¿Por qué el Sol se ve tan distinto en $\mathrm{H}\alpha$?

El origen de la línea · 656,28 nm

¿Por qué el Sol brilla en $\mathrm{H}\alpha$?

Todo empieza por el átomo más simple del universo: el hidrógeno, del que está hecho casi todo el Sol.

El Sol es, en su inmensa mayoría, hidrógeno. Y cada elemento químico tiene una especie de huella dactilar: solo absorbe y emite luz en colores muy concretos, no en cualquiera. El hidrógeno tiene varios de esos colores característicos, y uno de ellos cae en el rojo profundo, en una longitud de onda de 656,28 nanómetros. A esa línea la llamamos hidrógeno-alfa, o $\mathrm{H}\alpha$.

Ese color lo produce el hidrógeno cuando uno de sus electrones salta a un orbital de menor energía y libera exactamente esa cantidad de energía en forma de luz roja. Como todos los átomos de hidrógeno son idénticos, todos emiten y absorben justo en esa misma longitud de onda: por eso la línea es tan nítida y tan fiable como referencia.

Sobre la superficie visible del Sol hay una capa fina y tenue llamada cromosfera, hecha sobre todo de hidrógeno. Esa capa brilla precisamente en $\mathrm{H}\alpha$. El problema es que su luz queda completamente ahogada por el resplandor blanco y deslumbrante de la superficie. Un filtro que solo deje pasar el color $\mathrm{H}\alpha$ apaga ese resplandor y deja ver, por fin, la cromosfera encendida: filamentos, plages y protuberancias.

La física: el modelo de Bohr y la serie de Balmer

En el modelo de Bohr, el electrón del hidrógeno solo puede ocupar orbitales con energías concretas, etiquetados por un número entero $n=1,2,3\dots$. Cuanto mayor es $n$, más arriba y más débilmente ligado está el electrón. La energía no es continua: está cuantizada, lo que significa que el átomo solo puede ganar o perder energía en saltos discretos entre esos niveles de energía.

Cuando un electrón cae de un nivel alto a uno más bajo, el átomo emite un fotón cuya energía es exactamente la diferencia entre ambos niveles. La línea $\mathrm{H}\alpha$ corresponde a la transición $n=3\to n=2$. Las transiciones que terminan en $n=2$ forman la llamada serie de Balmer, que cae en el visible; $\mathrm{H}\alpha$ es la primera y más intensa de esa serie.

La energía del salto fija el color de la luz mediante la relación de Planck-Einstein: a mayor energía, menor longitud de onda. Para la transición $n=3\to n=2$ esa energía corresponde a $\lambda =656,28\mathrm{nm}$, el rojo profundo de $\mathrm{H}\alpha$.

El mismo nivel de energía explica dos cosas opuestas que vemos en el Sol. Sobre el disco, el hidrógeno frío de la cromosfera absorbe la luz blanca que viene de abajo y crea una línea oscura: es una de las líneas de Fraunhofer, una raya negra sobre el espectro continuo. En el limbo y en las protuberancias, en cambio, no hay fondo brillante detrás, y ese mismo hidrógeno emite su luz $\mathrm{H}\alpha$ contra el cielo negro: lo vemos en emisión, brillante.

$$E=\frac{hc}{\lambda }$$

El espectro solar

El espectro no es un arcoíris liso

Si descomponemos la luz del Sol con cuidado, el arcoíris aparece cruzado por finas rayas oscuras. $\mathrm{H}\alpha$ es una de ellas.

Cuando separamos la luz solar en sus colores esperamos un arcoíris continuo, pero al mirarlo de cerca aparece interrumpido por cientos de líneas oscuras muy estrechas. Son las líneas de Fraunhofer, y cada una marca un color que ha sido absorbido por un elemento concreto presente en el Sol antes de que su luz llegara hasta nosotros.

Cada línea oscura es la firma de un átomo: el sodio, el calcio, el magnesio, el hierro y, por supuesto, el hidrógeno tienen las suyas. Las líneas del hidrógeno visible forman la serie de Balmer: todas son transiciones electrónicas que terminan en el nivel $n=2$. $\mathrm{H}\alpha$ ($n=3\to 2$, $656,28\mathrm{nm}$) es la primera y más intensa; le siguen $\mathrm{H}\beta$ ($n=4\to 2$, $486,1\mathrm{nm}$), $\mathrm{H}\gamma$ ($n=5\to 2$, $434,0\mathrm{nm}$) y $\mathrm{H}\delta$ ($n=6\to 2$, $410,2\mathrm{nm}$). Otras líneas oscuras del mismo espectro —como las de sodio (Na D, $589\mathrm{nm}$) o magnesio (Mg b, $517\mathrm{nm}$)— pertenecen a elementos distintos y no son transiciones del hidrógeno.

