Estos aparatos o sensores muestran la parte visible del espectro. El primero que se fabricó fue es espectroscopio, y con su invención, realizada por Joseph Von Fraunhofer en 1814, se considera que empezó la astrofísica. Fraunhofer trabajó en la dispersión de la luz, descubierta por Newton mejorando el efecto gracias a la fabricación de prismas cada vez más perfectos. Una vez mejorada la calidad del espectro, observó una serie de líneas oscuras, repartidas por todos los colores y se le ocurrió incorporar una lente para ampliar los detalles de las líneas, apareciendo el primer espectroscopio.
Las mejoras sucesivas hasta llegar a los aparatos actuales fueron sustituir el ocular o micrómetro por un fotómetro que midiera cantidad de luz, obteniéndose un espectrómetro o por una película, al principio y posteriormente por una CCD llegando al espectrógrafo. Internamente el componente que genera el espectro, pasó de ser un prisma a una red de difracción.
La utilización de este instrumento para la astronomía, que la convirtió en astrofísica fue posible tras los estudios de Kirchhof y Bunsen que identificaron esas líneas oscuras como los rastros de elementos químicos situados entre la fuente de luz y el aparato y finalmente todo el desarrollo de la física cuántica, que explicó definitivamente el proceso atómico que provoca tanto la aparición como la posición en el espectro de estas líneas oscuras. Así mediante el análisis de un espectro es posible detectar átomos, iones o moléculas.
El proceso de obtención de un espectro con un espectrógrafo es el siguiente: en el foco de un telescopio se coloca un obstáculo que deje pasar sólo una rendija estrecha de luz. La luz procedente de eta rendija se hace atravesar una red de difracción que descomponga la luz en su espectro, que se hace finalmente incidir sobre una CCD que registra la imagen. Esta imagen pasa por un procesado informático que en un primer paso se normaliza en flujo de luminosidad y después se calibra comparando el espectro obtenido con otro disponible de una muestra de laboratorio. De esta manera, las líneas espectrales se identifican con compuestos o elementos químicos determinados.
Esquema de un espectrógrafo: A – Haz de luz incidente. B – Rejilla. C – Colimador. D – Red de difracción. E – Tornillo de orientación. F – Objetivo. G – CCD. Créditos UCM
Al principio sólo eran detectables elementos muy abundantes (que causaban líneas espectrales muy marcadas), con el perfeccionamiento de los aparatos (aumento de líneas en la red de difracción, precisión en el calibrado) es posible detectar elementos y compuestos químicos más tenues. La punta de lanza en este sentido hoy día es gracias a la exactitud en el tratamiento en la sustracción de imágenes digitales, es la detección de componentes atmosféricos en exoplanetas mediante la espectroscopía de alta resolución.
Otro paso importante de la extracción de información de un espectro fue la incorporación del efecto Doppler en el análisis de las líneas espectrales. Se observó que el espectro de una fuente lejana de luz mostraba el desplazamiento de todas las líneas espectrales hacia el color rojo del espectro, con respecto al espectro de una fuente similar en un laboratorio. Este es el llamado desplazamiento al rojo. Esto permitió un método de calcular las distancias astronómicas, básico hoy día. En principio, debido a la precisión inicial de la calibración y la definición del espectro, sólo era posible detectar desplazamientos significativos, que según el efecto Doppler que mantiene que esos desplazamientos aparecen cuando las velocidades de las fuentes son comparables a la velocidad de la onda (en este caso la velocidad de la luz). Esto se traduce en medir solo grandes distancias (galácticas o extragalácticas). Con el paso del tiempo, los métodos se afinaron tanto que, de pasar a medir velocidades de cientos de kilómetros por segundo, se ha pasado hoy día a medir desplazamientos de metros por segundo o incluso de centímetros por segundo. Es la llamada espectroscopía Doppler, que sirve entre otras cosas a detectar sistemas estelares dobles muy próximos (binarias espectroscópicas), movimientos propios de estrellas y cúmulos estelares y últimamente con las velocidades más bajas registradas podemos identificar exoplanetas girando en torno a las estrellas de las que obtenemos sus espectros.
