Coloured and interference filters for astronomical observation
Filtros
coloreados y de interferencia para la observación astronómica
(Artículo publicado en la
revista RIGEL de la asociación Valenciana de Astronomía en 1996)
La práctica de la observación astronómica cuenta con
numerosos problemas, y no sólo de orden instrumental o meteorológico: en muchos
casos, también los objetos celestes resultan complicados de examinar. Así, los
pálidos colores de los planetas tienden a igualar sus detalles superficiales y
los ocultan. En el caso del Sol o la Luna, las imágenes son tan deslumbrantes
que resulta imposible contemplarlas con comodidad sin reducir su nivel de luz.
Un tercer caso es el que presentan muchas nebulosas o galaxias, de brillo
superficial tan tenue que la claridad de fondo (debida a la luminosidad
residual del cielo, los crepúsculos, la Luna, o las luces urbanas) las degrada
hasta el punto de conseguir que se desvanezcan por completo. De esta forma, el
incremento artificial de los contrastes de las imágenes astronómicas, y la
adaptación de su nivel de brillo a las características de nuestro sistema de
visión, se convierten en problemas muy importantes que todo aficionado debe
abordar. Estas mejoras se consiguen mediante filtros; con su ayuda, los
aficionados transformamos una imagen confusa en una espectacular visión. Existe
una enorme variedad de filtros de interés astronómico. En este artículo vamos a
enumerar los distintos tipos y comentaremos sus peculiaridades, indicando los
más adecuados para cada tipo de observación.
Introduction
Los filtros son artificios ideados
para la selección de un determinado intervalo de longitudes de onda de luz. El
mecanismo es siempre sustractivo. Consiste en el bloqueo de unas longitudes de
onda, permitiendo en cambio el paso de otras. Así, no intensifican un color,
sino que se limitan a oscurecer el color complementario. Existen principalmente
de tres clases:
a.
Filtros atenuadores, que reducen la
intensidad de todos los colores por igual. Se dividen en filtros grises, y
polarizadores.
b.
Filtros de corte, de dos tipos:
●
Filtros
de paso alto (cut-on), que bloquean la
luz que posea una longitud de onda menor
a un valor dado, dejando pasar los tonos más rojos.
●
Filtros
de paso bajo (cut-off), que transmiten
únicamente la luz por debajo de una longitud de onda dada (tonos más azules).
c.
Filtros de banda, permiten el paso
de un determinado intervalo de colores. Se pueden construir uniendo un filtro
de paso alto y otro de paso bajo, siempre que ambos posean un dominio de
transmisión compartido, aunque es más común valerse de otros medios. Existen
filtros de banda interferenciales, de gelatina, de
vidrio, mixtos y líquidos. Los cuatro primeros tienen aplicaciones
significativas en astronomía, mientras que el último se utiliza únicamente en
trabajos de laboratorio, donde es extraordinariamente útil. Realmente, los
filtros de corte constituyen sólo un caso particular de filtro de banda, muy
oscuro, parte de cuyo dominio de absorción se prolonga hacia el visible, desde
el infrarrojo (paso bajo) o desde el ultravioleta (paso alto). Por esta razón,
abordaremos filtros de banda y de corte conjuntamente.
Los filtros
de banda se suelen caracterizar mediante dos parámetros, relacionados con su perfil
espectral:
●
Porcentaje
de transmitancia, o máxima relación observada entre la
luz que atraviesa el filtro y la que en un principio llegó hasta él (se define transmitancia
como la fracción de luz incidente que consigue atravesar un determinado medio).
● Ancho de banda
efectivo,
o amplitud de la banda de transmisión a la mitad de su altura máxima.
Los filtros tienen aplicaciones
fotográficas, fotométricas y visuales de gran importancia en Astronomía. En
este artículo abordaremos sobre todo los usos visuales y, en menor medida, los
fotográficos. Seguidamente examinaremos con mayor detalle cada uno de los tipos
de filtro y estudiaremos cómo pueden usarse para potenciar distintos tipos de
observaciones.
Filtros
atenuadores
En un sentido estricto, no parece
adecuado considerarlos filtros ordinarios, ya que no alteran el color global.
Estrictamente, alteran en la misma proporción todas las frecuencias del
espectro visible, con lo que reducen el brillo de la imagen, pero no modifican
el tono. Podrían parecer entonces de uso anecdótico. Pero sucede justo lo
contrario: a menudo, sobre todo en la observación lunar o de ciertos planetas,
la excesiva claridad de algunos detalles dificulta enormemente la observación
de otros, más oscuros, haciendo que aparezcan más pequeños y apagados. Una
imagen demasiado brillante es, además, incómoda de examinar con atención
durante un período de tiempo prolongado. Por esta razón, estos filtros son
extraordinariamente útiles: con ellos se puede disminuir a voluntad el brillo
de una imagen. Un filtro gris simplemente atenúa en una proporción fija la luz
incidente. Por el contrario, un polarizador modifica la intensidad absorbida a
voluntad del usuario, por lo que en la práctica equivale a un ilimitado número
de filtros grises.
Un filtro polarizador realmente consta
de dos filtros idénticos montados juntos, llamados polarizador y analizador,
que tienen la propiedad de sólo permitir el paso de la luz que posea un plano
de oscilación paralelo a la estructura microscópica del material. De este modo,
cuando un filtro tiene su plano de oscilación perpendicular al del otro, se
impide por completo el paso de luz, y la imagen se ve negra. Desde esta
disposición, a medida que se va anulando la perpendicularidad de los planos
mediante el giro del analizador, la imagen se va aclarando gradualmente. En
instrumentos de elevada luminosidad las observaciones lunares y planetarias se
ven muy dificultadas de no poder usar aumentos elevados; los polarizadores
resultan una ayuda extraordinaria en esos casos. El fenómeno de la polarización
se puede conseguir también por otros medios.
