Figura 1. Espectro visible

¿Quién no se ha quedado maravillado contemplando un arcoiris después de una tormenta?. Ese esplendor multicolor encandila hasta al más profano. ¿Y cuando nos explican que el arcoiris se forma al atravesar los rayos de luz las gotitas de agua de la atmosfera?... aún nos parece más increíble. A los niños se les cuenta desde muy pequeños que la luz blanca está compuesta en realidad por luces multicolores y casi todos se emocionan cuando lo ven gracias al experimento simple de colocar un prisma en el camino de un rayo de luz (ver figura 1), entonces el rayo se descompone en los colores mostrando el espectro visible.

Los descubrimientos en ciencia al igual que los descubrimientos de un niño son siempre emocionantes, pues abren una nueva puerta al saber que nos proporciona gran cantidad de conocimiento. Así fue cuando Herschel hacia el 1800 descubrió que más allá del color rojo del espectro visible aún había radiación. Este científico sospechaba que cada color producto de la descomposición de la luz blanca tenia una temperatura diferente, e ideó un experimento para corroborarlo de manera que puso un termómetro en cada zona de color descubriendo que estaba en lo cierto y que además la temperatura de los colores del espectro aumentaba al ir del violeta al rojo. Herschel decidió ir más allá y medir la temperatura en una zona un poco más alejada del rojo donde ya no se apreciaba radiación, su sorpresa fue observar que esta zona tenia una temperatura aún mayor que la luz roja. Había descubierto los rayos infrarrojos.

Figura 2. Espectro electromagnético

Tanto los colores visibles como la radiación infrarroja forman parte de las ondas electromagnéticas o radiación electromagnética. Al igual que otras muchas más con las que convivimos habitualmente como son las ondas de radio, las microondas, los rayos-X, etc. Pero, ¿qué son las ondas? Estamos acostumbrados a ver ondas, las ondas en el mar, el ondear de una bandera, etc... todas con sus crestas y sus valles. Hay otro tipo de ondas que no podemos ver como son las ondas electromagnéticas. El sonido también es una onda que no se ve, pero al igual que las ondas en el mar o en la tela necesita un medio por el que propagarse, bien sea el agua, el aire, un tejido. Las ondas electromagnéticas no son como las ondas sonoras ya que se pueden propagar en el vacío. Menos mal! gracias a esto los astronautas se pueden comunicar con tierra mediante ondas de radio, y también los satélites artificiales consiguen mandarnos su información.

Figura 3. Representación de una onda. Definición de longitud de onda

Las distintas ondas electromagnéticas componen el espectro electromagnético (ver figura 2). Ondas de radio, microondas, infrarrojo, visible, rayos ultravioleta, rayos-X y rayos gamma, forman el espectro electromagnético y únicamente se diferencian unas de otras en su longitud de onda que es la distancia entre cresta y cresta (ver figura 3). Esta longitud es muy variada, puede ser tan grande como un edificio, como es el caso de las ondas de radio, o muy pequeña como en la de la luz visible longitud comparable al tamaño de las bacterias o la de los rayos gamma que tiene una longitud de onda del tamaño del núcleo atómico.

La frecuencia también caracteriza a las ondas electromagnéticas, esta es más o menos la inversa de la longitud de onda. Ambos parámetros dan cuenta de la energía de la onda mediante la ecuación (1) o (2) siendo h la Constante de Plankc, Julios/s y c la velocidad de la luz que en el espacio vacío tiene un valor de 300.000 Km/s. Así pues aquellas radiaciones con longitudes de onda largas como es el caso de las ondas de radio, serán poco energéticas, sin embargo las que posean longitudes de onda cortas serán muy energéticas como es el caso de la radiación ultravioleta tan perjudicial para el ser humano, y no hablemos ya de los rayos-X o los gamma.

