El ojo humano, en condiciones de oscuridad, tiene una sensibilidad muy reducida al color que nos impide apreciar el espectáculo que ofrecen las nebulosas cuando se fotografían. Pero además de disfrutarlo, el color ofrece una interesante historia sobre cada nebulosa.
¿Qué puede observarse visualmente en una nebulosa?
Salvo excepciones, como la Nebulosa de Orión, la mayoría de objetos catalogados como nebulosas no resultan visibles a simple vista. Utilizando prismáticos o telescopio, estas acumulaciones de gas interestelar se asemejan a tenues nubes de luz o a pequeñas estrellas borrosas y redondeadas, generalmente con un color lechoso. Con un equipo y unas condiciones adecuadas de observación puedes lograr apreciar como la luz está ligeramente tintada de un determinado tono, pero en cualquier caso la observación visual dista mucho del espectáculo que ofrece la fotografía.
¿Por qué brillan las nebulosas?
La luz de las nebulosas puede tener dos causas diferenciadas:
- Nebulosas de reflexión: la luz de una nebulosa de reflexión procede de una o varias estrellas cercanas y se refleja hacia la Tierra desde las partículas de polvo interestelar que componen la nebulosa. Generalmente estas nubes se encuentran dentro de nuestra propia galaxia y está iluminadas por una solo o unas pocas estrellas.
- Nebulosas de emisión: la luz es emitida por el propio gas que forma la nebulosa, existen diferentes tipos:
Nebulosas planetarias: son un tipo particular de nebulosa de emisión que, a pesar de su nombre, no guardan ninguna relación con los planetas. El único motivo por el que se las denomina así es porque visualmente tienen también forma esférica. En su caso particular, el gas incandescente fue expulsado por una estrella en la fase final de su vida.
Restos o remanentes de supernova: Análogamente al caso anterior, el gas que forma estas nebulosas proviene de la explosión de una estrella al finalizar su vida.
Burbujas de Wolf-Rayet: en este caso el gas es emitido por un tipo particular de estrella conocidas como estrellas de Wolf-Rayet en una fase anterior a la de supernova.
Nebulosa de emisión: suelen recibir este nombre las nubes de gas interestelar que salpican nuestra galaxia (u otras).
- Nebulosas oscuras: en su caso en lugar de luz observamos una franja oscura que se superpone a un fondo más claro. Estas nebulosas se deben a nubes opacas de gas o polvo que bloquean el brillo del fondo, generalmente proveniente de otra nebulosa brillante más distante. Un caso particular de las mismas son los llamados Glóbulos de Bok.
Centrándonos en las nebulosas de emisión, el proceso físico que las hace brillar es similar al que hace brillar los tubos de neón o las lámparas fluorescentes, así que resulta relativamente familiar. Para explicarlo en términos sencillos, se sabe que cualquier átomo está compuesto por un núcleo con carga positiva rodeado por electrones con carga negativa. Los electrones orbitan alrededor del núcleo pero solo pueden hacerlo en determinadas órbitas permitidas, llamadas niveles, que se comportan como los peldaños de una escalera y pueden numerarse como n=1, n=2, etc…
Para subir de un nivel al siguiente, un electrón necesita absorber un paquete de energía. Cuando lo logra, se dice que el átomo está excitado. También puede suceder que el átomo acabe perdiendo el electrón y entonces se dice que el átomo está ionizado. La energía siempre se intercambia en múltiplos de una cantidad fija que los físicos llamaron “cuantos de energía”, de donde surgió el término física “cuántica”.
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 energía en forma de radiación electromagnética, es decir, el átomo emite un fotón. Como la la luz es una forma de radiación electromagnética, puede que el átomo brille o puede que emita otro tipo de radiación (ultravioleta o infrarroja), dependiendo de los niveles de energía involucrados en el salto de nivel.
Así que volviendo a los ejemplos citados:
- Un tubo de neón recibe 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.
- Las lámparas fluorescentes blancas tienen un funcionamiento similar: la combinación de gases en su interior (neón, argón, vapor de mercurio) se excita mediante una corriente eléctrica y emite radiación ultravioleta, que no resulta visible. La lámpara tiene 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 las nebulosas de emisión, es generalmente la potente radiación ultravioleta de una o varias estrellas cercanas la que hace que los átomos de gas que forman la nebulosa se exciten o se ionicen. Al volver a su estado de equilibrio, el gas emite energía en forma de radiación electromagnética, que puede ser luz visible o no serlo.
¿Por qué tienen diferentes colores las nebulosas?
En las nebulosas de reflexión, el color de las estrellas que las alimentan es una causa directa de su color. También el polvo interestelar del que están compuestas juega un papel relevante al reflejar mejor determinadas tonalidades de luz, habitualmente el azul. Además, si ese polvo incluye partículas de hierro o níquel, es posible que se orienten siguiendo campos magnéticos y otorguen también polarización a la luz.
Las nebulosas de emisión siguen principios diferentes, ya que su luz no es reflejada sino emitida directamente por el gas que las compone. Cada compuesto químico emite radiación con unos niveles de energía que son propios del compuesto, es decir, un auténtico carnet de identidad denominado huella espectral.
De hecho, comparando la huella espectral obtenida en laboratorios terrestres con la huella espectral de los cuerpos celestes se logró determinar la composición química de estos últimos. No ha sido necesario viajar al sol y recoger una muestra incandescente del mismo para traerla a la Tierra y analizarla: su luz es suficiente. Gracias a estas técnicas de espectrografía sabemos por ejemplo que el hidrógeno y el oxígeno son dos de los elementos más frecuentes en el universo. Y también de las nebulosas.
En las nebulosas de emisión, las tonalidades rojas suelen estar ligadas a líneas de emisión del hidrógeno, aunque éste también puede producir otros tonos. El oxígeno, por otro lado, ofrece tonos azul-verdoso. La presencia de otros elementos, naturalmente, puede producir otros colores, aunque suelan darse con menor frecuencia.
Finalmente, una misma nebulosa puede combinar efectos de emisión de diferentes elementos 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 su habitual y espectacular colorido que, como aficionados, podemos captar en nuestras fotografías.
El hidrógeno en las nebulosas: no es solo rojo
Para profundizar en el caso del hidrógeno, ya que se trata del elemento químico más abundante y sencillo, compuesto por sólo un protón y un electrón, podemos analizar los diferentes tipos de radiación electromagnética que emite cuando retorna a su estado de equilibrio. Los valores que toman los diferentes niveles se deducen de modelos atómicos cuánticos.
- 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…
Arriba, absorción de Fraunhofer; abajo, serie de Balmer
- 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…
En cambio, cuando irradia una sustancia con luz blanca (radiación electromagnética continua) los electrones escogen las radiaciones de este espectro …
- 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.
- La línea de 21 centímetros: se trata de una línea de emisión cuya longitud de onda es, atención a la 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 (los fotones de la luz visible son mucho más energéticos).
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 a la derecha 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 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
En el brazo de Perseo (uno de los brazos espirales de nuestra galaxia), se encuentra esta llamativa nebulosa, NGC que aquí está mostrada en falso color para …
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.
Si te interesa puedes descargar y utilizar este resumen libremente bajo licencia CCBY: