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.

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.

¿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:

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:

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.

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.