Un telescopio solar de $\mathrm{H}\alpha$ está diseñado para hacer exactamente lo contrario que el resto del espectro: en lugar de descartar la rendija de $\mathrm{H}\alpha$, se queda solo con ella y rechaza todo lo demás.

Longitud de onda: $656\mathrm{nm}$

Seleccionado: $656\mathrm{nm}$ — $\mathrm{H}\alpha$ — Transición del hidrógeno: $n=3\to n=2$ ($656.3\mathrm{nm}$)

Línea oscura en el disco, línea brillante en el limbo

Sobre el disco solar, la luz blanca brillante de la fotosfera atraviesa la cromosfera por encima. El hidrógeno de esa capa absorbe selectivamente los fotones de $656,28\mathrm{nm}$, restándolos del fondo continuo. Por eso, en el espectro del disco, $\mathrm{H}\alpha$ aparece como una línea de absorción: una muesca oscura sobre un fondo intenso.

En el limbo del Sol y en las protuberancias que se elevan sobre él no hay fotosfera brillante detrás, sino el cielo oscuro. Ese mismo hidrógeno, en lugar de absorber, emite sus propios fotones $\mathrm{H}\alpha$. El resultado es una línea de emisión brillante. Es el motivo de que las protuberancias se vean encendidas en el borde mientras los filamentos (el mismo gas, pero proyectado sobre el disco) se vean oscuros: son el anverso y el reverso del mismo fenómeno.

La serie de Balmer completa las transiciones al nivel $n=2$ del hidrógeno. Solo $\mathrm{H}\alpha$, $\mathrm{H}\beta$, $\mathrm{H}\gamma$ y $\mathrm{H}\delta$ caen en el visible; las de $n$ más alto caen en el ultravioleta. Las demás líneas oscuras del espectro solar (sodio, magnesio, calcio, hierro…) corresponden a transiciones electrónicas de esos otros elementos y no tienen relación con la serie de Balmer.

El corazón del instrumento

El etalon: cómo se aísla un solo color

Quedarse solo con una rendija de $0,5\text{A˚}$ en pleno rojo es un reto óptico extremo. La solución es la interferencia de la luz.

El componente clave de un telescopio $\mathrm{H}\alpha$ es el etalon, también llamado interferómetro de Fabry-Pérot. En esencia son dos superficies de vidrio planísimas, casi como espejos, muy paralelas entre sí y separadas por una distancia diminuta y controlada con enorme precisión. Cada superficie refleja parte de la luz y deja pasar otra parte.

Cuando la luz entra en ese hueco, rebota muchas veces de un lado a otro antes de salir. En cada viaje, las ondas que salen se superponen con las que ya habían salido. Para la mayoría de los colores esas ondas quedan desfasadas y se cancelan unas a otras (interferencia destructiva). Pero para unos pocos colores muy concretos, las ondas salen perfectamente sincronizadas y se refuerzan (interferencia constructiva).

El resultado es que el etalon solo deja pasar una rendija de color extremadamente estrecha. Ajustando la separación entre las placas, esa rendija se sitúa justo sobre $\mathrm{H}\alpha$. Es como un coro de miles de reflexiones que solo cantan al unísono en una única nota: la del rojo a $656,28\mathrm{nm}$.

Fabry-Pérot: picos de Airy, FSR, finesse y FWHM

La condición de interferencia constructiva es $2nd\cos \theta =m\lambda$, donde $d$ es la separación entre placas, $n$ el índice del medio entre ellas, $\theta$ el ángulo del rayo respecto a la normal y $m$ un número entero (el orden). Para cada orden $m$ hay una longitud de onda que cumple la condición y sale reforzada.

