Bajo la aparentemente adusta expresión “Espectro electromagnético” se aglutinan algunos de los principales mensajeros de que disponemos los astrónomos para estudiar casi todo lo que conocemos acerca del Universo, ya que este espectro tan heterogéneo incluye, entre otras cosas, a la luz misma. Es por ello que al menos no debería hacernos sentir excesivamente ajenos a lo que puede esconderse bajo estas dos palabras. Tratemos de explicarlas un poco más en detalle y veamos cómo pueden ser usadas para la observación directa del Universo.
Comencemos hablando de la fuerza electromagnética, una de las cuatro fuerzas fundamentales que, hasta donde sabemos, existen en la Naturaleza. Una fuerza no es sino aquello que empuja a los cuerpos materiales a moverse y que está causada por alguna propiedad de esa materia cuando se encuentra en algún campo que alberga dicha fuerza. Si hablamos de la fuerza de la gravedad esa propiedad es la masa, que es lo que hace que una partícula sienta una fuerza en un campo gravitatorio. En el caso de la fuerza electromagnética esa propiedad es la carga eléctrica. A principios del siglo XIX el físico danés Oersted descubrió que la fuerza eléctrica y la fuerza magnética están relacionadas ya que los campos magnéticos se generan por efecto de las cargas en movimiento. La fuerza electromagnética es mucho más intensa que la gravitatoria, unos 34 órdenes de magnitud, pero es más difícil que la sintamos en primera persona porque la mayoría de la materia que nos rodea es eléctricamente neutra en promedio. No obstante, su existencia se evidencia, por ejemplo, con la emisión de la radiación electromagnética, que es algo que se produce cuando una partícula cargada está sometida a una fuerza y se acelera, emitiendo energía en forma de radiación. Como estamos rodeados de partículas cargadas que no paran de moverse, esta radiación está por todas partes. Nosotros mismos la estamos emitiendo porque nuestros cuerpos se encuentran a una cierta temperatura, lo cual no quiere decir otra cosa sino que todas las partículas de nuestro cuerpo están en constante vibración. Otra forma de radiación electromagnética que está por todas partes son las emisiones en radio e infrarrojos producidas por los numerosos dispositivos que generan corrientes eléctricas y que solemos tener a nuestro alrededor.
Una de las ventajas que tiene la radiación electromagnética es que resulta un mecanismo muy eficiente de transmisión de la información sobre los cuerpos que la producen o de aquéllos que se topan con ella en su camino. Nos da información sobre las estrellas que la emiten y también sobre las nubes de gas o polvo que la absorben o la re-emiten. La única, y no precisamente despreciable, excepción a esta interacción entre la radiación y la materia es la materia oscura. La materia oscura debería recibir en realidad el nombre de materia invisible, ya que ni emite, ni absorbe, ni refleja, ni dispersa la luz ni ninguna otra de las formas de la radiación electromagnética. Únicamente en el caso en que se aglomeran grandes cantidades de esta materia, como en un cúmulo de galaxias, la luz puede ver alterada su trayectoria porque la masa puede curvar el espacio-tiempo, como ya nos enseñó Albert Einstein en su teoría general de la relatividad. Dado que este tipo de materia resulta ser un 80% de toda la materia que siente la fuerza de la gravedad está claro que tenemos un problema de comprensión profundo sobre la mayoría de lo que compone nuestro Universo y evidencia hasta qué punto nuestro conocimiento actual sobre lo que lo compone está basado en el estudio de la radiación electromagnética.
La forma más sencilla de comprender cómo se transmite la radiación electromagnética es la de una onda. Variaciones espacio-temporales del campo eléctrico y magnético que pueden ser estudiadas con el concepto de longitud de onda, aquella distancia que separa dos máximos o mínimos de estos campos. Esto es equivalente al concepto de frecuencia, que es el tiempo en que la onda vuelve a tener la misma fase. La longitud de onda o la frecuencia de una onda depende directamente de la energía que transmite y ésta, a su vez, es proporcional al movimiento de la partícula cargada que generó la onda. No obstante, aunque los experimentos que evidencian la naturaleza ondulatoria de la luz y de otras radiaciones electromagnéticas son muy claros, durante muchos siglos se sostuvo un intenso debate sobre si ésta no estaría compuesta en realidad por partículas que transmiten la energía. Finalmente la mecánica cuántica y su poca intuitiva manera de describir el mundo microscópico postuló que ambas visiones de este fenómeno son compatibles. De hecho, de nuevo Einstein, describió el fenómeno físico que más se utiliza hoy en día para analizar la luz y que parte de la idea de que la luz está compuesta de partículas llamadas fotones. Este fenómeno se denomina efecto fotoeléctrico y se produce cuando los electrones orbitando alrededor de un átomo sólo pueden ser arrancados si los fotones en el rayo de luz que incide sobre ellos tienen como mínimo la energía necesaria para romper el vínculo que los une a los núcleos de carga positiva, independientemente de la intensidad de la fuente luminosa. Este es el principio que se usa en la mayoría de las cámaras digitales para detectar radiación de distintas frecuencias, aunque no sean perceptibles por el ojo humano.
