LOS FILTROS ASTRONOMICOS Y LA
LUZ
A medida que nos vamos
adentrando en la investigación nos encontramos con que son mas cosas las que
tenemos que corregir, ahora entra en el juego un nuevo factor, a la hora de
hacer mediciones bien sea fotométricas “medidas
del brillo de las estrellas” o de algún tipo, o para tomar cierto tipo de
imágenes se nos presenta un problema, y es el de que tenemos que saber que tipo
de luz y en que cantidad esta entrando en el detector, esto lo vamos a subsanar
con el uso de filtros, los cuales dejan pasar solo la luz que queremos y en la
cantidad necesitada, ellos están centrados en un
sistema estándar internacional sean del tipo que sean. voy a poner un ejemplo: En el caso de fotografía planetaria cuando
vamos a obtener una imagen del planeta Marte si queremos ver su superficie
debemos usar un filtro rojo para que la turbulencia de su atmósfera no nos
difumine los detalles, estro sucede porque la luz azul y verde que llega del
sol al planeta rebota con su atmósfera hacia la tierra, entonces vemos su
atmósfera como un reflejo azul que tapa en cierta medida su superficie, pero la
luz roja pasa hacia adentro del planeta y rebota con la superficie, La luz roja
tiene una longitud de onda mayor y para ella la atmósfera de Marte es mas transparente
que para la luz verde y azul por
lo que nos muestra detalles de su superficie, la turbulencia de la atmósfera,
las nubes y la arena de las tormentas marcianas no la afecta tanto y los
detalles en su superficie se ven mas finos, por eso es recomendable poner un
filtro rojo al detector ya que deja parar solo la luz roja y bloquea la azul y
verde.
Este fenómeno se da
también en las nebulosas,
el gas de las nebulosas y el polvo es mas transparente a la luz
roja e infrarroja, entonces cuando la vemos en esta luz podemos ver objetos que
están mas adentro de ella porque esta luz no fue bloqueada en tanta medida como
la azul y la verde.
Las dos imágenes de abajo son la misma toma pero la izquierda esta
tomada sin filtro y la de la derecha con un filtro rojo.
Imágenes 1
/8/ 2003 Commission des observations planétaires de
la Société astronomique de France
Vemos que en la imagen con el
filtro rojo no aparece la atmósfera “esos reflejos azules”, es evidente que se aprecian detalles más
finos la imagen de la derecha, ahora
bien poniendo por el contrario un filtro azul podemos ver los detalles de la
atmósfera de Marte.
Los filtros son accesorios
indispensables para amplificar el contraste de los sutiles detalles
planetarios, a menudo de tonos tan parecidos que resultan muy difíciles de
diferenciar sin ayuda. Disponer de una amplia colección es así algo
imprescindible para un observador planetario serio, quien de acuerdo a su intuición
y experiencia, seleccionará el filtro más adecuado para dar contraste a aquella
característica planetaria que desee destacar. Sin embargo, el desembolso
necesario para conseguir una buena colección puede ser considerable, por lo que
es aconsejable reducir la cantidad a unos pocos, bien escogidos.
Para continuar, tenemos que
saber que tan roja es la luz que deja pasar ese filtro. Porque hay muchos
matices de rojo.
Veamos primero que la luz se
compone de todos los colores, cuando la descomponemos con un prisma se va
viendo cada uno de ellos, uno detrás del otro, esto es a lo que llamamos ESPECTRO, ver figura de abajo, un buen
ejemplo pasa cuando vemos la luz reflejada en un CD de música.
En el caso de las imágenes de
Marte, sabemos que es luz roja la que entro al censor proveniente del planeta,
pero ¿que zona del espectro rojo es, la A, B, o C señaladas
en la figura de abajo?... o la parte aun mas a la derecha? Para esto
el espectro se divide en todo lo largo según la longitud de onda que tiene cada
región, esto se debe a que cada fotón de luz de cada color del espectro no
tiene la misma energía, y según la energía la longitud de onda es diferente.
Un fotón de luz azul tiene mas
energía que uno de luz roja siendo fotones los dos, esto es debido a que la luz
se origina en las interacciones que se dan lugar en los átomos, un átomo esta
compuesto por protones (partículas positivas), neutrones (partículas
neutras), y electrones (partículas negativas), los electrones giran alrededor
del núcleo formado por protones y neutrones en las llamadas capas que son 8,
cada capa soporta un numero determinado de electrones “contando que el atomo este estable, osea en su
nivel de energía mas bajo llamado fundamental”, y cada capa tiene distancias
diferentes del núcleo, Esto es lo que pasaba cuando explique lo de los iones en
el apartado de astrofotografía con película, a la plata le falta energía
negativa y esta se la proporcionan los fotones, con esto se volvía plata y a lo
que no le llegaba luz no se volvía plata y se disolvía con el revelado.