Un filtro polarizador sin analizador
se puede utilizar también para eliminar reflejos, una práctica muy habitual en
fotografía convencional. Pero también puede servir para observar algunos
objetos celestes que emiten luz polarizada, como la Nebulosa del Cangrejo o los
núcleos de algunas galaxias activas, que cambian llamativamente de aspecto al
rotar el filtro. La materia pulvurenta de la Vía
Láctea también se encuentra polarizada por el campo magnético galáctico.
Filtros
de banda y filtros de corte
Perfil de transmisión de dos filtros de corte, de paso
alto, frente a un blanco de aire
Se usan en la región visible del
espectro y en el infrarrojo cercano, desde los 380 a los 2000 nanómetros. En
realidad, son simples sustancias que absorben luz, que se encuentran
disgregadas y suspendidas en un medio inerte, como un líquido, plástico o
gelatina, o bien vidrios a los que se ha adicionado algunas sustancias para
darles color. Es frecuente también encontrar filtros constituidos por una capa
de pigmento que simplemente recubre un soporte transparente. El grado de
opacidad del filtro a una determinada longitud de onda, puede ser cuantificado
mediante la ley de Beer-Lambert:
log ( I / Io ) = - eo d c
donde e0 es la absortividad molar,
específica, o coeficiente de extinción, d
es el espesor del filtro (camino óptico), c
representa la concentración de la especie absorbente, I es la intensidad emergente, e I0 la intensidad de
luz incidente. La intensidad transmitida en la región espectral seleccionada
depende así de la naturaleza química del
compuesto absorbente (coeficiente e0), del espesor del
filtro (d), y de la concentración (c).
Como su nombre indica, los filtros de
absorción seleccionan el color mediante la eliminación del resto de las
frecuencias. De este modo, un filtro que absorba más en la zona roja del
espectro que en la azul dará una imagen azulada, que será el color
complementario del promedio absorbido. Los colores obtenidos son impuros y su
intensidad relativa variará en función del material absorbente elegido. Pueden
combinarse dos o más entre sí para reforzar los respectivos efectos.
Filtros coloreados para la observación
de los planetas
Aspecto de la banda de transmisión de un filtro de
gelatina Wratten (W38A),
indicado para la observación de las formaciones nubosas en Marte, las planicies
de Mercurio y las colas iónicas de los cometas.
Son accesorios indispensables para
amplificar el contraste de los sutiles detalles planetarios, a menudo de tonos
tan parecidos que resultan muy difíciles de diferenciar sin ayuda. Disponer de
una amplia colección es así algo imprescindible para un observador planetario
serio, quien de acuerdo a su intuición y experiencia, seleccionará el filtro
más adecuado para dar contraste a aquella característica planetaria que desee
destacar. Sin embargo, el desembolso necesario para conseguir una buena
colección puede ser considerable, por lo que es aconsejable reducir la cantidad
a unos pocos, bien escogidos. Una serie muy apropiada estaría constituida por
un conjunto de seis, de colores violeta, azul, verde, amarillo profundo,
naranja y rojo. Como hemos dicho, siempre cabe la posibilidad de reforzar los
efectos combinando varios filtros en un mismo ocular.
Los filtros de gelatina de la serie Wratten, de Kodak, son los más
populares de entre todos los filtros de absorción: pueden encontrarse en muchas
tiendas de fotografía. Incluyen filtros tanto de corte como de banda. La
calidad y variedad de estos filtros (sobre un centenar) han convertido a esta
serie en un estándar, hasta el punto de que otros fabricantes numeren sus
productos con el código Wratten. Se presentan en
láminas cuadradas de 7.5 cm de longitud, que se deben
cortar y montar sobre un soporte adecuado para su empleo al telescopio. La
práctica más habitual consiste en emplazar los fragmentos sobre un portaobjeto
de microscopio, protegiéndolos de rayaduras con los
correspondientes cubreobjetos. Debemos tener en cuenta que, además de los
roces, también la humedad deteriora los filtros Wratten.
En el mismo porta se pueden montar fácilmente media
docena de filtros diferentes. Situaremos el vidrio entre el ocular y el ojo.
Otra fácil alternativa consiste en cortarlos tiras, y montarlos parcialmente
superpuestos sobre un soporte de diapositiva.
Muchos fabricantes de telescopios
ofrecen juegos de filtros de vidrio coloreados. Estos filtros se roscan en la
carcasa de los oculares, y son más duraderos, baratos y resistentes que los de
gelatina. Las ofertas además incluyen colores que se han demostrado útiles para
la observación planetaria, de forma que se conoce a priori si la compra será
útil y para qué tipo de detalle estará más indicada. Y es que cada tipo de
objeto celeste tiene su propia familia de filtros:
Cometas
Un filtro amarillo claro o amarillo
verdoso suele ayudar a diferenciar la estructura (W8
y W11). La cabeza cometaria se beneficia en
particular de filtros magenta (W30). La luz de los
cometas se debe tanto a reflexión de la radiación solar (tono rojizo), como a
la ionización de sus materiales (tonos azules). La importancia relativa de
estos mecanismos es diferente de cometa a cometa, efecto que puede aprovecharse
para cuantificarla mediante simples estimaciones de brillo visual con un par de
filtros, azul y anaranjado (W80 y W21).
La cola muestra un tono azulado debido a la emisión del cianógeno, y de carbono
diatómico a mayores distancias del núcleo; así, los
filtros azules le proporcionan un mayor contraste (W38A,
W64), aunque la luz azulada de la alta atmósfera,
compite y dificulta las observaciones. Conviene siempre disminuir el brillo del
fondo celeste empleando el color complementario correspondiente: en crepúsculos
rojizos, un filtro azul claro (W80A, W38A), y un filtro amarillo claro (W4,
W81A) si el crepúsculo presenta fondos azulados.
Mercurio
Para la observación crepuscular se
recomienda el filtro W80A (azul claro). Los W23A y W25 (rojos) ayudan en la
observación diurna, oscureciendo el cielo y disminuyendo el efecto de la
turbulencia. Para resaltar la fase es aconsejable el W21
(naranja). En la observación crepuscular, si se dispone de luz suficiente, se
recomiendan filtros azules (W80A, W82
y W38A), con los que se hacen más fáciles de advertir
las llanuras.
Venus
Los filtros rojos (W23
y W25) y anaranjados (W21)
ayudan a definir el limbo planetario. Las distorsiones en el terminador son más
fáciles con los dos primeros. Ocasionalmente se distinguen algunas nubes
polares que no se pueden apreciar con luz integral. Los filtros amarillos (W8,12,15) y amarillo verdosos (W11) también se suelen usar para distinguir detalles de
bajo contraste. Los filtros azules oscuros o violetas (W38A
y W47) resultan asimismo útiles para acrecentar el
contraste de grandes regiones oscuras.
Marte
Es uno de los planetas que más ganan
con el uso de filtros coloreados. Frecuentemente los más adecuados son los
rojos y anaranjados, que oscurecen los mares, canales y oasis, acentuando el
color rojizo de las tierras (W21 con pequeña
abertura, W23A con medianos instrumentos, y W25 con grandes aberturas). Es en todo caso imprescindible
emplear filtros no excesivamente oscuros para el telescopio utilizado, a fin de
que no se desvanezcan los siempre sutiles detalles de la superficie. Los
filtros amarillos W8, 12 y 15, destacan las primeras
fases de las tormentas de polvo. El abrillantamiento
de los detalles superficiales producidos por polvo a gran altitud se aprecia
mejor con filtros verdes (W58) o amarilloverdosos
(W11, W57). Las nubes,
nieblas y rocíos helados se pueden observar con buen rendimiento utilizando
filtros azules (W38A), azulverdosos
(W64) o verdes (W58). Un
filtro magenta (W30) destaca a la vez detalles
atmosféricos y terrestres, proporcionando imágenes muy llamativas. Los filtros
de este color suelen ser los favoritos de muchos observadores. Para observar el
deshielo en la periferia de las zonas polares se recomienda el W58 (verde), mientras que para los polos en sí y las nubes
altas es útil el W80A (azul claro).
Júpiter
Presenta una mayor variedad de colores
que Marte, aunque los contrastes son más suaves. Los filtros azules claros (W80A y W82A) acentúan las
diferencias entre bandas y zonas (ocres y blancas), así como óvalos, mientras
que los puentes y festones, de tonos azulados, se hacen más visibles con
filtros amarillos o naranjas (W12, W21). Los filtros verdes, como W56
y W58, suelen ser de gran ayuda para distinguir la
Gran Mancha Roja o en general detalles de tono rojo fuerte. Las estructuras más
complejas de las nubes se observan mejor con filtros amarillo-verdosos (W11) o naranjas (W21).
Saturno
Los mínimos contrastes en Saturno se
benefician enormemente del uso de filtros. Los mejores son el W80A y el W82A. Estos filtros
azules suaves maximizan las diferencias entre bandas y zonas, permitiendo no
obstante el uso de aumentos elevados por el escaso debilitamiento en la imagen.
Un filtro rojo suave o anaranjado (W21, W23A) destaca las regiones polares, oscureciendo
colateralmente las bandas rojizas. Se recomienda también el uso de filtros
magenta suaves para acrecentar el contraste de detalles al límite de detección.
Urano y Neptuno requieren elevados
aumentos y telescopios de gran diámetro. Los filtros suaves son de cierta
ayuda. Por ejemplo, un filtro azul ayuda a distinguir óvalos y bandas en Urano.
De cualquier modo, el contraste es sumamente bajo y la observación de detalles,
siempre muy difícil.
Los filtros rojos presentan dos
ventajas adicionales: oscurecen el cielo, y reducen el enturbiamiento de la
imagen causado por la agitación atmosférica. Pero presentan un inconveniente:
la imagen ofrece una menor resolución (la resolución es función inversa de la
longitud de onda de la radiación transmitida).
Filtros solares
El ejemplo más extremo de
deslumbramiento en astronomía se produce en la observación del Sol a través de
un telescopio. En este caso, es tanta la luz captada de un astro, ya a simple
vista cegador, que es absolutamente imprescindible valerse de accesorios
atenuadores. Como norma, la luz del Sol debe reducirse al menos en mil veces
para que su observación sea segura. Esta disminución del flujo luminoso se
consigue con filtros objetivos, filtros oculares y prismas de reflexión parcial
(helioscopios). De cualquier modo, el sistema más seguro de contemplación de la
fotosfera es mediante proyección sobre una pantalla blanca de la imagen del
ocular.
Pero por desgracia, el modo más
extendido de observación no es la proyección sobre una pantalla, sino valerse
de un filtro roscado en el ocular, generalmente de color verde muy oscuro. Y éste
es justamente el sistema más peligroso, puesto que la radiación solar
concentrada sobre el filtro (que, no olvidemos, se sitúa casi en el foco del
objetivo), puede romperlo súbitamente y cegarnos de forma irreversible. Bastan
sólo unas décimas de segundo de exposición para que la luz azul y ultravioleta
del Sol dañe gravemente nuestra retina. La observación con filtros oculares
siempre es peligrosa y debe restringirse sólo a telescopios de muy pequeño
diámetro, o de mediana abertura fuertemente diafragmados
o con helioscopios. El observador solar debe habituarse a revisar sus filtros
con atención: las fracturas suelen ser al comienzo líneas muy delgadas, a
través de las cuales se observan fogonazos de luz cuando se dirige la mirada al
Sol.
