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.

Hace ya casi dos décadas, cuando yo empezaba mis estudios universitarios de Física en la Universidad de Granada, internet estaba aún en pañales. Por entonces ya escribía artículos de observación astronómica y divulgación astrofísica que publicaba en el Boletín Informativo de la Agrupación Astronómica de Córdoba (AAC). A pesar del esfuerzo que entonces suponía hacer estar cosas (no quiero ahondar en detalles, pero la simple maquetación o incluir imágenes o mapas estelares eran retos de “papel, tijeras y pegamento”) los artículos no llegaban a mucha gente, sólo a los socios de la AAC y de otras asociaciones astronómicas españolas con las que manteníamos contacto. Así que cuando, gracias al chat de IRC, Víctor Ruiz me ofreció colaborar en Infoastro, no lo dudé. Infoastro nació en 1997 con la idea de recopilar noticias astronómicas en español en internet, algo que por entonces era muy escaso. Unos años después fue también Víctor quién me comentaba por primera vez la existencia de los “blogs” y que él mismo estaba preparando una herramienta para gestionarlos. Así nació Blogalia en 2001, el mismo año en el que me fui a Tenerife a hacer la tesis doctoral en astrofísica en el Instituto de Astrofísica de Canarias. Fueron momentos de muchos cambios para mí en todos los aspectos, por lo que hasta 2003 no creé mi propio blog dentro de Blogalia. Mi problema entonces fue encontrar un título curioso para el blog. Algo me decía que tenía que tener cuidado con ello. Recuerdo hacer listas compilando diversos temas astronómicos, algunos de forma más coloquial, otros más largos. En febrero de 2004, mientras pasaba unas semanas en la Universidad Autónoma de Barcelona, dije “basta” y me decidí con el nombre. Había nacido el blog “El Lobo Rayado”.

A fecha de hoy tengo publicadas casi 1000 entradas en este blog. Casi todas son sobre Astronomía, aunque también hay posts muy personales. Sólo una historia no ha sido escrita por mí, el honor le corresponde al nauka Miguel Santander, quien en junio de 2004 publicó “Pague 2 y llévese 3… acres en la Luna”. El nombre de “El Lobo Rayado” deriva de una “mala traducción” de “Wolf-Rayet”, un curioso tipo de estrella masiva que puede incluso detectarse en galaxias lejanas. Justamente mis estudios doctorales buscaban entender lo que estaba pasando en galaxias enanas donde el rasgo de las estrellas Wolf-Rayet era especialmente prominente. En realidad estas galaxias estaban experimentando un fuerte brote de formación estelar: la propia galaxia parecía una nebulosa gigante que estaba creando millones de estrellas a la vez. Cuando se observaban profundamente con telescopios ópticos o usando radiotelescopios, encontramos que casi todas estas “galaxias estallantes” (mi traducción de “starburst galaxy”) estaban constituidas por dos galaxias pequeñas en interacción directa, de ahí los intensos fuegos de artificio observados.

Por otro lado, las “rayas del lobo” también indicaban las “rayas” que se observan en los espectros astronómicos, esto es, las líneas de emisión y absorción de elementos y moléculas con los que hemos sabido de qué está hecho el Cosmos y la enorme distancia que nos separa de otras galaxias. El análisis de las líneas de emisión que detectaba en mis “galaxias Wolf-Rayet enanas” era una parte fundamental de mi tesis doctoral, y tal fue así que mi primer año de tesis lo dediqué casi en exclusiva a entender esos espectros y a medir “a mano” miles de esas “rayas”.

Vídeo “Rainbow Fingerprints” que muestra como la luz del Cosmos es estudiada en con el Telescopio Anglo-Australiano: primero se recoge con el espejo principal del telescopio (4 metros de tamaño) y luego se lanza mediante fibra óptica hacia una sala donde se encuentra un instrumento (el espectrógrafo AAOmega) que descompone la luz en todos sus colores, de forma similar a como un prisma descompone la luz blanca en un arco iris. Este arco iris artificial es luego enfocado y recogido por un chip CCD. En concreto, este vídeo muestra como los astrofísicos usamos el análisis de la luz que nos llega de las galaxias para clasificarlas y conocer su naturaleza. En particular se muestran dos tipos de galaxias, una espiral (panel superior) y otra elíptica (panel inferior), usando datos reales obtenidos con el AAT y el espectrógrafo AAOmega. Codificado en el arco iris obtenido para cada galaxia encontramos los rasgos que la identifican unívocamente: distancia a la que se encuentra, proporción de estrellas jóvenes y viejas, composición química, edad, propiedades físicas como su temperatura o densidad, y mucho más. Crédito: Australian Astronomical Observatory (AAO).

Es curioso que por entonces tuve críticas sobre “por qué si estás haciendo investigación en astrofísica pierdes el tiempo escribiendo de otras cosas en un blog y haciendo divulgación astronómica”. Esos comentarios nunca me han abandonado, aunque debo reconocer que han caído drásticamente en los últimos tiempos, al estar viviendo un auge mundial en “Science Communicators” o “Divulgadores Científicos” (y precisamente Naukas es un excelente ejemplo de ello). Aun así, mi trabajo fundamental siempre ha sido (y es) la investigación en astrofísica, el resto de actividades (incluidas las divulgación y escribir en un blog) las hacía en mi tiempo libre. No obstante siempre he sido un defensor a ultranza de la divulgación científica y, con mayor o menor éxito, he hecho todo lo posible por escribir de forma periódica en mi blog y mantener una buena calidad científicas en las historias, sin olvidar que mucha de la gente que lo lee no es experta en la materia.

