Imagen de la nebulosa planetaria IC 1295 obtenida usando datos del instrumento FORS1 instalado en una de las unidades del complejo VLT (Very Large Telescope), dominado por cuatro telescopios de 8.2m de tamaño en el Observatorio de Paranal (desierto de Atacama, Chile). Se usaron datos en el filtro B para conseguir el color azul, datos en el filtro V para colores verdes y datos en el filtro R para el color rojo. IC 1295 se localiza sobre la constelación de Scutum (El Escudo), a una distancia de unos 3300 años luz de nosotros. Crédito de la imagen: ESO.
Como digo, este post no es para explicar lo que es una nebulosa planetaria, para eso ya tenemos al astrofísico Miguel Santander, nuestro forense estelar, por lo que a sus artículos remito para profundizar. Además, como siempre la nota de prensa de ESO está en castellano. Sólo apuntaré lo básico: una nebulosa planetaria es lo que queda al morir una estrella de masa baja o intermedia (hasta 8-9 veces la masa del Sol). Lo que quiero contar hoy es ¿por qué la nebulosa planetaria tiene ese color verdoso tan intenso?
Para ello me voy a referir a unas cuantas historias antiguas del blog. La primera la publiqué en febrero de 2004, cuando explicaba por qué esta bitácora se llama "El Lobo Rayado". La mayor parte de la información que recogemos del Cosmos viene dada por el análisis de la luz y, en particular, de las líneas de emisión y absorción que se observan en los espectros (1) de los objetos astronómicos. Codificada en la luz nos encontramos con el código de barras característico de cada astro. Por la Física que satisfacen (esto lo debería contar bien otro día) las nebulosas poseen líneas de emisión, dominando las líneas de hidrógeno (Hα a 6563 A, Hβ a 4681 A) y helio (He I, esto es, átomos de helio que han perdido un electrón) y líneas de elementos metálicos (2) como [N II] λ6583, [O II] λ3727, [S II] λ6731 (todos son átomos que han perdido 1 electrón), [O III] λ5007, [Ne III] λ3869 o [Fe III] λ4658 (todos átomos que han perdido 2 electrones). He aquí un ejemplo:
Ejemplo de espectro de líneas de emisión de una nebulosa. En el eje x se indica la "longitud de onda", de 3600 A (nuestro violeta) a 6800 A (nuestro rojo). El eje y muestra la intensidad (flujo) de la luz incidente a cada longitud de onda (las unidades son esas raras que usan los astrofísicos anclados en el sistema CGS). Aparecen unas líneas verticales muy brillantes correspondientes a las líneas de emisión de elementos químicos dentro del gas. Destacan [O II] λ3727, [Ne III] λ3869, Hβ λ4681, [O III] λλ4959,5007, He I λ5875, Hα λ6563 y [S II] λλ6716,6731. En realidad, el espectro es de la galaxia enana compacta azul HS 0822+3542, de las similares a las que yo estudio, pero a efectos prácticos vale para lo que quiero explicar aquí. Crédito de la imagen: Hamburg / SAO Survey for Emission Line Galaxies (HSS).
¿Qué tiene que ver todo esto con el color de la imagen anterior? Ahí vamos. Cuando los astrofísicos tomamos imágenes usando telescopios profesionales siempre lo hacemos en escala de grises. El color se consigue adaptando a cada filtro una tonalidad (rojo, verde, azul, RGB, es lo común). Las imágenes tan bonitas de nebulosas que vemos por ejemplo con el Telescopio Espacial Hubble se hacen mediante observaciones usando filtros especiales (estrechos, no más de 100 A de paso de banda) en una línea de emisión muy concreta. Pero normalmente usamos los filtros estándares en las bandas U, B, V, R ó I (ultravioleta, azul, verde, rojo e infrarrojo, respectivamente, cada una con un ancho de 1000 A) para los colores. Un campo de estrellas o una galaxia mostrará el color dominante de la emisión de las estrellas (que, a diferencia de la emisión de las nebulosas, tiene una espectro más continuo, sin esos saltos tan bruscos, salvo por las líneas de absorción), esto es, estrellas frías se veran rojas y estrellas calientes saldrán azuladas.
¿Qué ocurre si usamos filtros anchos para observar objetos nebulares? Normalmente la línea de emisión más brillante en las nebulosas es Hα, que cae en el filtro R, al que normalmente se le asigna el color rojo. Así las nebulosas tienden a tener colores rojizos es las imágenes con filtros anchos (las imágenes de libros de texto de toda la vida). Sin embargo, en las nebulosas planetarias ocurre que muchas veces son las líneas de oxígeno dos veces ionizado las que dominan el espectro:
Ejemplo de espectro de emisión de una nebulosa planetaria. Se trata de M 27 (nebulosa Dumbell) y en él dominan las líneas de oxígeno dos veces ionizado, [O III] λλ4959,5007, mucho más brillantes que Hα. Como curiosidad, el espectro lo ha conseguido un astrónomo aficionado. Crédito de la imagen: Christian Buil.
¿Dónde caen las líneas de [O III] λλ4959,5007? ¡¡Justo dentro del filtro V, centrado alrededor de 5400 A!! Así conseguimos el color verde del gas de la nebulosa planetaria IC 1295: la gran emisión de oxígeno dos veces ionizado que posee, junto con poca emisión en Hα y [N II] λ6583. Es algo similar a lo que os conté hace unos años: cuando se mira con un telescopio de gran tamaño, La nebulosa de Orión es verde.
Historias relacionadas:
- Las rayas de las nebulosas (26 de febrero de 2004)
- Nebulosas en Caos y Ciencia (6 de junio de 2007)
- La nebulosa de Orión es verde (11 febrero 2008)
- La Nebulosa del Águila en filtros estrechos (27 febrero 2008)
- El Forense Estelar (8 de noviembre de 2008)
(1) Un espectro en Física es lo que se obtiene al descomponer la luz en todos sus "colores" (frecuencias), por ejemplo, usando un prisma o una red de difracción.
(2) Los astrónomos somos muy sencillos para clasificar los elementos metálicos y no metálicos: todo lo que no sea hidrógeno o helio es un "metal" en la jerga astrofísica. Sí, yo me quedé igual la primera vez que lo vi.
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