Pero, ¿dónde se generan estas ondas?. Su origen tiene que ver con la electricidad y el magnetismo. La electricidad puede ser estática como cuando se nos erizan los pelos del brazo al pasar cerca un boli de cristal que previamente hemos frotado contra una tela. El magnetismo también puede ser estático como el de los imanes. Pero cuando tanto la electricidad como el magnetismo se mueven juntos crean las ondas electromagnéticas. Nosotros mismos somos fuentes generadoras de infrarrojos, cualquier cuerpo a poca temperatura que tenga genera este tipo de radiación. También hemos conseguido crear artificialmente ondas electromagnéticas de baja energía como las microondas con las que calentamos los alimentos o nos comunicamos, las ondas de radio, o incluso más energéticas como los rayos-X que nos sirven para realizar diagnósticos médicos. Las ondas más energéticas, como son los rayos gamma, han sido más difíciles de reproducir consiguiéndose solo en los grandes aceleradores de partículas.

Imagen 1. Imagen de Venus obtenida en el infrarrojo cercano por la sonda Galileo en 1990

Sin embargo, a los astrónomos no les interesan las ondas electromagnéticas que podamos generar nosotros sino las que nos llegan de fuera. Ya que cualquier cuerpo puede emitir radiación de un tipo u otro. Desde la menos energética como puede ser la infrarroja que emite el polvo interestelar hasta la más energética emitida en las explosiones de rayos gamma en los discos de acreción de los agujeros negros. Y estas radiaciones por pequeñas que sean nos pueden dar mucha información de cómo es el cuerpo que la ha emitido, aunque para tener una idea más ajustada es necesario captar todo tipo de radiación que nos llegue en cualquier longitud de onda. Esto también quiere decir que la Tierra es bombardeada constantemente por radiación electromagnética, pero tenemos suerte que la atmósfera nos protege. Suerte para nosotros pero no para los astrónomos, ya que como mucha de esta radiación no atraviesa la atmosfera se debe salir fuera para captarla y es aquí donde entran en juego los telescopios espaciales.

Imagen 2. Una imagen compuesta de Júpiter, su anillo auroral brillando (azul) y un pulso polar septentrional de rayos-X (rosado) datos del telescopio Chandra. La imagen en visible delplaneta la ha tomado el telescopio Hubble

No todas las ondas electromagnéticas son frenadas en la atmosfera de la Tierra, las de radio, algo del infrarrojo y naturalmente el visible consiguen penetrar y llegar hasta nosotros. Existen radiotelescopios y telescopios ópticos en varias partes del mundo que observan estas radiaciones. Sin embargo, el hecho de captarlas después de haber tenido que atravesar la atmosfera les hace perder definición, aunque aún así la información que nos proporcionan es mucha la mejora que se consigue con los telescopios ópticos espaciales es muy grande. No hay más que ver las imágenes que obtiene el telescopio espacial Hubble (ver imagen nº 5).

Ahora vayamos observando el Universo desde lo más cercano a nosotros hasta lo más lejano y comprobemos como nuestros sentido de la vista restringido al espectro visible nos da una visión del Universo muy escueta que debemos ampliar haciendo uso de los avances tecnológicos.

¿ Qué Podemos Aprender Del Sistema Solar Al Observarlo En Distintas Longitudes De Onda ?

El hombre lleva más de medio siglo colocando en orbitas cercanas a la Tierra telescopios espaciales capaces de hacer observaciones astronómicas en casi todas las longitudes de onda. También las sondas interplanetarias que se han enviado a Venus, Marte, o los planetas exteriores del Sistema Solar han ido equipadas con instrumentos apropiados para hacer este tipo de estudios.

Imagen 3. Imágenes de Urano tomadas por la sonda Voyager 2 en 1986. La de la izquierda es en colores adaptados a como lo vería el ojo humano y la de la derecha muestra a Urano con colores falsos

Imagen 4. Imagen de Venus obtenida en el infrarrojo cercano por la sonda Galileo en 1990

Desde un principio las imágenes de Venus en el visible no nos dejaban ver más allá de su densa atmósfera. Sin embargo, al analizar la radiación del planeta en el infrarrojo se pudieron ver más detalles, ya que las zonas de distinta temperatura se muestran con distinta tonalidad y permiten determinar la estructura y composición de las nubes (ver imagen nº 1). También se pudieron obtener mapas de la superficie de Venus, gracias a las ondas de radio que son capaces de atravesar su atmósfera igual que lo hacen en la Tierra.

