Los espectros tomados en el Observatorio Astronómico a objetos como nebulosas o galaxias se realizan con la cámara CCD SBIG-402 junto con el espectrómetro SBIG DSS-7. A continuación se encuentran algunos ejemplos de los datos obtenidos.
Nebulosas
Entre los tipos de nebulosas gaseosas se encuentran las conocidas como nebulosas difusas; tal vez el mejor ejemplo de estas sea la Nebulosa de Orión, ubicada en la espada que sale del cinturón del cazador y catalogada como el número 42 en el catalogo Messier. Esta nebulosa puede apreciarse a simple vista, y, como las nebulosas de su tipo, está estrechamente relacionada con el nacimiento de estrellas. En el interior de M42 se pueden observar cuatro estrellas muy calientes, conocidas como el Trapecio, que iluminan y energizan todo el gas que las rodea. Este grupo de estrellas se puede observar en la siguiente fotografía de la figura 1.
Figura 1: Imagen de M42 a 5 segundos de exposición, tomada con la cámara SBIG ST-402 y usando su rueda de filtros RGB.
Cuando los primeros investigadores obtuvieron espectros de nebulosas como la de Orión, encontraron líneas espectrales de emisión, como las que caracterizan un gas caliente. Algunas de las líneas corresponden a las conocidas como la serie de Balmer, es decir el espectro visible de hidrógeno. En los espectros se observaban otras líneas, aunque no se había identificado el tipo de átomo que las producía, por lo que se sugirió que éste se llamara “nebulio” (originalmente en inglés, “nebulium”). En 1928 gracias al trabajo de I. S. Bowen se estableció que esas líneas realmente pertenecían a transiciones en niveles atómicos de oxigeno doblemente ionizado (O III); estas transiciones son “prohibidas” por las reglas de selección de la mecánica cuántica, aunque en realidad son posibles, pero en general muy improbables. En las nebulosas gaseosas las estrellas jóvenes y calientes emiten cantidades enormes de radiación ultravioleta que al interactuar con el gas circundante generan la ionización de muchos átomos, liberando electrones y protones, que al recombinarse pueden emitir la luz que observamos. Además, los electrones que poseen suficiente energía colisionan con iones de oxigeno y así pueden establecer poblaciones relativamente altas en los estados que se conocen como metaestables, y que generan las transiciones “prohibidas” mencionadas.
Figura 2: Espectro de M42.
El espectro de M42 (*) fue obtenido con un 1 minuto de exposición. Observamos muy bien las líneas espectrales de la serie de Balmer, desde la línea H α en 656 nm hasta H ε cerca de los 400nm, además de las líneas prohibidas de oxigeno en 496 y 500 nm y líneas de helio neutro y azufre ionizado.
GALAXIAS:
Los espectros galácticos son los más difíciles de obtener, debido a que llega muy poca luz proveniente de las galaxias lejanas y con frecuencia los espectros muestran muchas líneas que son producidas por las luces en la ciudad. En el observatorio hemos intentado fotografiar espectros de algunas de las galaxias más brillantes, como la galaxia espiral barrada M83, nuestra vecina en la constelación de Andrómeda (M31) y la galaxia activa M77. Otro problema que se presenta es el seguimiento del telescopio, pues la luz del objeto astronómico puede desviarse de la ranura por la cual debe entrar en el espectrómetro; aunque seguimos trabajando para solucionar el inconveniente, se han podido lograr fotografías de varios minutos. La siguiente gráfica de la figura 3(*) muestra el espectro de 3 minutos de duración de la galaxia M77, perteneciente al tipo de galaxias activas, y al subtipo Seyfert 2. Las galaxias de este tipo tienen un espectro parecido al de las nebulosas de emisión, con líneas que parten del continuo producido por los millones de estrellas que componen la galaxia
Figura 3: Espectro de M77.
En este espectro se alcanza a ver el espectro continuo, aunque con muy poca señal, que no alcanza las 100 cuentas (cabe señalar que la señal de saturación está cerca a 65000 cuentas). Se observan además las líneas de emisión de la serie de Balmer, H α y β (cerca de 650 y 480 nm), además de una línea de azufre ionizado (S II) y dos líneas de oxigeno doblemente ionizado (O III) cercanas a los 500 nm.
Se cree que las galaxias Seyfert tienen en su núcleo un objeto súper masivo, como un agujero negro, cerca del cual hay materia densa que está siendo acelerada rápidamente. Este material caliente produce mucha radiación que puede excitar los átomos que se encuentran formando parte de material menos denso que rodea dicho núcleo. Es este material el que finalmente produce las líneas de emisión que observamos en la Tierra.
* Los perfiles de los espectros han sido graficados usando ESO - MIDAS (European Southern Observatory Munich Image Data Analisys System).