Los filtros objetivo
son el sistema alternativo más seguro, válido para instrumentos de cualquier
abertura. Existen dos variantes: vidrios revestidos de películas metálicas de
níquel-cromo (nicrom), y filtros de papel mylar. Los primeros son más caros y están menos extendidos,
pero son más duraderos. Van montados en celdas de aluminio, que se anteponen al
objetivo del telescopio. Existen modelos visuales y fotográficos, los segundos
algo menos opacos, con una absorbancia de 2 unidades. Los visuales se
comercializan con o sin película de recubrimiento de acero inoxidable; los que
la llevan son más resistentes a rayaduras. Por otro
lado, los filtros de papel mylar están formados por
dos películas aluminizadas muy delgadas montadas
juntas, que ofrecen un nivel de protección similar al de los filtros nicrom visuales, aunque son más frágiles. La imagen solar
se ve azul-violeta, por lo que es una práctica habitual añadir en el ocular un
filtro amarillo anaranjado (W15, W21)
para darle un color más familiar. Tanto los filtros mylar
como los de nicrom dan imágenes solares muy
brillantes: un polarizador o un filtro neutro pueden ayudar a hacer la
observación más confortable. Si a pesar de los cuidados en el uso y
almacenamiento, descubrimos algún orificio por el que pasa la luz del Sol,
podemos cubrirlo con una gotita de tinta china: el filtro no se resentirá
significativamente.
Filtros lunares
Los filtros lunares que se ofrecen como accesorio en
muchos pequeños telescopios son filtros de absorción ordinarios con un paso
de banda muy amplio. Suelen reducir a un décimo la luz de la Luna.
Los más habituales en el comercio, que
suelen ofrecer como accesorio en pequeños telescopios, suelen ser filtros
coloreados ordinarios, muy absorbentes, frecuentemente verdes, que evitan en
gran parte el resplandor de nuestro satélite. El color verde, más relajante y
cómodo, ayuda además a diferenciar algunos detalles tenues, especialmente
cuando la luna está llena, y sus relieves aparecen aplastados y carecen de
contraste. En el comercio se venden montados en carcasas roscables
sobre los oculares. No es habitual encontrarlos de diversas densidades, por lo
que el confort de la imagen a través de ellos varía en función de la abertura y
del aumento usado en el telescopio. Los filtros polarizadores o grises dan
imágenes mucho más satisfactorias. Típicamente, se ha de conseguir una
reducción de luz del 85 ó 90% para que la luminosidad de la imagen sea
adecuada.
Solucionado el problema del brillo,
queda por ver si es posible mejorar la imagen alterando el color. La superficie
lunar es a grandes rasgos gris oscura, debido a su composición basáltica,
aunque el hecho de que aparezca tan brillante de noche produce en nosotros la
ilusión de verla blanca. Algunas áreas, sin embargo, presentan tonos ligeramente
distintos, marrón rojizos, verdosos e incluso azulados.
Para diferenciar y exagerar los contrastes entre regiones, se suelen emplear
tríos de filtros, habitualmente uno rojo (W25), otro
verde (W58), y el último violeta (W47),
con los que alternativamente se hacen visibles formaciones inapreciables con
luz integral. Los fenómenos lunares transitorios (LTP
o TLP), que son rojizos, pueden hacerse destacar con
ayuda del correspondiente filtro rojo (W25). Un
dispositivo constituido por un par de filtros, rojo (W25)
y azul (W38A), que los intercambie sucesivamente,
hace centellear a los LTP. Como norma general, es muy
recomendable superponer un filtro amarillo-verdoso (W11)
a nuestro polarizador o un filtro gris, para mejorar la definición de la
imagen. Los habituales filtros verdes que se comercializan como filtros lunares
mejoran la visión de las radiaciones y de los accidentes más claros cuando la
luna está llena, pero no son especialmente más útiles que un filtro gris
ordinario.
Filtros
Interferenciales
También llamados filtros dicroicos,
dieléctricos o de Fabry-Perot,
son filtros de banda que seleccionan la luz no por absorción, sino por
interferencia. Se usan tanto en el espectro visible, como UV
e IR (200-15000 nm); su importancia para el
aficionado es grande. En esencia constan de dos o más grupos de capas,
separados entre sí por láminas de resina o aire. Cada grupo está a su vez
constituido por apilamientos de finísimas capas de un material transparente,
generalmente dieléctricos como MgF2 o CaF2, alternadas con películas de materiales de un mayor
índice de refracción (láminas metálicas o de ZnS),
formando subgrupos. Los subgrupos a su vez se separan con capas espaciadoras y de acoplamiento, para hacer posibles las
interferencias. El conjunto queda encerradado entre
dos placas de vidrio plano para su protección. Un filtro ordinario de este tipo
suele constar así de varias decenas de capas, depositadas sucesivamente.
Normalmente los grosores se eligen de forma que cada cuatro capas formen dos
filtros completos. Controlando el espesor de las láminas de dieléctrico
interpuestas, se puede seleccionar una longitud de onda, que será reforzada en
esa etapa del filtro.
La selección del color se produce por
medio de interferencias destructivas de la radiación incidente. Así, cuando un
haz luminoso de rayos paralelos se dirige hacia un filtro interferencial,
parte de la luz atraviesa la primera capa metálica, cruzando a continuación la
primera capa de dieléctrico interna. Al llegar a la segunda capa, de mayor
índice de refracción, parte de la luz la atravesará, pero una fracción
importante será reflejada hacia el interior, dirigiéndose de nuevo hacia la
superficie. El encuentro entre un nuevo haz directo y el reflejado produce
fenómenos de interferencia. Así, sólo aquellas frecuencias de luz cuyo
recorrido por el interior del filtro sea un múltiplo entero de su longitud de
onda serán reforzadas, mientras que el resto se anularán total o parcialmente.
La repetición de este fenómeno múltiples veces consigue que poco a poco la
radiación emergente sea gradualmente más pura. Al final, tan sólo la frecuencia
fundamental y sus múltiplos, o armónicos,
conseguirán emerger de esta primera capa. El mismo fenómeno se repite de nuevo
con la siguiente capa de dieléctrico, y así sucesivamente. Debe tenerse la
precaución de escoger el material de las capas transparentes de modo que posea
un índice de refracción intermedio entre el del aire y el vidrio, ya que de
otro modo se pueden producir pérdidas por reflejos.
