondo negro. Crédito: Espectro del sol por Chris North. Espectro de M42 por Keith Forbes.

¿Qué diferencias hay entre los espectros de las nebulosas y los espectros de las estrellas? Dos principales:

1. Las “rayas” (líneas espectrales o el código de barras) de las nebulosas son en emisión, mientras que las rayas de las estrellas son en absorción.

2. El continuo nebular no sigue una emisión de cuerpo negro, como lo hacen las estrellas. Vamos, que si el gas está más o menos caliente no emite más luz en el azul o en el rojo, como ocurre con las estrellas. Esto no significa que no haya continuo nebular, pero su naturaleza es distinta.

Para poder analizar correctamente un espectro los astrónomos no usamos figuras en colorines como las que muestro arriba. Esas figuras son sólo la imagen del espectro sobre un detector. Lo que hacemos es hacer un corte en el eje horizontal (que es la longitud de onda) (3) y representar la intensidad de las líneas en el eje vertical.

He aquí el código de barras del centro de la Nebulosa de Orión:

Espectro óptico de la Nebulosa de Orión obtenido usando una de las unidades del complejo de telescopios VLT de 8.2m (Esteban et al. 2004). Se indican las líneas de emisión ópticas más importantes en una región HII. Observar la disminución de la intensidad de las líneas de Balmer a longitudes de onda más cortas. Esta imagen corresponde a la figura 3.2 de mi Tesis Doctoral. Crédito: Ángel R. López-Sánchez, César Esteba, y Jorge García-Rojas.
Espectro óptico de la Nebulosa de Orión obtenido usando una de las unidades del complejo de telescopios VLT de 8.2m (Esteban et al. 2004). Se indican las líneas de emisión ópticas más importantes en una región HII. Observar la disminución de la intensidad de las líneas de Balmer a longitudes de onda más cortas. Esta imagen corresponde a la figura 3.2 de mi Tesis Doctoral. Crédito: Ángel R. López-Sánchez, César Esteba, y Jorge García-Rojas.

De nuevo, vayamos por partes que aquí hay mucha “chicha”. ¿Qué es esto? En el eje horizontal estamos representando la longitud de onda (wavelength en inglés), que medimos en Å, mientras que en el eje vertical representamos la intensidad de la luz a esa longitud de onda en concreto (su flujo, esto está expresado en unas arcaicas unidades, ergios por segundo por centímetro cuadrado y por angstrom, no es importante aquí ahora). La línea azul muestra el espectro nebular, que vale prácticamente cero en todos sus puntos excepto donde se localizan las líneas de emisión.

Quiero que esto quede muy claro, así que combino las dos figuras para que se vea bien:

Haciendo un "corte" sobre la imagen del espectro de la nebulosa de Orión (arriba) obtenemos un espectro que podemos analizar en detalle (abajo) donde en el eje vertical se representa la intensidad de la luz a cada frecuencia en concreto.
Haciendo un “corte” sobre la imagen del espectro de la nebulosa de Orión (arriba) obtenemos un espectro que podemos analizar en detalle (abajo) donde en el eje vertical se representa la intensidad de la luz a cada frecuencia en concreto.

Así también hemos identificado claramente las líneas: la que está más a la izquierda de color azul oscuro es H-gama (Hγ) del hidrógeno una vez ionizado (H I). Después van tres líneas muy brillantes de color verde-azulado: son H-beta (Hβ) y dos líneas de oxígeno dos veces ionizado, [O III]. Luego viene una línea rojiza no muy brillante que corresponde al helio una vez ionizado, He I, y finalmente una línea roja muy intensa que corresponde a H-alfa (Hα) y al nitrógeno una vez ionizado, [N II]. Junto con la línea ultravioleta de oxígeno una vez ionizado, [O II], éstas son las líneas de emisión más intensas de las nebulosas. Por eso se han creado filtros especiales (filtros estrechos) para observarlas en imágenes, como se muestra en la primera imagen de la entrada. Los astrónomos aficionados (1) llevan años usando con gran destreza estos filtros estrechos de [O III] y Hα, junto con [S II] (azufre una vez ionizado) para obtener imágenes de nebulosas que quitan el aliento.

Ahora, lee el párrafo anterior de nuevo, que viene una pregunta.

¿Ya lo has leído? ¿Has encontrado algo “raro” respecto a la notación? Si lo has hecho, ¡enhorabuena!, acabas de descubrir por ti mismo que hay dos tipos de líneas de emisión: líneas permitidas y líneas prohibidas.

Llamamos líneas permitidas a las líneas que provienen de la recombinación pura, tal y como he explicado anteriormente. Las líneas de hidrógeno y de helio son de este tipo. Pero las líneas de los elementos metálicos (4) como oxígeno, nitrógeno, hierro, azufre, neón, cloro… ¡todas son líneas prohibidas! Las líneas prohibidas se llaman así porque sólo aparecen en sistemas con muy baja densidad (como el medio interestelar, donde la densidad es muchas veces menor que 100 partículas por centímetro cúbico). No se reproducen en los laboratorios terrestres, ni siquiera consiguiendo los mejores vacíos. Tal fue así que a las líneas brillantes de [O III], cuando se descubrieron por primera vez a mediados del siglo XIX, se creían que provenían de un elemento que no existía en la Tierra, el nebulio. La Física Cuántica, en su primer orden (aproximación de dipolo eléctrico) tampoco predice estas líneas prohibidas, hay que usar un orden mayor (aproximación dipolar magnética o cuadrupolo eléctrico) para explicarlas. En las nebulosas, las líneas prohibidas también se llaman líneas de excitación colisional (CEL por su nombre en inglés) porque son los choques de los electrones sueltos con los átomos e iones los que las producen (los choques ionizan el átomo y las bajas densidades permiten que el ion experimente estas transiciones). Como el fotón que se emite en una transición prohibida es muy difícil que se vuelva a absorber por el gas, se escapa de la nebulosa. Por eso decimos que son los metales los que enfrían el gas nebular.

Comparación entre una línea de recombinación (línea permitida) y una línea de excitación colisional (línea prohibida).
Comparación entre una línea de recombinación (línea permitida) y una línea de excitación colisional (línea prohibida).

De ahí que la notación es distinta: las líneas prohibidas (de excitación colisional) se escriben con corchetes para su correcta identificación. El número romano N indica que la transición ocurre en un átomo o ion que ha perdido N-1 electrones por los choques. [O III] es un transición prohibida dentro de un átomo de oxígeno que ha sido excitado por los choques y ha perdido dos electrones y [O I] es una transición prohibida dentro de un átomo de oxígeno excitado por los choques pero que no ha perdido ningún electrón. En las líneas permitidas, el número romano indica el número de electrones perdidos por el átomo: He I es una transición permitida dentro de un átomo de helio que había perdido un electrón y que ahora lo ha ganado mediante la recombinación.

Así, queridos astrónomos aficionados (1), no quiero volver a ver que os coméis el corchete en los filtros de [O III] y [S II]. Si los escribís sin corchete estáis hablando de líneas permitidas y serían un oxígeno que ha perdido tres electrones y un azufre que ha perdido dos electrones, respectivamente, lo que no es correcto.

Iba a entrar en detalle a enseñaros los niveles de energía de los iones de H I y de [O III] y [SII] y así explicar mejor cómo son las transiciones dentro de un átomo o ion, pero lo dejo para un post futuro, donde aprovecharé para repasar estos conceptos antes de mostrar cómo se pueden usar cocientes entre líneas prohibidas del mismo ion para determinar las propiedades de las nebulosas.

Sólo quiero añadir hoy que, en efecto, jugando con las líneas de emisión, podemos conocer tanto las propiedades físicas como la composición química de las nebulosas. Y, como las líneas de emisión tienen un enorme contraste con el continuo nebular (esto no pasa con las lineas de absorción de las estrellas) y son tan brillantes, podemos detectarlas sin problemas en galaxias cercanas y lejanas. Y usarlas para entender las propiedades físicas y químicas de las galaxias y su evolución. Pero sobre espectros de galaxias ya hablaré en la siguiente entrada.

(1) Yo uso ambos términos equivalentemente, para mí un astrónomo aficionado y un astrónomo amateur es exactamente lo mismo. Esta nota surge como consecuencia de una discusión que empezamos en Twitter hace unas semanas.

(2) Los astrofísicos somos un poco “puñeteros” nombrando estos objetos. HII indica que el hidrógeno está ionizado. HI indica que el hidrógeno está en estado neutro (el protón con su electrón). H2 indica que el hidrógeno está en forma molecular, esto es, dos núcleos de hidrógeno compartiendo sus dos electrones. Pero esta notación no es la que se sigue para nombrar los iones en la nebulosa, como explico al final de la entrada.