Pasemos ahora a describir cuál es la otra palabra que nos encontramos bajo este título. La palabra “espectro” que podemos asociar quizá con algo fantasmagórico, tiene su nexo con esta interpretación ya que viene del griego y significa básicamente “aparición”. Esto es justo lo que presenció Isaac Newton cuando hizo pasar luz blanca proveniente del Sol por un prisma de vidrio y vio cómo aparecían rayos de distintos colores por el otro lado. El espectro que vio Newton se debe a que los índices de refracción de algunos materiales dependen de la longitud de onda del rayo de luz incidente lo que hace que se desvíen con un ángulo distinto, siendo los diferentes colores o frecuencias de la luz visible, lo que sale por el otro lado. Es exactamente lo mismo que ocurre en un arco iris cuando los rayos de Sol son dispersados por las gotas de lluvia. Lo que Newton no pudo percibir son las numerosas otras frecuencias que son invisibles al ojo humano y que también se encuentran en los rayos de Sol y en muchas otras radiaciones que son emitidas por distintos cuerpos que hay en el Universo y que abarcan desde las ondas de radio, pasando por los rayos infrarrojos, con una energía menor que la de la luz visible, y también los rayos ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma, en el caso de aquellas ondas con mayor energía que la radiación visible. En todo caso, ni siquiera con los instrumentos adecuados, Newton hubiera podido detectar todas estas emisiones en un rayo de luz del Sol analizado en la superficie de la Tierra porque nuestra atmósfera filtra muchas de ellas. La luz del Sol y de las otras estrellas no encuentra ningún obstáculo en su camino hasta la superficie terrestre, al igual que ocurre con algunas radiofrecuencias, pero no es el caso de la mayoría de las radiaciones infrarrojas y también de los rayos ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma, que sólo pueden ser detectadas y analizadas para su estudio gracias al uso de observatorios espaciales. Las moléculas que se encuentran en la atmósfera absorben la radiación en distintas frecuencias lo que evita que puedan llegar a la superficie.
La parte visible del espectro
También denominado rango óptico, es la que puede ser percibida a simple vista. Ocupa un estrecho rango en longitud de onda que va desde los 400 nanómetros, correspondientes al color violeta, hasta los 700, de un color rojo. Nuestros ojos están adaptados para percibir este rango de longitudes de onda porque es aquel en que nuestra estrella, el Sol, está emitiendo el máximo de su flujo de radiación. Esto ocurre porque hay una relación directa entre este máximo y la temperatura a que el cuerpo que está emitiendo la radiación electromagnética se encuentra que, en el caso de nuestro Sol, es de 6.000 grados Kelvin, sólo 273 grados más que nuestra escala centígrada, y corresponde a un color amarillo. Por tanto el color de las estrellas viene determinado por la temperatura a la que sus fotosferas se encuentran y esto depende a su vez de su masa. Las estrellas más masivas son más calientes y son de color más bien azulado mientras que las más pequeñas son algo más frías y su color tiende a ser rojizo. La luz visible también es característica de las nubes de gas ionizado propias de las regiones con formación estelar, donde hay estrellas muy masivas que están emitiendo radiación ultravioleta. El gas absorbe estos fotones energéticos pero la re-emiten en la parte óptica del espectro como brillantes líneas de emisión que corresponden a transiciones energéticas de los electrones en sus órbitas alrededor de los núcleos. Es por ello que muchas nebulosas presentan esos colores tan brillantes y característicos.
La radiación visible puede ser contemplada a simple vista a través de la atmósfera pero ésta no es completamente transparente a este rango. La radiación visible sufre también dispersión en su paso por la atmósfera y todos los cuerpos parecen más rojizos desde nuestro punto de vista porque las frecuencias más azules se dispersan antes. Este es el mismo principio por el cual el cielo tiene un aspecto azul durante el día. Por ello toda observación astronómica basada en luz visible tiene que ser corregida de este efecto de enrojecimiento atmosférico, aunque tiende a minimizarse en los lugares elevados, donde suelen instalarse los grandes observatorios astronómicos profesionales.
