DIGITALIZACIÓN Y ANÁLISIS DE ESPECTROS AFICIONADOS

Hubo un tiempo en el que se pensó que el hombre podría llegar a adquirir conocimiento sobre cualquier aspecto de la naturaleza a excepción de la composición de las estrellas, pues era evidente que al estar tan lejos jamás se podría obtener una muestra para ser analizada en un laboratorio.

Sin embargo en la actualidad se sabe la composición química del interior de las estrellas, de su superficie, de su atmósfera y hasta de los residuos de las explosiones estelares.

Incluso hay sustancias químicas que se han encontrado primero en el Sol que en la misma Tierra, como es el caso del elemento químico helio, cuyo nombre significa Sol.

Todo esto ha sido posible debido a que, si bien es cierto que aún no hemos ido a las estrellas como para traer su materia y estudiarla, hay algo que nos llega todo el tiempo de ellas y es su luz.

Es a través de la luz que se han podido estudiar a fondo no solo las estrellas, sino también muchos otros cuerpos celestes que puedan emitir o absorber luz, como es el caso de las nebulosas, los planetas, los cometas y muchos otros mas.

Para realizar estos asombrosos descubrimientos los científicos han hecho uso de una herramienta muy útil conocida como espectroscopio que es un aparato relativamente sencillo que separa la luz en sus colores constitutivos.

No pretendo describir como hacer un espectroscopio, mismo que se puede construir con elementos caseros tal como un CD viejo y una caja de leche (ver “Espectros Discontinuos”) sino mas bien como convertir las imágenes obtenidas con este simple aparato a un formato digital y de esta forma comprender como hacen los científicos para obtener información de la luz de las estrellas.

Para hacer lo anterior vamos ha hacer uso del espectro obtenido fotografiando lo que se ve a través de un espectroscopio casero al observar una luz de alumbrado público de sodio al frente de mi casa.

ESPECTRO DE UNA LUZ DE ALUMBRADO PÚBLICO OBTENIDA CON UN ESPECTROSCOPIO CASERO

De esta imagen se tomó el detalle que se veía con mas separación de líneas, mismo que luego se convirtió a un formato de tonos de gris, guardándose luego como archivo de extensión bmp.

Espectro.bmp original

Espectro.bmp en tonos de gris

Este archivo en tonos de gris fue luego transformado a formato de extensión pic, un tipo de archivo utilizado en astronomía para manejar imágenes. Esta conversión se hace con un programa gratuito llamado Iris (http://www.astrosurf.org/buil/us/iris/iris.htm).

El archivo de extensión pic puede ahora ser abierto por un programa gratuito especializado en el análisis de datos espectroscópicos estelares llamado VisualSpec (http://astrosurf.com/vdesnoux/).

APLICACIÓN DEL PROGRAMA VISUALSPEC AL ESPECTRO DE LA LÁMPARA DEL ALUMBRADO PÚBLICO

Lo que sigue es, utilizando un espectro de referencia que se haya corrido en las mismas condiciones de la muestra, o reconociendo la señal de al menos dos picos conocidos del espectro, por ejemplo en este caso picos de emisión del sodio, calibrar el espectro (esto no se hizo en este caso demostrativo).

Cuando se hace esto el programa VisualSpec nos permite identificar a las otras señales del espectro por medio de un menú que nos abre una base de datos para las principales bandas de emisión de los elementos químicos.

MENÚ DEL PROGRAMA VISUALSPEC QUE PERMITE IDENTIFICAR LA SEÑAL DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS PRESENTES EN EL ESPECTRO
(ESTE ESPECTRO NO SE CALIBRÓ)

Guardando las proporciones y en términos generales, lo descrito anteriormente es lo que los astrónomos aplican a la luz de una galaxia lejana o a la luz de la explosión de una supernova, la principal diferencia está por supuesto en que se debe de utilizar un equipo muy sofisticado básicamente porque la luz de la galaxia, por estar muy lejana, es muy débil y porque se debe medir el espectro con la mayor resolución para obtener la mayor información posible.

Para poder apreciar mejor lo anterior veamos el espectro verdadero de un cuerpo estelar obtenido con un equipo profesional, específicamente la nova Aql99 (este y otros ejemplos calibrados vienen en la base de datos de VisualSpec).

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 (LA MANCHA A LA IZQUIERDA ES LA IMAGEN DE LA NOVA)

Del análisis con VisualSpec del espectro calibrado de la nova se puede observar que el pico principal de emisión, alrededor de 6560 Armstrong puede corresponder con la presencia de una serie de elementos, dentro de los que se cuenta el hidrógeno y el helio, que son los mas probalbes candidatos pues son los constituyentes principales de toda estrella.

Sin embargo alrededor de 4880 Armstrong se observan señales atribuibles a metales como el hierro, calcio, cromo y otros lo que nos indica que la nova no es antigua o por lo menos primigenia pues los elementos superiores al helio solo se forman de estrellas de segunda o tercera generación que se han formado del los restos de estrellas anteriores que formaron elementos pesados al morir en una explosión de supernova.

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 EN EL QUE SE DETALLA LA POSIBLE COMPOSICIÓN DEL PICO DE EMISIÓN CENTRADO EN 6560 ARMSTRONG

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 EN EL QUE SE DETALLA LA POSIBLE COMPOSICIÓN DEL PICO DE EMISIÓN CENTRADO EN 4880 ARMSTRONG

De todo lo anterior se pretende haber demostrado que las herramientas que utilizan los astrónomos para determinar la composición de las estrellas están disponibles al científico aficionado y que lo que se requiere para obtener datos de valor científico es un mínimo de equipo (tal vez un telescopio aficionado) y algo de ingenio para aprovechar al máximo las mediciones.

Alberto Villalobos