(3) Mejor que sólo hacer un corte en el espectro es comprimir toda la información espacial en una única línea para así conseguir un espectro con mucha más señal. Por ejemplo, si la imagen tuviese 20 píxeles de ancha en el eje vertical sumamos o promediamos a cada longitud de onda los 20 valores de esos píxeles.

(4) Otra aclaración: los astrofísicos somos muy sencillos a la hora de clasificar los elementos de la tabla periódica: o es hidrógeno (H) o es helio (He) o son metales (X). Dentro de “metales” van todos los elementos que no son ni hidrógeno ni helio. Su explicación tiene, por supuesto.

Cuando en 2004 comencé a escribir en El Lobo Rayado dediqué las primeras entradas a describir cómo son las “rayas” de estrellas, nebulosas y galaxias. Ahora me enfrento a hacer un resumen similar, pero sinceramente no sé aún desde qué nivel empezar, hasta qué nivel llegar y, también importante, cuánto enrollarme. La lógica es la siguiente: mi intención con esta entrada es enfatizar lo importante que es el análisis de las líneas espectrales (las “rayas de la luz”) para nuestro conocimiento actual del Cosmos. ¡No en vano, por eso he llamado “Universo Rayado” a este blog!

Pero para ello hay que explicar que hay dos tipos de líneas: líneas de emisión (típicas en nebulosas o en objetos donde el gas está muy caliente por choques, como ocurre en algunos centros de galaxias, pero también presentes en algunas estrellas como las Wolf-Rayet) y líneas de absorción, que son las que vemos sobre todo en estrellas y galaxias. Por supuesto, para explicar lo que son esas líneas hay que entender varios conceptos de Física Atómica. Y, rizando el rizo, primero quizá habría que exponer lo que es la radiación de cuerpo negro y la relación entre máximo en la distribución espectral de energía y la temperatura media de un cuerpo. Sobre esta emisión del continuo se localizan las líneas espectrales.

No obstante, antes de ir a estos detalles habría que hablar sobre el experimento del prisma que “dispersa” la luz blanca en los colores del arco iris (el “espectro” de la luz), que los “colores” que ven nuestros ojos son sólo una pequeñísima parte de todos los “colores” que existen en el Universo, y esto unirlo con la explicación de lo que es el espectro electromagnético y sus rangos: rayos gamma, rayos X, ultravioleta, óptico, infrarrojo, radio. Y yendo completamente a lo básico habría que decir que el comportamiento de la luz se explica como una onda (sí, y como una partícula también, ahí está la clave de la dualidad onda-corpúsculo de la luz, pero por ahora centrémonos en su naturaleza ondulatoria) que se describe mediante una frecuencia (ν) y una longitud de onda (λ), estando ambas unidades unidas entre sí por la velocidad de la luz (c = λ ν)…

¿Sabéis que os digo? Vamos a relajarnos por un momento y mirar esta bonita imagen:

Doble Arco Iris sobre Warrumbungle National Park (NSW, Australia), observado al amanecer del 27 de febrero de 2011, tomando muchas fotos individuales. El lugar es la cúpula del Telescopio Anglo-Australiano (AAT) en el Observatorio de Siding Spring (SSO), Nueva Gales del Sur (NSW), Australia. Esta imagen está disponible a alta resolución en mi Flickr. Crédito de la imagen: Amanda Bauer (AAO) y Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ).
Doble Arco Iris sobre Warrumbungle National Park (NSW, Australia), observado al amanecer del 27 de febrero de 2011, tomando muchas fotos individuales. El lugar es la cúpula del Telescopio Anglo-Australiano (AAT) en el Observatorio de Siding Spring (SSO), Nueva Gales del Sur (NSW), Australia. Esta imagen está disponible a alta resolución en mi Flickr. Crédito de la imagen: Amanda Bauer (AAO) y Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ).

Este precioso arco iris doble pudo disfrutarse al amanecer del 27 de febrero de 2011 desde el Observatorio de Siding Spring (NSW, Australia). Mi compañera Amanda Bauer (AAO) tomó muchas fotos individuales desde el catwalk del Telescopio Anglo-Australiano (AAT), pero el campo de visión de su cámara no permitía cubrir completamente el doble arco iris. Yo llegué ese mismo día y usé la magia de Photoshop para combinar todas las tomas en la imagen final, con un poco de “edición extra” para añadir las zonas del cielo y de las montañas que no estaban cubiertas en las imágenes individuales. La versión final es la imagen superior.

