La sensibilidad del ojo humano al color se reduce en gran medida con luz tenue, lo que nos impide apreciar el color de las nebulosas salvo empleando grandes telescopios. Aún así, solo es posible desvelar completamente el espectáculo de colores que encierra cada nebulosa con asistencia de la astrofotografía. Al profundizar en el análisis de esos colores mediante espectrografía es posible desentrañar la composición de los diferentes tipos de nebulosas y reconstruir parte de su fascinante historia.
¿Qué puede observarse visualmente en una nebulosa?
La mayoría de nebulosas no resultan visibles a simple vista, salvo excepciones como la Nebulosa de Orión.
Empleando prismáticos o pequeños telescopios, estas acumulaciones de gas y polvo interestelar se asemejan a tenues nubes de luz o a pequeñas estrellas borrosas y redondeadas, generalmente de color lechoso.
Con equipos mayores y condiciones de observación adecuadas puedes llegar a apreciar la pigmentación que caracteriza las nebulosas, aunque con las limitaciones y sesgos que impone el ojo humano. Por ejemplo, a ojo desnudo la Nebulosa de Orión es verde.
¿Por qué brillan las nebulosas?
Existen diferentes tipos de nebulosas en función de la causa de su brillo.
Las nebulosas de reflexión se forman con luz emitida por una o varias estrellas y reflejada hacia la Tierra por una nube cercana de gas y polvo interestelar, como sucede por ejemplo en la región de Alnitak en el cinturón de Orión. Estas nubes reflejan preferentemente tonalidades azules, por los mismos motivos por los que el cielo es azul. Y las estrellas emiten luz de diferentes colores determinando la paleta de tonos reflejada. Además, el polvo puede incluir partículas de hierro o níquel que pueden orientarse siguiendo campos magnéticos y y otorgar así cierta polarización a la luz de estas nebulosa.
Las nebulosas oscuras son franjas oscuras causadas por nubes opacas de gas o polvo superpuestas a un fondo más claro, generalmente proveniente del brillo de otra nebulosa más distante. Un caso particular de las mismas son los llamados Glóbulos de Bok.
Finalmente en las nebulosas de emisión la luz es emitida por el propio gas que forma la nebulosa mediante un proceso físico similar al de los tubos de neón o las lámparas fluorescentes. Existen diferentes tipos de nebulosas de emisión:
- Las nebulosas planetarias como la Nebulosa del Anillo no guardan ninguna relación con los planetas, a pesar de su nombre. Son bolas esféricas de gas incandescente expulsadas por una estrella conforme se apagaba en las fases finales de su vida.
- Los restos o remanentes de supernova como la Nebulosa del Cangrejo son restos de gas provenientes directamente de estrellas que finalizaron su vida mediante una explosión.
- Las burbujas de Wolf-Rayet se forman con gas emitido por un tipo particular de estrellas conocidas como estrellas de Wolf-Rayet en una fase anterior a la de supernova.
- Las nebulosas de emisión propiamente dichas están formadas por nubes de gas y polvo interestelar.
¿Por qué emiten diferentes colores las nebulosas?
La clave está en su composición química y en los procesos físicos asociados.
Los átomos tienen un núcleo de protones con carga positiva rodeado de nube de electrones con carga negativa. Y esos electrones solo pueden orbitar alrededor del núcleo en determinadas órbitas permitidas llamadas niveles.
Los niveles se comportan como peldaños de una escalera. Para subir un peldaño un electrón necesita absorber un paquete de energía. Cuando lo logra, se dice que el átomo está excitado y si el átomo acaba perdiendo ese electrón se dice que queda ionizado. A la inversa, los átomos excitados tienden a volver a su estado de equilibrio y cuando un átomo ionizado capta un electrón, o cuando un electrón desciende un nivel, se libera un paquete de energía en forma de radiación electromagnética. Es decir, el átomo emite un fotón de luz, bien visible o bien infrarroja o ultravioleta, dependiendo de la energía involucrada en el proceso.
El gas de las nebulosas de emisión es excitado o ionizado generalmente por la radiación ultravioleta de una o varias estrellas cercanas. Al volver los átomos a su estado de equilibrio, emiten radiación electromagnética. El caso es que cada elemento o compuesto químico emite radiación con unos niveles de energía específicos que le son propios, produciendo un auténtico carnet de identidad denominado huella espectral.
Esto es debido a que la energía se intercambia siempre en paquetes o cuantos de energía que son múltiplos de una cantidad fija y dan nombre a la física cuántica. Puedes imaginar que los peldaños de la escalera electrónica de un átomo tienen alturas específicas y diferentes en cada compuesto, de forma que subirlos o bajarlos involucra una cantidad de energía concreta.
Por ejemplo, los tubos de neón reciben energía en forma de corriente eléctrica que excita los átomos de gas en su interior. Cuando éstos regresan a su posición de equilibrio, emiten radiación en forma de luz visible con un característico color rojo. También las lámparas fluorescentes blancas contienen una combinación de gases en su interior (neón, argón, vapor de mercurio) que se excita mediante una corriente eléctrica y emite radiación ultravioleta no visible. Estas lámparas tienen además una cobertura de pintura fluorescente que es capaz de absorber radiación ultravioleta y emitir en su lugar luz visible de diferentes colores que, combinados, percibimos como blanco.
En una nebulosa pueden combinarse efectos de emisión análogos para todos los compuestos que la forman. Estos pueden solaparse a su vez con fenómenos de reflexión y también con franjas de oscurecimiento producidas por polvo opaco que bloquea la luz que proviene de materia más allá del mismo.
La combinación de todos estos efectos confiere a las nebulosas el espectacular colorido que puedes captar en tus astrofotografías.
El hidrógeno en las nebulosas: no solo rojo
Comparando la huella espectral obtenida en laboratorios terrestres con las de los cuerpos celestes se logra determinar la composición química de estos últimos. No ha sido necesario viajar al sol y recoger una muestra incandescente del mismo para analizarla en la Tierra: su luz es suficiente.
Gracias a estas técnicas sabemos que el hidrógeno es el elemento más frecuente del universo. Y también de las nebulosas, cuyas tonalidades rojas suelen estar ligadas a líneas de emisión de este elemento. El segundo y tercer elemento más frecuentes son el helio y el oxígeno, que producen emisiones con tonalidades amarillas y verde-azuladas respectivamente. La presencia de otros elementos en las nebulosas produce coloraciones adicionales, aunque suelan darse con menor frecuencia y menor intensidad.
El hidrógeno es además el elemento más sencillo que conocemos, compuesto por un único protón acompañado por un electrón. Esto facilita el análisis de su huella espectral, cuyas longitudes de onda específicas pueden deducirse de modelos atómicos cuánticos. Las emisiones de radiación electromagnética del hidrógeno se clasifican así:
- Serie de Lyman: estas emisiones se producen cuando un electrón regresa al nivel n=1 desde otro nivel de origen. Se trata de emisiones ultravioletas y por tanto no visibles, aunque pueden fotografiarse con un equipo adecuado.
Nivel de origen Radiación Longitud de onda (nm) Tipo Color
n=2 Lyman-Alpha 121.6 Ultravioleta No visible
n=3 Lyman-Beta 102.6 Ultravioleta No visible
n=4 Lyman-Gamma 97.2 Ultravioleta No visible
etc…
- Serie de Balmer: se producen cuando un electrón regresa al nivel n=2
Nivel de origen Radiación Longitud de onda (nm) Tipo Color
n=3 Balmer-Alpha 656.3 Visible Rojo
n=4 Balmer-Beta 486.1 Visible Azul-Verde
n=5 Balmer-Gamma 434.1 Visible Violeta
n=6 Balmer-Delta 410.2 Visible Violeta
n=7 Balmer-Epsilon 397.0 Ultravioleta No visible
etc…
- Serie de Paschen: se producen al regresar un electrón a nivel n=3 en infrarrojo (no visible).
Nivel de origen Radiación Longitud de onda (nm) Tipo Color
n=4 Paschen-Alpha 1875.1 Infrarrojo No visible
n=5 Paschen-Beta 1281.8 Infrarrojo No visible
n=6 Paschen-Gamma 1093.8 Infrarrojo No visible
Existen series más allá de estas, todas con líneas de emisión en el infrarrojo.
- Línea de 21 centímetros: se trata de una línea de emisión cuya longitud de onda es, sorpresa, de 21 centímetros. Este tipo de radiación electromagnética no consiste por tanto en luz visible, sino en ondas de radio que puede capturarse con radiotelescopios. El fenómeno físico que la produce es ligeramente distinto al de los casos mencionados anteriormente. Resulta que los electrones, además de orbitar el núcleo en diferentes niveles, tienen una propiedad llamada spin. Puedes interpretar intuitivamente el spin como el giro de un electrón sobre sí mismo, aunque esta interpretación dista de ser exacta y está muy superada por la interpretación actual de la física de campos cuánticos. En cualquier caso, cuando el electrón del hidrógeno gira sobre sí mismo en la misma dirección que el protón del núcleo, se dice que tiene spin paralelo. Y si lo hace en sentido contrario, se dice que tiene spin anti-paralelo. Estas dos configuraciones del átomo tienen niveles de energía ligeramente diferentes, por lo que cuando un átomo sufre una transición desde el estado anti-paralelo al paralelo necesita emitir una pequeña cantidad de energía, correspondiente a un fotón de 21 centímetros de longitud de onda. Naturalmente, los fotones de la luz visible son mucho más energéticos que estos.
Fotografiar el color de las nebulosas
Para el aficionado a la fotografía astronómica, los apartados anteriores tienen varias implicaciones.
