Espectroscopía: Lo que las estrellas esconden

Desde hace algún tiempo, tenía la idea de analizar la luz de las estrellas mas allá de su magnitud fotométrica. Con ello daríamos un salto cuantitativo importante: de la astronomía a las astrofísica. Analizar la luz de los astros nos permitirá profundizar mucho más en el entendimiento de la naturaleza de las estrellas y otros objetos celestes. Sin entrar en muchos detalles, la espectroscopía es la técnica empleada para extraer de cualquier cuerpo que emita luz sus diferentes componentes monocromáticos con el objeto de:

• Clasificar espectralmente el astro;
• Determinar sus propiedades físicas: elementos químicos, densidad, temperatura, movimiento... muchísima información.

Al objeto de analizar la luz proviniente de un astro, en astrofísica se utiliza la misma idea base que ya Sir Isaac Newton y sus contemporáneos usaron hace más de 300 años: hacer pasar la luz original del objeto a analizar, en nuestro caso un cuerpo celeste cualquiera, por un elemento óptico, en el caso de Newton un prisma, de forma que por refracción obtengamos a partir del haz de luz inicial los diferentes componentes que lo integran.

Nosotros usamos un sencillo cristal tratado que actúa de elemento dispersor de la luz como el star analyser de Paton Hawskley Education que hace las funciones de prisma de refracción intercalado a modo de filtro entre el telescopio y la cámara. Es una solución tremendamente sencilla, económica y que ofrece resultados sorprendentes. Naturalmente los observatorios profesionales utilizan complejos espectrómetros, o espectrógrafos más comunmente, basados en redes de difracción -no confundir con refracción- capaces de dispersar el haz de luz con mucha más resolución que el utilizado aquí. Star Analyzer es capaz de extraer aproximadamente 100 líneas de espectro por mm, lo que supone una baja resolución espectral. Instrumentos profesionales de alta resolución superan resoluciones de más 10.000.

El elemento dispersor Star Analyser

Con este sencillo componente obtendremos una imagen del objeto a analizar, en este caso una estrella, y un trazo a su lado correspondiente a la luz refractada de la misma (Ver imagen 3) al que llamamos espectro imagen. Se observa que no es homogéneo, sino que presenta irregularidades en su brillo que corresponden, como veremos, a las diferentes intensidades de los componentes del haz de luz original. Si nuestra cámara fuera en color veríamos en el lugar de la línea un arco iris similar al que aparece en la parte inferior de la imagen 4. También vemos que hay dos espectros, primer y segundo orden, separados por una zona intermedia oscura. Usaremos sólo el primero, el más intenso.

Imagen 3: La estrella Betelgeuse (a la izda.) y su espectro descompuesto por star analyser.
Imagen tomada desde el observatorio Carpe Noctem (MPC I72) 12-12-2010.

A partir de la imagen de la estrella refractada de la imagen 3, obtenemos con la ayuda de un software específico como visual spec el perfil del espectro de la estrella que podremos calibrar debidamente.  En el eje vertical tenemos la intensidad relativa y en el horizontal la longitud de onda producto de la descomposición del haz original. El gráfico adjunto no tiene ningún tipo de calibración más allá del ajuste a escala en longitud de onda. Esto no es técnicamente completo pues habría que rectificar el continuo espectral, hacer la corrección instrumental así como la de extinción atmosférica. Pero no importa en este momento, nos sirve para ilustrar este tema. Podemos tratar esos importantes asuntos más adelante.

Imagen 4: Espectro sin correción del continuo de la estrella Betelgeuse medido (en trazo azul) frente al de referencia (en trazo magenta). EL arcoiris inferior no es más que una referencia imprecisa de los colores aproximados de las longitude de onda expresadas en Amstrongs (10^10m).

En la Imagen 4 vemos el resultado. Por una lado el espectro medido, en trazo azul y el espectro disponible para esta estrella en diferente bases de datos científicas de referencia consultadas. Se observa la clara coincidencia de los perfiles especialmente en el rango de longitud de onda de 570 a 732 nm, precisamente en la zona donde nuestro detector, la cámara CCD, presenta una mejor sensibilidad y linealidad.

Esto no deja de ser más que un ejemplo sencillo de como obtener espectros que es el primer paso en esta apasionante disciplina valida no solo para estrellas sino para objetos extensos como cometas, nebulosas, etc. Esto es solo el principio !

Lo siguiente será corregir los datos eliminando el llamado continuo espectral que no aporta información útil y posteriormente analizar y explicar a que corresponden todos esos picos y valles que podremos ver mejor en la gráfica corregida.