La formación de las capas y películas
separadoras es un proceso difícil y costoso. Típicamente, un filtro nebular
puede contener 40 o más capas depositadas sucesivamente, una sobre otra. La
uniformidad del espesor, que determina la pureza del filtraje, requiere un
control muy riguroso de fabricación. Todos estos factores explican que precio
final de venta sea elevado. Hasta hace unos años, eran absolutamente
inasequibles, pero en la actualidad, un filtro antipolución
cuesta ya lo que un buen ocular, lo que no es demasiado teniendo en cuenta su
dificultad de elaboración y las increíbles imágenes que pueden mostrar en
nuestros telescopios.
Existen también filtros de
interferencia con forma de cuña, constituídos por una
capa de dieléctrico única que se encuentra encerrada entre dos películas
metálicas situadas en las caras interiores de dos vidrios planos. Con estos
dispositivos es posible seleccionar múltiples frecuencias, haciendo incidir la
luz en la zona de la cuña que posea el espesor adecuado para su reforzamiento.
Estos filtros son utilizados por profesionales, especialmente en la observación
del Sol, para hacer barridos lineales de la imagen a frecuencias específicas.
Las longitudes de onda reforzadas por
interferencia en filtros multicapa con cavidades de
aire, vienen dadas por la expresión:
l
= 2 d n cos q / m
donde d es el espesor de la capa transparente
de índice de refracción n, q representa el ángulo de incidencia de la radiación
medido desde la normal a la superficie, y m
es un número natural denominado orden de
interferencia. Precisamente, el hecho de transmitir frecuencias múltiplos obliga a
filtrar los armónicos, de modo que sólo la frecuencia fundamental consiga
escapar del medio. Habitualmente esta selección se consigue con el segundo grupo
de capas que mencionábamos, y que se llama bloqueador
(al primer grupo se suele llamar selector de banda). También es una
práctica corriente depositar una capa coloreada, que igualmente puede eliminar
los armónicos o reducir la luz base. Para filtros muy monocromáticos es
necesario un cuidadoso control de la temperatura de operación a fin de para
evitar la dilatación térmica. Este efecto no es enteramente perjudicial, puesto
que se puede aprovechar para desplazar a voluntad la longitud de onda del máximo,
permitiendo sintonizar con precisión la frecuencia deseada.
La expresión anterior debe usarse con
precaución, ya que es sólo aproximada. De ella puede deducir otra importante
limitación: el ángulo de incidencia es crítico. Idealmente, el ángulo de incidencia
debería estar muy próximo a la normal (en teoría, cero grados), por lo que cos q =1. Sin embargo, la realidad es otra muy distinta.
Así, en un telescopio de corta relación focal (F/D = 4.8), los rayos
periféricos llegan inclinados 6º, lo suficientemente como para que se desplace
el máximo de transmisión casi tres nanómetros hacia el azul, lo que puede traer
consecuencias catastróficas si el filtro es muy selectivo (por ejemplo, el paso
de banda típico de un filtro H-Alfa para aficionados está entre los 0.8 y 1.5 nm).
El ancho de banda efectivo de un
filtro de interferencia es función de la longitud de onda, y suele ser de un
1.5% de la longitud de onda del máximo. De este modo, los filtros de
interferencia son más monocromáticos en luz ultravioleta que en visible, y que
en infrarroja. Como ejemplo, el paso de banda efectivo será de unos 6 nm a 380 nm, de 11 nm a 740 nm, etc. Los filtros de
paso más estrecho presentan una banda diez veces menor, aunque por contra,
también poseen una transmitancia máxima mucho más
reducida, típicamente de un 10%. Para
astronomía se usan filtros de interferencia de pasos tanto muy estrechos, como
medios, e incluso muy anchos; todos son útiles para una tarea u otra. El paso
de banda no sólo depende del modo de apilamiento de las capas del filtro:
también es función del ángulo de incidencia, y se hace más ancho al inclinarse
la trayectoria del haz.
El filtro solar de Hidrógeno Alfa
El la observación de los fenómenos cromosféricos es indispensable el uso de filtros de interferencia,
con un paso de banda que se cuenta en décimas de nanómetro, capaces de
seleccionar la luz debida a la emisión de la línea alfa del hidrógeno a 656 nm (filtros H-Alfa). Tal monocromaticidad
produce dificultades prácticas importantes. Por un lado se requiere un sistema
de control térmico muy preciso, que puede incluso utilizarse para barrer un
corto intervalo del espectro. Por otro lado, se necesita diafragmar fuertemente
el telescopio, a F/D 30 como mínimo, para asegurar un cono de luz muy cerrado.
Y, finalmente, los problemas de fabricación son tan grandes que el precio de
venta, incluso de las versiones más económicas, es muy elevado. La observación
del Sol a esta longitud de onda es ciertamente espectacular, con prodigiosas
protuberancias rojizas alzándose sobre el limbo, efectos magnéticos sobre toda
una superficie cubierta de granulación, y estructuras que, como espículas
blancas, son totalmente invisibles con luz integral. Se requiere un paso de
banda de menos de 0.9 nm para que sean visibles estos
detalles superficiales. Con 1.5 nm sólo las
protuberancias y manchas son visibles. Basta con que comparemos este valor con
los habituales 150 ó 200 nm de los filtros ordinarios
para apreciar las dificultades que plantea su
fabricación y uso.
Los filtros H-Alfa dejan pasar tan
poca luz que necesitan obligatoriamente una atenuación previa, que se consigue
con un filtro objetivo; de otro modo se romperían inmediatamente. Aun así, es
preciso un delicado control de la temperatura: con el calentamiento, aumenta el
espesor del filtro y consecuentemente se desplaza hacia el rojo el máximo de
transmisión. De este modo, nos encontramos con que incluso un pequeño
incremento térmico puede hacer completamente invisible la luz de la raya Alfa
del hidrógeno. Las versiones más económicas prescinden de la electrónica de
control térmico, que encarece mucho el equipo, ampliando el paso de banda. Pero
la imagen, menos monocromática, naturalmente se resiente, y ya no permite la
visión de detalles finos.