Así pues, cuando contemplamos la imagen de una galaxia lejana, que puede contener casi todos los elementos que podemos encontrar en un objeto astrofísico, su imagen en la parte visible tiende a destacar la parte en que hay mayor número de estrellas. Por ejemplo, en una galaxia espiral, los brazos espirales aparecen de manera muy clara con un color azulado, pues las estrellas masivas y calientes son más brillantes y tienden a ionizar el gas que tienen alrededor. También se ven de forma clara el bulbo o parte central que muestra un color más rojizo pues sus estrellas son más viejas y frías.
El dominio infrarrojo, la luz de los cuerpos fríos
Como ya hemos apuntado todos los cuerpos que están a una temperatura distinta de cero están emitiendo radiación electromagnética, pero ésta no resulta visible. Se trata de la radiación infrarroja, la cual, por ejemplo, puede ser percibida con unas gafas especiales que muestren los cuerpos más calientes. Su descubrimiento se debe a William Herschel, que colocó un termómetro justo por debajo del color rojo en un espectro visible dispersado, notando que era la zona que más calor recibía a pesar de no corresponder a ningún color, así que los bautizó como rayos calóricos.
Su uso en astronomía se ha visto impulsado en los últimos años ya que la mayoría de su rango no puede atravesar la atmósfera, salvo en ciertas zonas que se denominan ventanas. Paradójicamente, los rayos infrarrojos sí son capaces de atravesar las nubes de polvo interestelar por lo que su estudio abre una puerta a la observación directa de regiones que están veladas a su observación directa mediante longitudes de onda ópticas, como es el caso del centro de nuestra Galaxia, el interior de nebulosas donde se están formando estrellas y planetas, o galaxias activas con centros con grandes concentraciones de gas y polvo. Además permite la localización y estudio de cuerpos que no están tan calientes como las estrellas y de los que siempre se ha dicho que no emiten con luz propia. En realidad planetas y asteroides sí emiten luz propia, pero con una longitud de onda tan baja que sólo resultan visibles con un detector de rayos infrarrojos en aquellos casos en que no reflejen la luz del Sol.
La observación directa de una galaxia espiral con rayos infrarrojos sería muy distinta en función del rango que estemos observando. El rango infrarrojo cercano resulta visible aún desde la Tierra, desde una micra de longitud de onda hasta unas cinco micras. Esta emisión traza las poblaciones estelares más frías y se extiende por todo el disco de la galaxia. El infrarrojo medio abarca hasta las 300 micras y es producido sobre todo por el polvo interestelar, así que una galaxia espiral muestra las zonas en que éste se concentra, muchas veces cerca de los brazos espirales donde hay mayor densidad de estrellas. En los últimos años han proliferado las imágenes provenientes de observatorios espaciales como Spitzer o Herschel que han abierto una nueva ventana a lo que estas nubes ocultan. Además la observación del infrarrojo cercano con telescopios como el James Webb ayudará a analizar las emisiones ópticas de la primera generación de galaxias que, debido a la expansión del Universo, se han desplazado tanto hacia el rojo que no pueden ser observadas por los instrumentos ópticos.
Las ondas de radio
No me voy a extender mucho sobre este rango, sobre el que ya escribí otro artículo (“Sintonizando con las estrellas”), pero no hay que dejar de destacar que este rango ha supuesto una increíble nueva manera de mirar al cielo. La mayoría de la emisión en radio que viene del Universo está asociada a las partículas cargadas que son aceleradas por los campos magnéticos producidos por estrellas de neutrones o agujeros negros o bien las transiciones electrónicas propias de moléculas como el hidrógeno, abundante en el espacio que hay entre las galaxias mucho más lejos de lo que las estrellas podrían indicar.. Así pues, una galaxia que es observada por una antena de radio mostrará una emisión que se concentra en su centro si dispone de un agujero negro central activo y de otros cuerpos que se distribuyan por su disco con intensos campos magnéticos, además de las nubes moleculares que puede haber entre los brazos espirales o conectando otras galaxias cercanas con las que está en interacción.
En la próxima década instalaciones como ALMA, en el submilimétrico, y SKA, en un rango algo mayor, con cientos de antenas que mejorarán la resolución espacial de las fuentes radioemisoras, van a mostrar muchas cosas nuevas acerca de objetos tanto en nuestra Galaxia como en otras, en un grado de detalle que será muy difícil de igualar con cualquier telescopio óptico por muy grande que sea su espejo primario.
