Estoy a punto de finalizar un trabajo sobre galaxias con imágenes del Sloan Digital Sky Survey (ya os contaré), pero mientras tanto, hay una idea a la que sigo dando vueltas. En el proyecto utilizo recortes RGB de las galaxias, similares a las imágenes que vemos en el explorador de SDSS. Sin embargo, detrás de cada JPEG hay bastante más información de la que aparece en sus tres canales de color.
SDSS no observa el cielo únicamente en rojo, verde y azul. Su cámara fotométrica trabaja con cinco filtros llamados u, g, r, i y z, que cubren desde el ultravioleta cercano hasta el infrarrojo cercano, lo que plantea la siguiente pregunta: ¿podemos asociar cada canal con distintos materiales o compuestos presentes en una galaxia?
La respuesta corta es sí, pero solo de manera indirecta y con muchos matices. No sería correcto construir una equivalencia sencilla del tipo u = hidrógeno, g = oxígeno o r = nitrógeno. Los canales ugriz no son detectores de elementos químicos, sino filtros fotométricos de banda ancha.
Cinco ventanas para observar la misma galaxia
Un filtro fotométrico permite pasar un intervalo de longitudes de onda y bloquea buena parte de las demás. La cámara mide toda la luz que atraviesa esa ventana y la integra en un único valor de flujo para cada píxel.
Las longitudes de onda medias de los cinco filtros de SDSS son aproximadamente:
| Canal | Longitud media | Qué suele destacar | Características espectrales próximas en reposo |
|---|---|---|---|
| u | 355,1 nm | Estrellas jóvenes y calientes, formación estelar reciente | Salto de Balmer y [O II] 372,7 nm cerca del extremo rojo |
| g | 468,6 nm | Poblaciones azules y regiones de formación estelar | Hβ 486,1 nm y [O III] 495,9/500,7 nm |
| r | 616,5 nm | Continuo estelar y regiones H II en galaxias cercanas | Hα 656,3 nm, [N II] 654,8/658,3 nm y [S II] |
| i | 748,1 nm | Estrellas más frías, poblaciones antiguas y estructura estelar | Predominio del continuo rojo, con menor efecto del polvo |
| z | 893,1 nm | Poblaciones frías y luz estelar en el infrarrojo cercano | Continuo de estrellas antiguas y rasgos desplazados por redshift |
Estas longitudes medias no son fronteras rígidas. Cada filtro tiene una curva de transmisión: deja pasar unas longitudes de onda con mayor eficiencia que otras y pierde sensibilidad gradualmente hacia sus extremos. Además, la respuesta real no depende solo del cristal del filtro, sino también del detector, el telescopio y la atmósfera.
Por tanto, la tabla anterior debe entenderse como una guía física, no como un diccionario exacto entre bandas y elementos.
El canal r y la línea Hα
El ejemplo más intuitivo aparece en el filtro r. La línea Hα se produce cuando un electrón del hidrógeno cae del tercer al segundo nivel energético. En regiones H II, donde estrellas jóvenes y masivas ionizan el gas que las rodea, esta emisión puede ser muy intensa.
Su longitud de onda en reposo se suele expresar aproximadamente como:
λHα ≈ 656,3 nm
En una galaxia cercana, Hα cae dentro de la banda r. Una región con formación estelar activa puede aportar, por tanto, un exceso de flujo en ese canal.
Pero no podemos concluir: mucho flujo en r → mucho hidrógeno
El filtro r también recoge el continuo emitido por millones de estrellas, la contribución de otras líneas espectrales, el efecto del polvo y cualquier otra radiación comprendida dentro de su curva de respuesta. Hα puede contribuir al brillo total, pero no está aislada.
Hay además un pequeño detalle técnico que descubrí al trabajar con espectros reales. El valor de 656,28 nm corresponde aproximadamente a la longitud de onda de Hα en aire. SDSS almacena sus espectros utilizando longitudes de onda en vacío, donde la misma transición aparece alrededor de 656,46 nm, o 6564,6 Å. No es que el hidrógeno haya cambiado de opinión: cambia la convención utilizada para expresar la longitud de onda.
Fotometría frente a espectroscopía
La diferencia esencial puede resumirse con una analogía. La fotometría ugriz es como recoger la luz de una galaxia en cinco cubos grandes. Al terminar sabemos cuánta energía ha caído en cada cubo:
Fu, Fg, Fr, Fi, Fz
La espectroscopía, en cambio, divide la luz en cientos o miles de intervalos muy estrechos y nos proporciona una función continua:
F(λ)
Entonces sí podemos identificar picos o valles concretos:
- Hβ, alrededor de 486,1 nm.
- [O III], especialmente en 500,7 nm.
- Hα, alrededor de 656,3 nm en aire.
- [N II], alrededor de 654,8 y 658,3 nm.
- [S II], alrededor de 671,6 y 673,1 nm.