En primer lugar, las nebulosas de emisión concentran su brillo en líneas espectrales muy concretas, siendo las más destacadas las relacionadas con el hidrógeno y el oxígeno. Entre ellas las más habituales son:
- Rojo H-Alpha: emisión de hidrógeno en longitud de onda 656.3 nm (Balmer-Alpha)
- Azul-Verde H-Beta: emisión de hidrógeno en longitud de onda 486.1 nm (Balmer-Beta)
- Azul turquesa O-III: emisión de oxígeno en longitudes de onda 496 y 501 nm
La tabla de color muestra algunas otras emisiones habituales de elementos frecuentes detallando sus longitudes de onda. Si estás interesado en conocer con más detalle las emisiones e intensidades concretas producidas por otros elementos químicos puedes consultarlas por ejemplo en el servicio de datos espectroscópicos del NIST.
Por desgracia, muchas cámaras DSLR incorporan filtros de infrarrojo que bloquean parcialmente por no decir la casi totalidad de las emisiones de rojo H-Alpha que son frecuentes en muchas nebulosas. Este filtro tiene como función evitar que la fotografía cotidiana registre los tonos infrarrojos que el sensor de la cámara es capaz de captar pero no resultan visibles al ojo humano. Para sortear el inconveniente que supone a la hora de fotografiar objetos astronómicos, puede desmantelarse el filtro de la cámara y sustituirlo por otro menos restrictivo que permita el paso del color H-Alpha, aunque construir una DSLR modificada de esta manera es una operación delicada y por supuesto invalida la garantía de la cámara y dificulta su uso en fotografía cotidiana. Otra alternativa es adquirir una cámara CCD o DSRL diseñada para astrofotografía que permita el paso de la longitud de onda H-alpha.
Una posibilidad interesante para fotografía consiste en adquirir y utilizar filtros de banda estrecha, es decir, filtros que impiden el paso de todas las longitudes de onda de la luz salvo una estrecha banda que será la correspondiente a la longitud o longitudes de onda que te interese fotografiar. Por ejemplo, si aplicas un filtro OIII, únicamente la luz con longitudes de onda próximas a 496-501 llegará al sensor. Esto tiene la ventaja de que toda la luz parásita que emite el alumbrado urbano en otras longitudes de onda distintas es filtrado y no contribuirá a tu fotografía. La fotografía será monocroma. También puedes posteriormente aplicar un filtro H-Alpha y H-Beta para obtener colores en esas bandas espectrales. Las diferentes tomas pueden combinarse en diferentes canales para construir una sola fotografía en falso color como veremos en el siguiente apartado.
Los filtros pueden serte útiles también en observación visual, ya que oscurecen el cielo contaminado por luz artificial y por tanto aumentan el contraste de determinados objetos si se usan adecuadamente.
Finalmente, no deja de resultar fascinante poder conocer la composición química de los objetos fotografiados sencillamente observando los colores que despliegan, aunque las técnicas de espectrografía van más allá de los objetivos de esta entrada.
Fotografía astronómica en falso color
Como es sabido, una fotografía en color se obtiene habitualmente superponiendo tres canales monocromos correspondientes a la intensidad de los tonos Rojo, Verde y Azul (fotografía RGB).
En fotografía astronómica puedes realizar diferentes tomas monocromas empleando filtros dedicados a captar una emisión luminosa concreta producida por un determinado elemento químico. Posteriormente puedes combinar estas tomas monocromas para producir una fotografía en color. El color es falso en el sentido de que no se corresponde con la tonalidad que podrías percibir si tus ojos tuviesen la sensibilidad suficiente para observar directamente estos objetos. Sin embargo, esta técnica es útil para destacar determinados rasgos o componentes del objeto fotografiado. La técnica es habitual en fotografía de cielo profundo pero también puedes aplicarla a un objeto tan familiar como la Luna para destacar con determinados colores las variaciones en la composición química de su superficie.
A continuación puedes ver dos formas estándar de asignar los canales RGB a determinadas emisiones para construir composiciones en falso color. Ten en cuenta que el objetivo no es construir una imagen fidedigna sino realzar determinadas estructuras en los objetos retratados: por ejemplo, la paleta del Hubble asigna al canal verde G las emisiones del Hidrógeno Alpha a pesar de que, como hemos visto, su color «real» es rojo. De forma similar, la fotografía infrarroja o ultravioleta traslada a canales RGB emisiones que sencillamente no son visibles. Si persigues un objetivo concreto nada te impide experimentar libremente con diferentes tomas para observar qué detalles se realzan en función de la combinación empleada.
SHO – Paleta del Telescopio Hubble: la paleta más popular para fotografía en banda estrecha, muy útil en nebulosas de emisión
R: emisiones rojas de Azufre SII.
G: emisiones rojas de Hidrógeno Alpha.
B: emisiones verde-azuladas del Oxígeno OIII.
HOS – Paleta del Observatorio Canadá-Francia-Hawái (CFHT): se trata de otra paleta muy empleada
R: emisiones rojas de Hidrógeno Alpha.
G: emisiones verde-azuladas de Oxígeno OIII.
B: emisiones rojas del Azufre SII
Otras paletas: puedes experimentar asignando diferentes elementos químicos (H, O, S, N…) a cada uno de los canales RGB. Algunas combinaciones habituales son HOO (R:Hidrógeno, G:Oxígeno, B: Oxígeno), SOH, OSH, HNO o HON.
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