Filtros de interferencia nebulares y
cometarios
Constituyen sin duda el mayor avance
en la observación visual de los últimos años. Hoy en día, el impacto de las
luces urbanas en la observación astronómica es tan grande que es casi una
utopía disponer de un lugar adecuado para contemplar objetos débiles. Ni
siquiera alejándonos cien o doscientos kilómetros de una ciudad mediana dejan
de notarse sus efectos, y es probable que para entonces comience a percibirse
la cúpula de luz de otra ciudad. Los focos de alta intensidad, de color
amarillo, esparciendo luz en todas direcciones por un diseño deficiente, son
los principales responsables de este problema. ¿Es posible observar desde la
ciudad, con algún tipo de filtro?. Vamos a ver que sí:
nunca podremos observar como desde el campo, pero sí es posible mejorar en gran
medida la imagen de ciertos objetos celestes.
La contaminación
lumínica se suele dividir en local, regional y general. La primera se asocia a deslumbramientos directos
producidos por luces próximas, de calles o edificios, y se puede reducir con
dispositivos sencillos (pantallas) y a veces pidiendo a los vecinos que apaguen
sus focos más molestos. La segunda es más grave; se extiende sobre los núcleos
urbanos y es perceptible a decenas de kilómetros. La última, de origen natural,
se debe a los gases atmosféricos, y es indiferente de la situación del
observador. Su efecto es pequeño, salvo en casos puntuales: inyecciones de
polvo en la alta atmósfera por erupciones volcánicas, auroras boreales o noches
blancas en latitudes elevadas. La contaminación regional y general son por
tanto los puntos de actuación que deben estudiarse.
Situación de las principales líneas de emisión naturales y artificiales que contribuyen a degradar
las imágenes astronómicas. Las más intensas se encuentran en la región amarilla
y corresponden a las lámparas de sodio a alta presión, frecuentes en la iluminación
pública urbana. En la figura se ha representado el perfil de transmisión de
un filtro nebular Meade serie 4000 de paso estrecho.
Nótese que en este caso la línea Ha coincide con uno de los máximos. Por esta razón, el
Meade Narrow Band 4000 es algo inferior al UHC
en la observación visual, pero le supera fotográficamente en nebulosas moderadamente
ionizadas. Salvo el de esta Figura, todos los espectros mostrados a lo largo
de este artículo han sido tomados por el autor con un espectrofotómetro Hewlett-Packard
de matriz de diodos, modelo 8452-A.
Se da la afortunada circunstancia de
que muchas de las bombillas del alumbrado público son tubos de descarga, que
emiten luz a frecuencias discretas, y lo mismo sucede con parte de la luz
residual del fondo celeste, que se debe a la emisión de gases ionizados en la
alta atmósfera por la radiación solar. Estas luces son: (1) Vapor de mercurio, con líneas a 366 nm (muy intensa), 405 y 436 nm (medianamente
intensas), y 546 y 575 nm (también muy intensas), (2) Vapor de sodio a alta
presión,
con líneas a 565 y 613 nm, y (3) Vapor de sodio a baja presión, con un doblete amarillo
muy puro a 589.0
y 589.6 nm. Las bombillas de filamento de wolframio habitualmente
utilizadas en la iluminación interior (lámparas de incandescencia), emiten luz
continua en todo el espectro visible, sobre todo en el rojo. La atmósfera por su parte, emite
una luz azulada debida al oxígeno ionizado (558 y 630 nm, más intensa la
primera), aunque también existen emisiones menores de otras especies, como
sodio (589
nm), hidroxilo (bandas amplias a 660 nm y en el infrarrojo cercano), y oxígeno neutro (350 nm). Las luces urbanas más brillantes y más molestas
se producen fundamentalmente en lámparas de sodio a alta presión (en menor
medida en lámparas de vapor de mercurio), emitiendo líneas en zona amarilla del
espectro. Por esta razón, casi todos los filtros intentan eliminar la región
comprendida entre los 550 y 650 nm.
Las estrellas y grupos de estrellas
(cúmulos, nubes estelares, y galaxias), emiten luz en el espectro continuo. No
es por lo tanto posible separar su radiación de la del fondo del cielo. Sin
embargo, sobre todo con vistas a la fotografía, un filtro rojo suave puede
servir de ayuda, ya que es estadísticamente más probable encontrar estrellas
rojas que azules, y afortunadamente el firmamento nocturno es azulado. En
cambio, otros objetos como nebulosas planetarias y nebulosas difusas de
emisión, emiten toda su luz en frecuencias discretas, fundamentalmente a 496 y 501 nm (oxígeno doblemente ionizado, OIII,
verde),
a 486
nm (hidrógeno beta, Hb, azul verdoso), y a 656 nm (Hidrógeno alfa, Ha, rojo). En las nebulosas
planetarias predomina la línea a 501 nm del OIII, mientras que en la mayor parte de las nebulosas
difusas de emisión, se abrillanta pero sin predominar, la línea a 656 nm del Ha. En condiciones de
ionización más suaves, la nebulosa puede resultar más luminosa en Hb que en OIII. Otras
emisiones menores propias de medios nebulares son: neón III (NeIII, 387 nm, violeta), hidrógeno gamma (Hg, 434 nm, violeta), y nitrógeno II (NII, 655 y 658 nm, rojas). Existen también nuevas líneas de emisión de cierta
relevancia en objetos muy ionizados.