Quizá el lector ya se ha percatado de a dónde estoy yendo con esta “imagen bonita”. Cuando la luz blanca atraviesa un elemento dispersor, sea un prisma, una red de difracción, o gotas de lluvia, la luz blanca se descompone en todos sus colores fundamentales. La única diferencia entre cada color es que la longitud de onda (y, por tanto, la frecuencia) son distintas. La luz azul tiene una longitud de onda de unos 4500 Angstroms (la distancia entre dos picos consecutivos es de 0.000 000 45 metros), mientras que la longitud de onda de la luz roja es de unos 6500 Å (la distancia entre dos picos consecutivos es de 0.000 000 65 metros). Hay “colores” mucho más exóticos, por ejemplo, algunas ondas de luz tienen frecuencia muy bajas y longitudes de onda muy largas (del orden de centímetros y metros): son colores en radio. Otras luces poseen una gran frecuencia (y, por tanto, una gran energía (E), dado que E = h ν, donde h es la constante de Planck) y una longitud de onda muy pequeña, λ~1 Å: serían “colores” en rayos X. Los detalles del espectro electromagnético los dejo para otro día.

En Física, los “arcos iris” producidos por la dispersión de la luz (la radiación electromagnética) en todos sus colores constituyentes los denominamos espectros. Para muchos astrofísicos, el lidiar con espectros es el día a día de su trabajo. Obviamente no sólo los astrónomos usamos espectros: muchas otras ramas de la Física también los utilizan. La espectroscopía (el estudio de los espectros y de cómo la emisión electromagnética es emitida y absorbida por la materia) tiene un enorme campo de aplicaciones, desde telecomunicaciones a técnicas médicas mucho más allá de una simple “radiografía” (fotografía en rayos X). Volviendo al campo de la Astronomía, insisto en que el análisis espectroscópico es fundamental para entender de qué están hechos los planetas, los cometas, las estrellas, las nebulosas, las galaxias, el medio difuso interestelar y el medio intergaláctico, las distancias a las que se encuentran, cómo se mueven, qué propiedades físicas (temperatura, densidad, ionización…) poseen, las propiedades de sus campos magnéticos… y mucho más. Es el análisis espectroscópico de la luz que nos llega del Cosmos el que nos ha permitido entender nuestro Universo tal y como lo conocemos hoy. Incluso cuando estamos haciendo fotometría -esto es, analizando conjuntamente imágenes obtenidas en filtros de colores, por ejemplo, ultravioleta (U), azul (B), verde (V), rojo (R) e infrarrojo (I)- estamos haciendo análisis espectroscópico, sí, de muy baja resolución, pero análisis espectroscópico al fin y al cabo.

Ahora le toca el turno a la primera gráfica del blog:

Gráfica que muestra el espectro de cuerpo negro emitido por tres cuerpos a distinta temperatura (4500, 6000 y 7500 K). El eje horizontal es la longitud de onda, mientras que el eje vertical representa la intensidad relativa de la radiación. El pico de la emisión ocurre a distintas longitudes de onda en función de la temperatura. Imagen encontrada en esta web de la astrofísica Stacy Palen.
Gráfica que muestra el espectro de cuerpo negro emitido por tres cuerpos a distinta temperatura (4500 K, 6000 K y 7500 K). El eje horizontal es la longitud de onda, mientras que el eje vertical representa la intensidad relativa de la radiación. El pico de la emisión, λmax, ocurre a distintas longitudes de onda en función de la temperatura. Imagen encontrada en esta web de la astrofísica Stacy Palen.

En esta gráfica se representa la intensidad relativa de la luz (eje y) en función de la longitud de onda (eje x). La parte con el arco iris representa, obviamente, a la radiación visible (la que ven nuestros ojos). A la derecha estaría la radiación infrarroja, mientras que a la izquierda del arco iris están los colores ultravioleta. El gráfico incluye tres curvas: son la emisión de cuerpo negro esperada para un cuerpo que esté a 4500 K, 6000 K y 7500 K (las temperaturas típicas de las estrellas). ¿A qué longitud de onda está el “pico” de la emisión (λmax) en cada caso? Para objetos muy calientes el pico está sobre el color azul, mientras que para objetos fríos λmax está en el color naranja. ¿Qué significa esto? Que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su radiación en el color azul, mientras que las estrellas más frías lo hacen en el color rojo. En la práctica con incluso 3 medidas fotométricas (digamos en U, B y V) podemos tener una idea bastante clara de la temperatura superficial de la estrella (o de las poblaciones estelares dominantes en una galaxia).