Las atmosferas de los planetas gaseosos como Urano o Neptuno también son estudiadas con los telescopios de infrarrojos que nos permiten detectar diferencias de temperatura y composición química. Por otro lado, la visión en rayos-X de Júpiter o Saturno muestra detalles de la dinámica de las gigantescas tormentas que tienen lugar en estos planetas (ver imagen nº 2), así como de la interacción del viento solar con las atmósferas de estos gigantes planetas gaseosos donde se generan auroras semejantes a las auroras boreales terrestres.

Es interesante saber que los colores que muestran las imágenes astronómicas suelen ser falsos. Los telescopios que las captan únicamente retienen información del brillo de los cuerpos en las distintas longitudes de onda. Este brillo se representa con valores numéricos que dan un código de color. Este código es reinterpretado con posterioridad por los astrónomos quienes cambian el contraste y el color según lo que les interese enfatizar. A veces el fin es mostrar información al público y entonces se cuida más la belleza de la imagen. La imagen nº 3 muestra a Urano en color real (izquierda) y color falso (derecha). El color real fue procesado tal y como lo vería el ojo humano, esto se consigue simplemente tomando imágenes del planeta con los filtros azul, verde y naranja y luego componiendo las imágenes. El color falso extrema el contraste de manera que quedan muy bien marcados los detalles de la región polar.

Los infrarrojos también nos sirven de gran ayuda a la hora de catalogar los miles de asteroides que vagan por nuestro sistema solar (imagen nº 4). Estos cuerpos a veces tan pequeños casi no reflejan la luz del Sol y son muy difíciles de detectar en el visible. Sin embargo, en el infrarrojo muestran una radiación mucho más uniforme que hacen más fácil descubrirlos, sobretodo cuando su tamaño resulta ser menor de 10 km. Con el Cinturón de Kuiper ocurre algo similar, este cinturón formado por más de 100000 objetos débiles y helados situados más allá de la órbita de Neptuno son muy difíciles de detectar a través de su luz reflejada, sin embargo gracias a su emisión térmica se puede determinar sus albedos y sus propiedades físicas.

Imagen 6. Imagen en el infrarrojo del débil disco que rodea la estrella Beta Pictoris. La luz de la estrella ha sido bloquedada para que el disco quede patente. Esta imagen fue obtenida por el satélite astronómico infrarrojo IRAS

Nuestra estrella, el Sol, también es muy estudiada en todo el espectro desde que se han podido lanzar telescopios al espacio. En general, las imágenes a diferentes longitudes de onda muestran distintas capas de la atmosfera solar. En el visible vemos la capa más interior, su fotosfera, mostrando las manchas solares que en realidad reflejan zonas más frías del Sol. Los rayos-X muestran la estructura de la corona caliente, la capa más exterior de la atmosfera solar, donde las regiones más brillantes corresponden a las violentas llamaradas solares. La imagen ultravioleta muestra otras regiones activas de la parte baja de la corona y de la parte alta de la cromosfera. La imagen infrarroja muestra regiones aún más extensas de gas más frío y denso, donde la luz infrarroja es absorbida. La imagen en radio proporciona información sobre la región de transición entra la cromosfera y la corona.

¿ Y De Nuestra Galaxia ?

Imagen 7. Imagen de Venus obtenida en el infrarrojo cercano por la sonda Galileo en 1990

Imagen 8. Imagen de Venus obtenida en el infrarrojo cercano por la sonda Galileo en 1990

Dentro de nuestra galaxia las estrellas suelen inundarlo todo cuando observamos en el visible, sin embargo el espacio interestelar no está vacío ya que contiene numerosos granos de polvo así como gas atómico y molecular imposibles de ver con telescopios ópticos. Pero como estas nubes absorben luz visible y ultravioleta que hace incrementar su temperatura y remiten en luz infrarroja son mucho más fáciles de detectar cuando se observa con telescopios infrarrojos (ver imagen nº 5).Al observar con radiotelescopios también se obtiene información de donde se sitúan las zonas de hidrogeno neutro lugares donde nacerán futuras estrellas.