La línea Ha
tiene más interés fotográfico que visual dada su situación en el extremo rojo
del espectro, muy lejos del máximo de sensibilidad del ojo adaptado a la
oscuridad. De este modo, si observamos con telescopio a una nebulosa de emisión
aparentemente muy roja en fotografías, ésta tendrá un tono verdoso. Por encima
de las 19 magnitudes por segundo cuadrado (ya sea porque el objeto es muy débil
o porque lo observamos a mayor aumento), no seremos capaces de apreciar
colores: parecerá grisáceo o blanco pálido. Sólo cuando consigamos concentrar
la luz de la nebulosa por encima del
umbral de 19 magnitudes por segundo cuadrado, empleando un telescopio de gran
abertura a bajo aumento, conseguiremos ver colores. Así por ejemplo, para
apreciar los tonos rojizos de las volutas de la Gran Nebulosa de Orión, se
requieren aberturas de 40 cm o más.
El color más llamativo de las
nebulosas, asociado al oxígeno doblemente ionizado, procede de la desexcitación radiativa desde un
nivel metaestable. La emisión desde estos niveles
tiene un tiempo de vida medio superior a los que producen fluorescencia
ordinaria (una centésima de segundo frente a una cienmillonésima de segundo en
las líneas de resonancia). Estas líneas de emisión jamás se han conseguido
reproducir en los laboratorios terrestres. La razón es que, por requerir de un
mayor tiempo de emisión, los choques contra las paredes del recipiente que los
contiene, o contra otras partículas vecinas, fuerzan la relajación de los
átomos excitados por otras vías alternativas. Sólo en condiciones de alto vacío
son posibles estas emisiones, denominadas líneas
prohibidas, no porque sean imposibles, sino por corresponder a niveles
electrónicos difíciles de poblar, y consecuentemente, de despoblar. Esta
dificultad no es por razones energéticas (en ese aspecto son más favorables que
muchas transiciones ordinarias), sino que se debe a que tienen lugar entre
estados electrónicos de diferente multiplicidad. Esto es algo que
prohíbe la tercera regla de selección: el estado excitado es un triplete,
mientras que el estado fundamental es un singlete.
Antes de que la mecánica cuántica hiciera posibles estas explicaciones, se
pensaba en la existencia de nuevos elementos como responsables de estas líneas
(el famoso nebulio de principios del
siglo XX).
Los filtros nebulares se dividen en
tres clases según la eficiencia con que seleccionan las líneas de emisión de
las nebulosas: (1) filtros de paso ancho (broad band), (2) filtros de paso estrecho (narrow band), y (3) filtros de paso línea (line filters).
Los filtros de interferencia proporcionan grandes transmitancias en dominios muy estrechos de longitudes de
onda. Su elevada selectividad ha facilitado el desarrollo de múltiples aplicaciones
prácticas.La Figura muestra e perfil de transmisión
de un filtro nebular de paso estrecho (Lumicon UHC),
sobre el que se han superpuesto las líneas de emisión de una nebulosa. Con
este filtro se aislan perfectamente la línea b del hidrógeno (486
nm) y el doblete del oxígeno III
(496 y 501 nm), pero no la línea a del hidrógeno (656 nm),
que queda en un valle.
Los filtros
de paso ancho (1) o LPR (Light Pollution Reduction), se ocupan
más de bloquear las luces urbanas y las emisiones de gases de la alta
atmósfera, que de dejar pasar la luz de las nebulosas. A este grupo pertenecen
el Lumicon Deep Sky, Orion SkyGlow,
y Meade de la serie 4000: 908B,
910B y 911B. La mayoría son
filtros mixtos de absorción e interferencia, con pasos de banda en la región
del verde habitualmente en torno a 80 nm. No son muy
selectivos: con ellos mejora la visión de todos los objetos celestes. Resultan
muy útiles en astrofotografía y en la observación urbana, pero desde el campo
no mejoran las imágenes de forma importante. Estos fueron los primeros filtros
especiales que se diseñaron para la observación visual, hacia 1975, y en la
actualidad son los más extendidos entre los aficionados por ser los más
económicos.
Los filtros
de paso estrecho (2) son los especialistas en la detección visual y
fotográfica de objetos nebulares. De entre todos los filtros nebulares, son los
más recomendables. El paso de banda es mucho menor, normalmente de 30 nm o menos. Se construyen de modo que aíslan las líneas del
OIII e Hb, y a veces las del
Ha. No mejoran la observación de
estrellas como los de paso ancho, pero acrecientan dramáticamente la
observación de nebulosas. La mejora es realmente espectacular: las nebulosas
ionizadas dejan de ser manchas informes, para comenzar a mostrar intrincadas
estructuras, y se hace posible distinguir muchos objetos de una debilidad
extrema. A esta familia pertenece el Lumicon UHC (Ultra Hight Constrast), DayStar 300, Orion UltraBlock, y Meade 908N, 910N
y 911N.
Finalmente, los filtros de paso línea (3) son los más
selectivos de entre todos los filtros nebulares, con pasos de banda típicos de
11 nm y transmisiones del 97%. Hasta ahora, los
comercializa únicamente la firma Lumicon, en dos
variantes: el Oxígeno III y el Hidrógeno Beta. Tan
selectivos resultan que permiten diferenciar zonas de diferente nivel de
ionización dentro de un mismo objeto, de tal modo que a veces nebulosas que son
muy visibles con uno se hacen indetectables con el otro. El H-Beta es el menos
versátil, aunque hace fáciles de ver algunos objetos muy débiles con todos los
demás filtros, como la nebulosa California o el contorno de la Cabeza de
Caballo. En cambio el Oxígeno III mejora casi todas
las nebulosas ionizadas, y en una proporción impresionante.
Para la observación de cometas se
comercializa un filtro especial, el filtro de bandas de Swan, de Lumicon, asociado a
la emisión, a grandes distancias del núcleo cometario, del carbono diatómico (fundamentalmente a 405 nm). Con este filtro
se pueden observar las zonas azuladas más lejanas de las colas iónicas. Las
bandas de Swan son las responsables del llamativo
color azulverdoso que vemos en los cometas a través
de fotografías en color.
Cuando se contempla un campo estelar
con filtros de paso de banda estrecho o paso línea, las estrellas más
brillantes se observan del color del filtro, algo que no es del gusto de muchos
aficionados. Así, los fabricantes suelen construir sus filtros de forma que
transmitan algo de luz roja y azul en zonas del espectro donde no exista
peligro de contaminación lumínica. De esta forma se puede conseguir un balance
de color algo más real, sin perjuicio de las propiedades del filtro.