En 2007, una vez terminada mi tesis doctoral, me vine a Australia con un postdoc de radioastrónomo en el CSIRO Australian Telescope National Facility, en Sydney. Recuerdo que entonces pensé en crearme un blog de divulgación astronómica en inglés, pero al final no lo hice, en parte para que “no se pensase que pierdo tiempo en divulgación en lugar de escribir papers”. Tras un compulsivo 2010, a principios de 2011 entré a formar parte del Australian Astronomical Observatory (AAO). Mi puesto estaba además asociado al Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Macquarie (Sydney, Australia). Ésas son mis afiliaciones científicas en la actualidad. Mis funciones actuales en el AAO son realizar investigación astrofísica, dar soporte a los instrumentos del Telescopio Anglo-Australiano (AAT), y también realizar divulgación astronómica. Como “hermano” de “El Lobo Rayado” creé entonces “The Lined Wolf”, con la idea sobre todo de darle difusión a mi propia investigación y a los artículos científicos y a las actividades divulgativas que realizo en Australia. Fue también en 2010, mientras pasaba una temporada en España, cuando recibí la llamada telefónica del “Irreductible” Javier Peláez, invitándome a pertenecer a Amazings (el nombre que Naukas tenía al principio). Por esta época también me creé la cuenta de Twitter, y poco después empecé a darme cuenta del enorme tirón de las redes sociales a la hora ya no de hacer divulgación sino de que esos artículos que uno escribe con más o menos esfuerzo lleguen a más gente.

Y, de repente, la vida pasa. Mi hijo Luke nació en Sydney en enero de 2013, y mientras padre y madre intentan educarlo teniendo al resto de la familia en España, hay que seguir luchando en la investigación para “publicar” artículos científicos y conseguir nuevos contratos de trabajo que permitan realizar más investigación y ampliar tus proyectos laborales. Este tema quizá debería tocarlo en detalle en el futuro para que los más jóvenes sean conscientes de ello. La realidad es que de repente estamos en noviembre de 2015, estoy más comprometido que nunca a continuar mi labor de divulgador científico y tengo la luz verde de mis “jefes” del AAO, que no sólo aprueban sino valoran positivamente mi esfuerzo extra en ello, sea en español o inglés. Y es bajo estas circunstancias como nace “Universo Rayado”, un nuevo blog de divulgación científica dentro de la excelente red de blogs de Naukas.

¿Qué es lo que espero en esta nueva aventura? En primer lugar quiero continuar mostrando mi pasión por el Universo que nos rodea y esa íntima conexión que tenemos con el Cosmos, más allá de las chorradas y supercherías varias que puedan decir pseudociencias como la astrología. Así, también mantendré el espíritu crítico que caracteriza a Naukas y que yo mismo siempre he intentado mostrar en “El Lobo Rayado”. Tocaré temas de interés en general en la Astrofísica, quizá un poco sesgado al campo de las nebulosas y de las galaxias dado que es el tema que más conozco, pero lo haré con mi estilo personal y con los comentarios adicionales que puede dar sobre notas de prensa y noticias astronómicas un investigador en astrofísica en activo. Eso sí, me será imposible seguir el ritmo de otros blogs y publicar todos los días. De hecho, ahora mismo me contento con un buen artículo a la semana. Por supuesto, “El Lobo Rayado” seguirá existiendo, que nadie dude ni un instante que lo vaya a cerrar. Mis historias más personales y otras recomendaciones de observación astronómica y paridas varias seguirán publicándose allí. Posiblemente, éste sea el post más personal que escriba nunca en “Universo Rayado”, pero me ha parecido buena idea comenzar haciendo este rápido resumen de mi trayectoria personal.

Logotipo de “Universo Rayado”. El nombre original de la imagen es “Hacia el Centro de la Vía Láctea”, un montaje fotográfico que hice en 2003 y del que derivó el logotipo de “El Lobo Rayado”, pero ahora actualizado con una fotografía mejor de la Vía Láctea obtenida en septiembre de 2015. El contraluz se consiguió durante una puesta de sol en unos lagos del parque nacional Bootis Bootis, NSW, Australia, en julio de 2003. La imagen incluye parte del espectro de líneas de emisión de la Nebulosa de Orión conseguido con el espectrógrafo UVES en la unidad UT2 del complejo “Very Large Telescope” (VLT, Cerro Paranal, Chile, ESO) por César Esteban (IAC) y colaboradores, pero editado por el autor. Crédito: Ángel R. López-Sánchez.
Logotipo de “Universo Rayado”. El nombre original de la imagen es “Hacia el Centro de la Vía Láctea”, un montaje fotográfico que hice en 2003 y del que derivó el logotipo de “El Lobo Rayado”, pero ahora actualizado con una fotografía mejor de la Vía Láctea obtenida en septiembre de 2015. El contraluz se consiguió durante una puesta de sol en unos lagos del parque nacional Bootis Bootis, NSW, Australia, en julio de 2003. La imagen incluye parte del espectro de líneas de emisión de la Nebulosa de Orión conseguido con el espectrógrafo UVES en la unidad UT2 del complejo “Very Large Telescope” (VLT, Cerro Paranal, Chile, ESO) por César Esteban (IAC) y colaboradores, pero editado por el autor. Crédito: Ángel R. López-Sánchez.

Basta ya de hablar de mí. Un Universo lleno de rayas espera a ser descubierto. ¿Me acompañas en este viaje?