Las estrellas cuando nacen están muy calientes y se detectan muy bien en el ultravioleta. Por otro lado, muchas de estas protoestrellas están rodeadas por discos de polvo, estos discos quedan invisibles debido a la luminosidad de la protoestrella, pero pueden ser detectados en el infrarrojo (ver imagen nº 6). Lo mismo ocurre con los planetas extrasolares que giran alrededor de estrellas, estas brillan tanto que la luz reflejada por el planeta resulta insignificante, pero en el infrarrojo la diferencia entre la emisión de la estrella y del planeta se reduce drásticamente. Y de igual manera se pueden llegar a detectar estrellas de baja luminosidad y baja masa como son las enanas marrones, cuerpos demasiado pequeños para mantener reacciones termonucleares que les permitan radiar en el visible.

Muchas veces las estrellas no se encuentran solas, sino que están en cúmulos de estrellas. La observación de estos cúmulos en distintas longitudes de onda nos puede dar información sobre el tipo de estrellas que lo compone (ver imagen nº 7). Por ejemplo si observamos un cúmulo globular en el infrarrojo no vamos a ver prácticamente nada porque al ser un cúmulo formado por estrellas viejas ya casi no le queda polvo que emita en estas longitudes de onda. Tampoco emitirá rayos-X porque estos solo se producen en estrellas más calientes. Igual le ocurrirá en las ondas radio porque no existen campos magnéticos fuertes.

Las estrellas en sus últimas etapas expulsaran material en forma de gas procedente de sus capas externas, mediante explosiones periódicas si la estrella original era pequeña o con explosiones cataclísmicas como las supernovas. El polvo expulsado en ambos casos es estudiado en el infrarrojo proporcionando información sobre la temperatura y composición del material expulsado y sobre la tasa de pérdida de la estrella. En el caso de las supernovas las regiones de sílice, azufre y hierro se estudian observando en rayos-X y con ondas radio se puede ver la radiación sincrotón de los electrones moviéndose a gran velocidad dentro del campo magnético de una supernova.

¿ Y Del Espacio Extragaláctico ?

Las galaxias muestran un aspecto diferente al ser vistas en distintas longitudes de onda. En rayos-X muestran una zona muy brillante que es el centro de la galaxia donde se supone que alberga un agujero negro también emisor de rayos gamma. La imagen ultravioleta revela las estrellas calientes y jóvenes que suelen estar formando los brazos espirales o las partes más renovadas de la galaxia. En el visible se ven estrellas en general que componen la galaxia. Mientras que en el infrarrojo las regiones más brillantes corresponden con áreas donde el polvo está siendo calentado por las estrellas nacientes. Finalmente, de nuevo las imágenes en radio muestran la distribución de hidrógeno .

También es interesante observar la dinámica de las galaxias cuando están chocando unas con otras. Durante años se pensó que Centaurus A era la galaxia activa con emisiones de rayos X más cercana a la Tierra. Cuando se observó en el infrarrojo y radio se vio como aparece otra galaxia espiral barrada sobre la imagen en el visible (imagen nº 8). Las imágenes en rayos-X suelen mostrar chorros enormes de material expulsado del núcleo posiblemente por el agujero negro que se ha visto incrementada su actividad en el choque galáctico.

¿ El Universo Joven ?

Como resultado de la expansión del Universo la energía emitida al principio de los tiempos por las estrellas y las galaxias es desplazada hacia longitudes de onda más largas y lo que antes era radiación óptica y ultravioleta ahora se encuentra en el infrarrojo. Para estudiar pues como y cuando se formaron los objetos del Universo es necesario hacer observaciones en el infrarrojo.

Por otro lado, según las teorías que describen el nacimiento y evolución del Universo la elevada temperatura de este en el momento de nacer debería haberse convertido en un campo de radiación térmica con una distribución única de intensidad respecto a una longitud de onda. Al expandirse el universo, la temperatura ha ido descendiendo alcanzando una temperatura actual de casi el cero absoluto. Sin embargo, para la formación de las estructuras que ahora contiene el universo, estrellas y galaxias, es necesario que existiesen sensibles variaciones de temperatura que han podido ser captadas en el Fondo Cósmico de Microondas por varios satélites.

Estos ejemplos no son más que una muestra insignificante de todo lo que se descubre cada día gracias a poder observar en todo el espectro electromagnético y gracias también a todos esos telescopios y satélites astronómicos que orbitan la Tierra y viajan hasta los confines del Sistema Solar. La ciencia se quedaría muy coja si no hubiésemos aprendido a mirar el Universo con otros Ojos.