Desplazamiento hacia el azul de la banda de transmisión
principal de un filtro UHC a medida que se inclina
la trayectoria del haz. Puede observarse que bastan 10º de inclinación para
comenzar a perder la línea más intensa. Con 30º se pierde por completo la
emisión del OIII, aunque no la del Hb. Finalmente, con 60º el filtro ya no aisla ninguna de las líneas de emisión para las que ha sido
diseñado, y es completamente ineficaz.
Los filtros nebulares están
construidos para usarse sólo roscados en el ocular. Sin embargo, los filtros de
paso ancho o estrecho pueden utilizarse ocasionalmente sujetos entre el ocular
y el ojo, aunque debe tenerse en cuenta que de este modo los rayos periféricos
se observan demasiado inclinados. Y con elevadas inclinaciones se corre el
riesgo de desplazar el máximo de transmisión fuera de las líneas de emisión del
objeto, tanto que puede desaparecer por completo. Así, en un instrumento de
corta relación focal, los rayos luminosos pueden llegar inclinados unos 7º,
algo inaceptable en filtros de paso muy estrecho, pero perfectamente válido con
cualquier tipo de filtro nebular. Pero cuando se sujetan entre el ojo y el
ocular, especialmente en oculares de gran angular, pueden llegar inclinados
casi 40º por los bordes del campo, con lo que se transforman en absolutamente
inútiles. Con esa inclinación, un UHC por ejemplo, no
transmite nada de la luz de las nebulosas, desplazándose el máximo más de 50 nm hacia el azul. Realmente se puede comprobar fácilmente
que el valor esperado sería incluso mayor, de 150 nm.
El fabricante en este caso, probablemente ha utilizado dieléctricos de mayor
índice de refracción (espaciadores de sulfuro de cinc), para atenuar los
efectos de la inclinación del filtro. A simple vista es fácil comprobar este
fenómeno: un filtro nebular se ve verde si se contempla perpendicularmente,
pero aparece púrpura si se inclina, debido al desplazamiento hacia el visible
de las bandas de transmisión del extremo rojo del espectro. Una inclinación de
20º tampoco permite apenas apreciar nebulosas, ya que el desplazamiento del
dominio del filtro, de 30 nm, absorbe casi por
completo la línea del Hb o las del OIII. Sin embargo, podemos aprovechar este efecto para
discernir de estrellas nebulosas muy pequeñas que tengan un aspecto estelar.
Efectivamente, si enderezamos y ladeamos de forma alternativa el filtro, las
estrellas más o menos permanecerán inalteradas, pero la nebulosa se
abrillantará y oscurecerá con el cambio de inclinación, haciéndose evidente.
Muchas nebulosas planetarias estelares, como Nassau 1, Minkowsky
3-34, o NGC 6803, son muy fáciles de desenmascarar
por este procedimiento.
Fotografía
y fotometría
Las aplicaciones de los filtros a la
fotografía de cielo profundo son inmensas. La primera utilidad importante es la
reducción del brillo residual del cielo, que termina por producir un molesto
velo, que degrada notablemente las imágenes. Para conseguir esta mejora son muy
válidos los filtros de interferencia,
que se venden en versiones mayores, montados sobre casquillos de 2
pulgadas. Los resultados más espectaculares se consiguen con filtros de paso
ancho o medio: las estrellas pierden demasiado brillo con los de paso línea. De
cualquier modo, siempre puede hacerse la exposición en dos etapas, una con
filtro y otra sin él, o con otro. Un filtro ordinario rojo también puede usarse
con buenos resultados para bloquear la radiación de la alta atmósfera, aunque
no aislará eficazmente las fuentes de luz artificiales. Otro uso consiste en el
equilibrado de la respuesta cromática de los films,
para acercar las respuestas ofrecidas por las películas en color a los colores
verdaderos, o para compensar la desproporcionada sensibilidad al azul de las
películas ortocromáticas. Los films fotográficos son
lamentablemente irregulares y de compleja calibración. Pero existe otra
posibilidad de fotografiar imagenes con sus colores
reales: las tricromías. Así, mediante composición de tres imágenes
independientes monocromas, tomadas con filtros azul, verde y rojo, se consigue
uno de los resultados más impresionantes de la astrofotografía: esas magníficas
tomas que nos muestran los objetos celestes con sus colores verdaderos. Los
usos fotométricos son también de primer orden: los filtros son imprescindibles
para corregir la señal de los fotómetros, fuertemente dependiente de la
longitud de onda. Y son la base de los sistemas fotométricos, usados en la
clasificación espectral de las estrellas.
Conclusión
Los filtros se cuentan entre los
accesorios más útiles del aficionado. No sólo consiguen mejorar las imágenes de
prácticamente cualquier tipo de objeto celeste: en ocasiones son el único medio
para que sea posible hacer ciertas observaciones. En el estudio telescópico de
la Luna y los planetas, dan contraste a los suaves colores de sus atmósferas y
superficies, y acomodan el nivel de brillo. En la observación solar, atenúan el
intolerable flujo luminoso, y permiten la contemplación de la cromosfera. Y en
la observación de objetos de cielo profundo, reducen el brillo del fondo
celeste, eliminando las fuentes de contaminación lumínica, tanto naturales como
artificiales. Sólo así es posible la contemplación de objetos extremadamente
débiles, hasta hace poco inaccesibles a los aficionados, y la percepción de la
etérea estructura de muchas nebulosas. Para fotografía, además, corrigen la
respuesta cromática de muchos films y atenúan la luz
del fondo. También en fotografía pueden usarse para exaltar objetos difusos y
para reducir el efecto de sobreexposición de las
estrellas brillantes o muy azules. Finalmente, son la base de los sistemas
fotométricos, cuya importancia en Astronomía es enorme.