Pero volviendo al ejemplo; cada capa soporta un numero de electrones en nivel fundamental, si algún electrón recibe por ejemplo radiación ultravioleta de una estrella cercana, este se va a excitar por haber absorbido esta energía, el átomo por naturaleza volverá a su estado de equilibrio por tener mas energía negativa que positiva y va a emitir el exceso de energía en forma de un fotón “luz” que va a ser proporcional a la energía liberada imagen izquierda abajo.
La imagen derecha fue tomada por el telescopio espacial Hubble, muestra una nube iluminada por la luz de la estrella luminosa Merope. Localizada en el cúmulo estelar de las Pléyades.
En la
imagen de arriba la luz no excita el gas, sino que el gas refleja la luz de la
estrella merope como un espejo, a este tipo de
nebulosa se llama NEBULOSAS DE REFLEXION,
en los casos mencionados arriba donde la luz excita el gas se denominan NEBULOSAS DE EMISION.
El color
de la luz depende también de la energía, y esta de la temperatura, a mayor
energía mayor temperatura, por esto cuando un electrón tiene mas energía que su
nivel fundamental, pasa a una orbita mas alejada del núcleo hasta que emita el
excedente de energía ver figura arriba izquierda, con el cual
volverá al la capa que estaba al principio y el átomo quedara estable de nuevo.
Por esto debemos conocer que
parte de la luz deja pasar el filtro, porque dos regiones de la luz roja, son
rojas las dos, pero pueden corresponder a diferentes interacciones atómicas una
de la otra, y solo descomponiendo la luz con un espectrógrafo se puede ver cada
línea del espectro correspondiente a cada interacción de cada elemento químico
por separado, si nos volvemos a fijar en la figura del espectro arriba
nos daremos cuenta de que hay unas líneas oscuras a todo lo largo del mismo,
esto se debe a que: o no hay reacciones que emitan luz en esa longitud de onda,
o si la hay pero hay una nube de gas interestelar o la misma atmósfera de la estrella
que no deja pasar esa parte de la luz hacia nosotros, de hecho, esas líneas
corresponden a esos casos y a otros mas en el mismo espectro, en esto consiste
el análisis espectral, esta es la rama de la astronomía conocida como
espectroscopia.
En el caso de los aficionados es
difícil practicar esto mas que todo por instrumentación, ya que al descomponer
la luz en su espectro se hace aun mas débil la misma, y ya de por si hemos
visto lo débiles que son estos objetos, pero se puede realizar en estrellas brillantes o planetas. En la figura de abajo
se ve una imagen del cúmulo M45 conocido como las pléyades con los
espectros de sus estrellas.
Estos espectros se seleccionan “ver
imagen de abajo”, y se corta una franja del centro, y se nos muestra las líneas
oscuras “de absorción” y las brillantes “de emisión” y más abajo se muestra su curva
señalando sus intensidades, las partes altas de la curva corresponden a zonas
luminosas y las bajas a zonas oscuras.
Hay programas que con introducir la imagen del espectro en el programa nos dan de una vez el nombre de los elementos de cada línea, su intensidad en porcentaje y donde dice lambda la longitud de onda a que corresponde con altísima precisión, ver imagen de abajo.
La longitud de onda se señala
siempre en ángstrom o en nanómetros
(6.000
ángstrom son 600 nanómetros) un manómetro es la milésima parte de una micra o la milmillonésima parte de un metro.
Pero no se necesita llegar al análisis espectral para obtener datos de
valor científico, aunque hay aficionados que lo practican con éxito.
TENEMOS UNA OPCION USANDO LOS FILTROS
Los filtros son de varios tipos: de banda ancha, banda media, bandas estrechas e interferenciales.
Los de banda ancha tienen una
banda pasante de 1000 ángstrom o 100
manómetros, los de media de 500, los estrecha de 100, los interferenciales
de 30, 20 etc.
Ellos separan secciones del espectro donde están contenidas ciertos grupos de líneas espectrales que nos interesan.
Aparte de la luz que deja pasar
determinado filtro hay que tener en cuenta que el censor registra determinado
tipo de luz, no todos registran la misma parte de el espectro ni de igual
manera, esto depende de la marca, modelo, etc. esto se llama eficiencia quántica.
