Objetos brillantes
La imaginería dentro de varios filtros necesita objetos brillantes como los objetos del
sistema solar. Dependiendo de la longitud de onda de las observaciones, los discos del
Sol
,
de
Júpiter
o de
Titán
no se ven iguales. Hay que adaptar los rangos espectrales a los fenómenos estudiados.
El principal interés de la imaginería en varios filtros es el de procurar un modelo preciso
del objeto observado. Utilizando códigos de transferencia de radiación, estos modelos
permiten conseguir información sobre la temperatura o la composición del objeto. La
animación
ilustra esto en el caso del casquete polar sur de Marte, observado con el instrumento OMEGA de la
sonda Mars Express.
La Vía Láctea
Dependiendo de la longitud de onda de las observaciones, la
Vía Láctea
se ve diferente. Cada longitud de onda aporta información complementaria sobre su
estructura:
- Continuo radio a 408 Mhz: la emisión proviene de la difusión de los electrones libres
(emitidos durante las supernovas) dentro del plasma interestelar caliente. O de electrones
acelerados en regiones con campos magnéticos fuertes. El lazo en el hemisferio galáctico
norte muestra la presencia de plasma caliente que viene de una supernova que explotó
"cerca" del Sol hace algunos miles de años.
- Hidrógeno atómico a 21 cm (transición hiperfina del hidrógeno atómico): marca el medio
interestelar frío, compuesto de gases y polvo.
- Continuo radio a 2.5 Ghz: señala la presencia de gas caliente e ionizado encontrado en la
regiones de formación estelar.
- Hidrógeno molecular: medido indirectamente, a través de la transición J=1-0 del monóxido
de carbono. Esta línea proporciona el mapa de nubes de hidrógeno frías y densas.
- El infrarrojo lejano: la emisión proviene principalmente de las nubes del medio interestelar
calentado por las estrellas recién formadas de las regiones de génesis estelar.
- Infrarrojo térmico (12, 60 y 100 micrómetros): la emisión proviene también de las nubes del
medio interestelar calentadas, pero indica más bien la presencia de moléculas complejas.
- Infrarrojo cercano (1.5, 2.2 y 3.5 micrómetros): la mayor parte de la emisión viene de las estrellas de
tipo espectral
K, frías y de masa baja. La absorción por el material interestelar es débil en este rango de
longitudes de onda.
- Visible (600 nm): la luz interestelar visible es fuertemente absorbida por las nubes del medio
interestelar. Ello limita la distancia a la cual se ven los objetos, y sólo la vecindad del Sol se puede
estudiar de este modo.
- X (0.25, 0.75 y 1.5 keV) : la emisión de los rayos X de baja energía proviene de las nubes calientes.
Es absorbida por el material interestelar.
- Rayos gamma: los fotones emitidos a más de 100 MeV son producidos por el choque entre los rayos
cósmicos de los púlsares
de la Vía Láctea y del material interestelar.
a 656.3 nm y línea K del calcio a 393.4 nm (K3 en el mínimo de la línea, K1v dentro
del ala del lado violeta). La morfología de las estructuras depende de la longitud de
onda de las observaciones.
Introducción