Los rayos ultravioleta, la huella de las estrellas masivas
Pasemos ahora a describir las radiaciones electromagnéticas que se encuentran a una frecuencia mayor que la luz visible. La inmediatamente superior es la que corresponde a la radiación ultravioleta. Fue descubierta por el físico alemán Ritter cuando colocó sales de plata por encima del color violeta en un espectro de luz solar y comprobó que resultaban oscurecidas así que los bautizó como rayos químicos. Es conocido el hecho de que estas frecuencias son altamente dañinas para la vida y pueden ocasionar mutaciones serias en los códigos genéticos por lo que suelen ser usadas como esterilizantes, así que la vida en la superficie de la Tierra no pudo desarrollarse hasta que la atmósfera creara una capa protectora que los filtrase. Esta capa está compuesta por ozono y es el producto de la acción de las bacterias autótrofas durante muchos millones de años.
Los rayos ultravioleta son sólo visibles mediante detectores espaciales, como el satélite GALEX, y muestran eventos y escalas de temperatura mayores a las de las estrellas típicas que forman las galaxias. Una imagen de una galaxia espiral en ultravioleta muestra ciertas zonas que se concentran en lugares concretos de los brazos espirales y que tendrían una población de estrellas muy masivas y brillantes. El telescopio espacial Hubble ha usado durante décadas sus detectores ultravioleta para enseñarnos imponentes imágenes de regiones de formación estelar y de galaxias de las primeras etapas de la formación del Universo.
Los rayos X y gamma, testimonio del Universo más violento
Para finalizar, los rangos más energéticos de la radiación electromagnética corresponden a aquellas longitudes de onda por debajo de los 150 nanómetros y que son producidas por cargas aceleradas por procesos físicos que involucran grandes energías, tales como las explosiones de supernova o la acreción de materia alrededor de un agujero negro. Al igual que ocurre con los rayos UV, sólo pueden ser detectadas mediante instrumentos en órbita terrestre, donde la atmósfera no los intercepta.
Los rayos X, que son los inmediatamente más energéticos a los ultravioleta, fueron descubiertos en el año 1895 por el alemán Röentgen, que hacía experimentos con la emisión de ciertos gases sometidos a muy alto voltaje y que descubrió que eran capaces de atravesar ciertos tejidos y materiales. La X que denota el desconocimiento sobre su naturaleza en la época en que fueron descubiertos ha permanecido hasta hoy en día. Por su parte, los rayos gamma fueron descubiertos por Paul Villard y su nombre viene de la tercera letra del alfabeto griego como uno de los tres tipos de desintegraciones radiactivas de la materia y en que se clasifican distintos tipos de partículas energéticas que son emitidas. Las dos primeras, alfa y beta, corresponden realmente a partículas materiales, núcleos de átomos de helio y electrones libres, mientras que la gamma es una radiación electromagnética de una energía tan grande que es difícil percibir su naturaleza ondulatoria. Los rayos gamma corresponden a fenómenos realmente energéticos y su emisión sólo puede ser debida a la explosión de estrellas muy masivas en eventos individuales que se denominan Estallidos de Rayos Gamma.
La imagen de una galaxia espiral en rayos X muestra una distribución homogénea de fuentes puntuales de rayos X que suelen corresponder a la presencia de agujeros negros binarios que están tragando el material de alguna estrella compañera y, en el caso de tratarse de galaxias activas, una emisión muy intensa en su centro.
En resumen, la astronomía actual se ha visto muy reforzada por la ampliación del estudio de todo el espectro electromagnético para cubrir la tremenda heterogeneidad de las energías que entran en juego en todos los procesos físicos que se producen en el Universo. Desde las inmensas cantidades de energía vertidas por los procesos más violentos, que involucran explosiones de supernova y acreción de materia en los agujeros negros, a los fríos planetas y nubes de gas molecular que reposan mucho más allá de donde podemos observar estrellas en una galaxia. No obstante hay barreras infranqueables que la radiación electromagnética no puede ayudarnos a traspasar, como el desentrañamiento de la materia oscura o las primeras fases ocurridas tras el Big Bang, en que los fotones no podían viajar libremente por el Universo para traernos su mensaje. El uso de otras fuentes como las ondas gravitatorias será sin duda un elemento más que ayudará a seguir perfilando la actual idea que tenemos de nuestro Universo.
---
Puedes ver una charla sobre este artículo que Enrique Pérez dió en Lemon Rock Granada, el pasado 27 de Febrero de 2019.