Con el sistema de fotométria UBVRI también conocido como sistema Jonson
con extensión roja e infrarroja, las siglas equivalen a la ventana del
espectro que deja pasar, U: ultravioleta, B: azul, V: visual, R: rojo, I: infrarrojo, el usar bandas
concretas del espectro se debe a la siguiente razón:
Cuando
se ideo el sistema UBV por H. L. Johnson y W. Morgan en
1951; se hizo con la intención de separar las emisiones de
ciertas interacciones de determinados elementos en este caso el hidrogeno, que
es el elemento más abundante en el universo, el hidrogeno tiene interacciones que
se agrupan es series:
Las serie de Lyman corresponden a transiciones hacia el nivel de energía más bajo o
fundamental, y debido a que los fotones emitidos en un salto tan largo tienen
mucha energía son fotones ultravioleta por esto estas líneas de emisión están
en el ultravioleta.
La serie de Balmer implica transiciones al segundo nivel (menos energéticas las
transiciones). Esta serie incluye transiciones situadas en el espectro visible
y asociadas cada una con un color diferente.
La serie de Paschen aun menos energéticas porque el salto es aun más corto (hacia el 3er
nivel) y por tanto los fotones liberados están en el infrarrojo.
Entonces el diseño de los filtros no puede ser
cualquiera pues entrarían líneas espectrales correspondientes a interacciones
que no nos interesan y contaminarían la información.
Una de las principales aplicaciones de estos filtros
es en la fotometría que consiste en medir el brillo de algunas estrellas que no
tienen brillo constante y se les llama estrellas
variables el estudio de su cambio de brillo a través del tiempo permite
obtener gran cantidad de datos sobre ellas y es uno de mis intereses
principales pero que no he podido desarrollar hasta ahora por falta de una
cámara CCD. Para que las mediciones
sean aun mas precisas se hacen a través de un filtro de sistema estándar
internacional, así muchos observadores pueden unir sus observaciones para
trabajar en conjunto ya que todos usaron la misma región del espectro para la
medición de brillo y los mismos métodos de reducción de datos con esto se va a
obtener lo que se conoce como curva de luz que es la oscilación del brillo de
la estrella en función del tiempo, pero esto lo expirare en el apartado
estrellas variables y fotometría.
Con el fin de hacer fotometría en cada banda con los
antigua fotómetros fotoeléctricos donde se usaba un fotomultiplicador
para recoger y preamplificar la luz de la estrella por medio de varias etapas
multiplicadoras y de este modo contabilizar su brillo, Una de las
prescripciones hechas para esto fue la del astrónomo alemán Bessel (1979) para el sistema COUSIN que empleaba un fotocátodo
de Arseniuro de Galio (GaAs) RCA C31034, pero los actuales detectores en su gran
mayoría cámaras CCD, no tienen nada
que ver con esa respuesta espectral, osea con su
sensibilidad en los diferentes colores del espectro “EFICIENCIA CUANTICA” de aquellos instrumentos, que aun hoy son de
altísima precisión, con el costo de lo laborioso de trabajar con estos equipos.
Para esto se han hecho correcciones en las ecuaciones para usarlas con cámaras CCD.
El sistema Cousins es diferente al Johnson en lo que respecta al
rojo e infrarrojo, ya que fue modificado tomando en cuenta el desarrollo en la
sensibilidad de la parte roja e infrarroja de los detectores.
Aquí muestro en un documento Excel los valores
numéricos de las curvas para el sistema de fotometría Johnson en las bandas: B, V,
R, I. Curvas Johson.
La figura abajo muestra las
curvas de trasmisión de los filtros PETI
que son UBVRI, pero las curvas del
documento Excel son más precisas, estas pueden ver en gráficos usando la función
de gráficos del programa Excel.
Aparte de esto el material con
que esta plateado el espejo de nuestro telescopio o el material del lente, si
es refractor, tienen una curva de trasmisión diferente para cada material en
cada longitud de onda, por ejemplo los espejos recubiertos de plata, no son
buenos para trabajos en el espectro ultravioleta como de ve en el grafico de
abajo, las medidas de longitud de onda son arbitrarias.
Abajo le pongo una fotografía
del espejo de mi telescopio esta plateado con aluminio y es de 15 cm. de
diámetro, y por contraste a la derecha les muestro el espejo de uno de los
telescopios de nueva tecnología de los telescopios del ESO “EUROPEAN SOURTEN OBSERVATORIO”
ya se ve la importancia de
conocer el para que de los filtros en astronomía aunque para conocer su
funcionamiento en cuanto a su construcción aquí les muestro una recopilación de
información que me estudie de Internet hace tiempo.
Y aquí les doy para descargar un
manual sumamente útil y educativo para la observación de estrellas variables
editado por
Iniciacion a la observacion de
estrellas variables.pdf
Una vez entendido esto podemos continuar con el siguiente
apartado