Dos notas más sobre la gráfica anterior y los conceptos físicos que se usan. Primero, al espectro originado por la radiación de cuerpo negro en Astrofísica se le denomina el espectro del continuo, o simplemente “continuo”. Segundo, la ley física que relaciona la longitud de onda en la que se produce el pico de emisión de radiación de cuerpo negro y la temperatura de dicho cuerpo se conoce como la Ley de desplazamiento de Wien.

Claro, la historia no concluye aquí. Cuando miramos en detalle el espectro de cualquier cuerpo encontramos aquí y allá bandas oscuras o bandas brillantes: son las líneas de absorción o de emisión, producidas por la absorción o la emisión de la luz a muy determinadas frecuencias por átomos, moléculas e iones. Esto es lo que se conoce como “código de barras” de estrellas, nebulosas y galaxias. Codificada en la luz, ampliada gracias a telescopios de gran tamaño y dispersada usando potentes espectroscopios, aparecen las líneas espectrales que sirven a los astrofísicos para conocer cómo es el Universo.

Se dice que una imagen vale más que mil palabras… pero un espectro vale más que cuatro mil imágenes… Aquí os presento al espectro del Sol:

Espectro del Sol en el rango del visible (4000 a 7000 A). Crédito: Nigel Sharp, National Optical Astronomical Observatories/National Solar Observatory at Kitt Peak/Association of Universities for Research in Astronomy, and the National Science Foundation.
Espectro del Sol en el rango del visible (4000 a 7000 Å). Crédito: Nigel Sharp, National Optical Astronomical Observatories/National Solar Observatory at Kitt Peak/Association of Universities for Research in Astronomy, and the National Science Foundation.

Cada rayita vertical, repito, proviene de la absorción de la luz del “continuo” por un átomo, ion o molécula en el Sol. Y, creedme, tenemos las líneas muy bien identificadas (quien no me crea, que le eche un ojeo a esta página del Atomic Spectra Database, pero aviso que no solicitéis ver rangos muy largos en longitud de onda: sólo entre 5000 y 5001 Å, por ejemplo, aparecen 13 líneas espectrales, entre 4000 y 7000 Å hay 42120 líneas espectrales identificadas).

¿Tienen todas las estrellas las mismas líneas espectrales? Obviamente no, la intensidad relativa de las líneas de absorción en los espectros no sólo depende de la cantidad de materia en forma de ese átomo, ion o molécula, sino que también depende mucho de la temperatura y de la densidad (y de otros factores como la intensidad de la ionización o los campos magnéticos). Pero, a “groso modo”, los espectros estelares se pueden agrupar en unas 7 categorías dependiendo del tipo de líneas que se detectan. Es aquí de donde nacen las clases espectrales O B A F G K M. De nuevo un ejemplo lo ilustra mucho mejor.

Selección de 10 espectros estelares mostrando las clases principales (O, B, A, F, G, K, M) y tres clases más exóticas (C, S, WC). Cinco de las estrellas tienen nombre propio. Estos espectros se obtuvieron con métodos de astrónomo aficionado. Crédito: Allan Hall.
Selección de 10 espectros estelares mostrando las clases principales (O, B, A, F, G, K, M) y tres clases más exóticas (C, S, WC). Cinco de las estrellas tienen nombre propio. Estos espectros se obtuvieron con métodos de astrónomo aficionado. Crédito: Allan Hall.

Me gusta la imagen anterior por varios motivos. Primero esta imagen la ha hecho un astrónomo aficionado (la espectroscopía astronómica a nivel de aficionado se está poniendo de moda, los astrónomos aficionados están consiguiendo increíbles resultados con telescopios de poco más de 10 cm, otro día os lo cuento). Segundo porque incluye espectros de estrellas no típicas: una estrella tipo C (de carbono, estrellas muy viejas), una estrella de tipo S (estrellas gigantes tardías) e incluso una estrella Wolf-Rayet (WR), en particular una Wolf-Rayet rica en carbono (WC), donde se distinguen claramente no sólo líneas oscuras sino un par de líneas de emisión en color azul (a unos 4650 Å) y otra muy evidente en color rojo (a unos 5800 Å).

Y hasta aquí llego hoy. En la próxima entrada os detallaré los espectros de emisión, típicos de las nebulosas, y os hablaré de los espectros de las galaxias, que poseen una mezcla muy interesante de líneas de emisión y absorción.