Al medir la intensidad relativa de estas líneas podemos estudiar hidrógeno ionizado, abundancias químicas, metalicidad, formación estelar e incluso distinguir si la ionización procede principalmente de estrellas jóvenes o de un núcleo galáctico activo.
La fotometría ofrece menos resolución espectral, pero tiene una enorme ventaja: permite observar muchísimos más objetos y conservar información espacial de toda la galaxia. Un espectro clásico de fibra describe la luz recogida en una región concreta pero las cinco imágenes FITS nos muestran cómo se distribuye el flujo de cada banda píxel a píxel.
El redshift cambia el significado de cada banda
Aquí aparece una complicación que conecta directamente con lo que expliqué al hablar de cómo se calculan las distancias mediante redshift. Las líneas espectrales no permanecen siempre dentro del mismo filtro. La expansión del universo desplaza sus longitudes de onda observadas hacia el rojo:
λobservada = λemitida(1 + z)
Para una galaxia con z = 0,1, Hα se observaría aproximadamente en:
λobservada = 656,3 × (1 + 0,1) ≈ 721,9 nm
Ya no contribuiría principalmente al canal r, sino que se desplazaría hacia la región cubierta por i. A redshifts todavía mayores acabaría entrando en z y, finalmente, saldría por completo del rango óptico de SDSS.
Esto significa que el contenido físico de una banda depende del redshift del objeto. Comparar directamente dos galaxias situadas a distancias muy diferentes equivale a observar regiones distintas de sus espectros con los mismos filtros. Para llevarlas a un marco comparable se utilizan correcciones como la k-correction, que intenta reconstruir cómo serían sus magnitudes y colores en el sistema de reposo.
Un modelo de aprendizaje automático también puede descubrir esta dependencia. Si el conjunto de entrenamiento contiene correlaciones entre redshift y clase morfológica, la red podría apoyarse en el desplazamiento de las características espectrales en lugar de aprender únicamente la forma de la galaxia. Puede ser información útil, pero también una fuente de sesgo si no se controla.
Los colores astronómicos no son colores corrientes
En astronomía, un color suele ser la diferencia entre las magnitudes medidas en dos filtros:
u − g, g − r, r − i, i − z
Como la escala de magnitudes es logarítmica, estas diferencias representan cocientes entre flujos. Nos dicen cómo se reparte la energía de la galaxia a lo largo del espectro.
Una galaxia con formación estelar reciente contiene estrellas jóvenes, masivas y muy calientes que emiten con fuerza en longitudes de onda cortas. Por ello suele mostrar más flujo relativo en u y g y aparece en la llamada nube azul.
Una galaxia dominada por estrellas antiguas y frías tiene menos emisión ultravioleta y una mayor contribución relativa en r, i y z. Tiende a situarse en la secuencia roja.
La separación no es absoluta. Existen elípticas azules, espirales rojas, galaxias apagadas, brotes recientes de formación estelar, núcleos activos y sistemas con grandes cantidades de polvo. Aun así, la bimodalidad entre poblaciones rojas y azules aparece con enorme claridad en los datos de SDSS y guarda una fuerte relación estadística con la morfología.
Los colores aportan información sobre:
- La edad media de las poblaciones estelares.
- La historia reciente de formación estelar.
- La cantidad y distribución del polvo.
- La metalicidad, aunque con importantes degeneraciones.
- La relación entre disco, bulbo y regiones activas.
- El tipo de galaxia y su estado evolutivo.
El problema es que varias combinaciones físicas pueden producir colores parecidos. Una población antigua puede ser roja, pero una población joven muy oscurecida por polvo también. Para romper estas degeneraciones hacen falta más bandas, espectros u otra información complementaria.
Una galaxia observada con cinco ojos
Los canales ugriz no nos entregan cinco mapas independientes de elementos químicos. Cada uno recoge una mezcla de continuo estelar, líneas de emisión, absorción, polvo y desplazamiento cosmológico dentro de una banda ancha.
Pero esa limitación no los hace pobres. Al contrario: juntos ofrecen una versión de baja resolución del espectro y, al mismo tiempo, conservan la estructura espacial de la galaxia. Nos permiten intuir dónde nacen estrellas, qué regiones están dominadas por poblaciones antiguas, cómo cambia el color entre el bulbo y los brazos y qué historia evolutiva podría esconderse detrás de su apariencia.
Una imagen RGB nos enseña cómo parece una galaxia. Las cinco bandas ugriz empiezan a contarnos por qué parece así.
Para profundizar pueden consultarse la descripción oficial de la cámara y las curvas de transmisión de SDSS, el trabajo técnico sobre las funciones de respuesta fotométrica del instrumento, la explicación de SDSS sobre las longitudes de onda en vacío de sus espectros y el estudio clásico sobre la relación entre colores y tipos de galaxias en SDSS.