Otro avance significativo de la espectroscopía fue la incorporación de estos sensores en sondas espaciales, lo que permitió extender el rango del espectro a estudiar. La atmósfera terrestre posee compuestos químicos que filtran parte del espectro que se extienden en ambos lados de la ventana visible. Por un lado, el vapor de agua y el dióxido de carbono absorben radiación infrarroja, lo que nos limita la observación de esta parte del espectro en la superficie terrestre. De igual manera, el ozono, tan importante para la vida en la tierra filtra los rayos ultravioletas que quieran llegar a la superficie terrestre, así que estamos casi ciegos en lo referente a esta radiación. En el espacio, en cambio los detectores CCD son capaces de medir radiación desde el ultravioleta lejano a todo el infrarrojo, obteniéndose líneas espectrales en esas otras bandas que son indetectables desde la superficie terrestre. El estudio de estas bandas de radiación es importante ya que nos dan información por un lado de fenómenos violentos con gran energía en la banda del ultravioleta y por el otro la composición química de galaxias u otros objetos situados a grandes distancias que tienen situadas las líneas espectrales en el infrarrojo en vez de en el visible debido a su gran desplazamiento al rojo.
La magnitud más relevante para saber la calidad de un espectrógrafo es la resolución. Se calcula dividiendo la longitud de onda observada entre el error de estimación de esa longitud, o sea, l/Dl. En esta cantidad influye el número de líneas por milímetro de la red de difracción y la definición por pixel de la CCD que se utilice en el plano focal.
Hoy día los espectrógrafos están al alcance de la astronomía amateur, aunque aún con precios elevados, por ejemplo, el espectrógrafo DADOS al completo, de Baader Planetaruim con una red de difracción de 1200 líneas/mm, que da una resolución de 5000, está disponible por 1800 €. Los espectrógrafos profesionales más avanzados hoy en día en funcionamiento son los llamados espectrógrafos de segunda generación, y están detrás de los telescopios más grandes en funcionamiento, como por ejemplo el X-shooter construido conjuntamente por Dinamarca, Francia, Italia y Países Bajos, colocado en el VLT de la ESO que es un espectrógrafo multibanda (3 detectores uno en el Infrarrojo, otro en el visible y un tercero en el ultravioleta) con resoluciones que van desde las 8400 del ultravioleta, pasando por los 11400 en el infrarrojo, llegando a los 12800 en el visible.
En suelo español y sobre todo y más importante, con tecnología española, está el instrumento FRIDA, colaboración de la Universidad de florida, la Universidad autónoma de Méjico y la Universidad Complutense de Madrid con el Instituto Astrofísico de Canarias. Es un espectrógrafo de infrarrojos, con una resolución máxima de 30000 en las bandas H y K del infrarrojo que aprovecha el método de óptica adaptativa del GanTeCan.
Instrumento FRIDA para el GranTeCan
Estos espectrógrafos son capaces de detectar, mediante la técnica Dopler, desplazamientos de la fuente de sólo 1 Km/h, que causaría en una estrella la presencia de un planeta como la Tierra en una órbita muy cercana de una estrella mediana.
El futuro del espectrógrafo es el llamado de tercera generación. Uno se estos instrumentos, llamado MEGARA, se acaba de instalar en el GranTeCan el pasado mes de julio, es un espectrógrafo multiobjeto de alta resolución, con resoluciones que van desde los 6000 a los 18000 en el rango del visible y el infrarrojo cercano. Está pensado para poder sacar el espectro de más de 100 objetos a la vez. Con esta resolución será posible hacer espectrografía de cúmulos estelares o la dinámica, composición e interacciones químicas de nubes interestelares, galaxias o conexiones de galaxias en los cúmulos, con un detalle nunca visto.
Instrumento MEGARA para el GranTeCan
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Agrupación Astronómica Jerezana Magallanes 