Por eso la curva de transmisión del etalon no es una sola caja limpia, sino una serie de picos muy finos y regulares: los picos de Airy. La distancia espectral entre dos picos consecutivos se llama rango espectral libre ($\mathrm{FSR}$). Como hay muchos picos, el etalon por sí solo no basta: hace falta un prefiltro (el ERF y a veces un filtro de banda más ancha) que deje pasar la zona alrededor de $\mathrm{H}\alpha$ y elimine los demás órdenes.

La anchura de cada pico se mide por su $\mathrm{FWHM}$ (anchura a media altura). La finesse del etalon es la relación entre $\mathrm{FSR}$ y $\mathrm{FWHM}$, y depende sobre todo de la reflectividad de las superficies: cuanta más reflectividad, más reflexiones efectivas y más estrechos los picos.

Para que la cromosfera destaque sobre el disco, el bandpass (la $\mathrm{FWHM}$) debe ser muy estrecho, típicamente por debajo de $0,5\text{A˚}$. Si la ventana es más ancha, deja entrar demasiada luz del continuo fotosférico y el contraste de los filamentos se pierde: el disco vuelve a verse liso.

$$2nd\cos \theta =m\lambda$$

Afinar la ventana

Tuning: por qué cambia lo que ves

La rendija de color del etalon se puede desplazar un poco. Ese pequeño ajuste decide si ves mejor el disco o el material en movimiento.

El centro exacto de la rendija de color que deja pasar el etalon no es completamente fijo: se puede afinar ligeramente. A eso lo llamamos tuning. Desplazar la ventana solo unas centésimas de ångström cambia de forma sorprendente lo que aparece en la imagen.

Con la ventana centrada justo en $\mathrm{H}\alpha$ se ve mejor el disco: los filamentos oscuros, las plages brillantes y la textura fina de la cromosfera. Si en cambio desplazamos la ventana hacia un ala de la línea —hacia el azul o hacia el rojo— se realza el material que se mueve a gran velocidad, como las protuberancias y las erupciones, porque su luz aparece corrida de color por efecto Doppler.

Por eso un mismo telescopio puede mostrar dos Soles distintos según cómo se afine: uno centrado en el detalle quieto del disco y otro desplazado para cazar los chorros y arcos de gas en movimiento. Afinar es, en el fondo, elegir qué historia del Sol quieres contar en ese momento.

Pressure tuning, tilt tuning y el efecto Doppler

Hay dos formas habituales de afinar un etalon. El pressure tuning cambia la presión —y por tanto el índice de refracción $n$— del gas encerrado entre las placas, lo que desplaza la condición $2nd\cos \theta =m\lambda$ y mueve el pico de transmisión. El tilt tuning inclina el etalon un pequeño ángulo $\theta$: como en la ecuación aparece $\cos \theta$, inclinarlo desplaza el pico hacia el azul.

El material en movimiento entra en juego por el efecto Doppler: el gas que se acerca a nosotros emite $\mathrm{H}\alpha$ corrido hacia el azul, y el que se aleja, hacia el rojo. Al desplazar la ventana del etalon hacia un ala, la sintonizamos con ese gas Doppler-corrido y lo hacemos visible, mientras el gas en reposo se atenúa.

Todo esto implica un compromiso permanente entre contraste y luz. Una ventana más estrecha y bien centrada da más contraste cromosférico, pero deja pasar menos luz y exige exposiciones más largas o una imagen más oscura. Afinar bien es encontrar el equilibrio para el detalle concreto que se quiere observar.

La cadena completa

El sistema óptico, pieza a pieza

El etalon no trabaja solo. Forma parte de una cadena en la que cada eslabón es imprescindible, y algunos lo son por seguridad.

Un telescopio solar $\mathrm{H}\alpha$ es una cadena ordenada de componentes, y la luz los atraviesa en este orden: objetivo → filtro de rechazo de energía (ERF) → etalon → blocking filter → ojo o cámara. Si falta cualquiera de ellos, el sistema deja de funcionar o deja de ser seguro.

El objetivo recoge la luz del Sol. A continuación, el ERF (Energy Rejection Filter), situado al frente, rechaza la inmensa mayoría de la energía: casi todo el infrarrojo, el ultravioleta y buena parte del calor, dejando pasar principalmente la zona del rojo alrededor de $\mathrm{H}\alpha$. Sin él, ese calor concentrado destruiría el etalon y sería peligrosísimo.

Después actúa el etalon, que selecciona la rendija de color de $\mathrm{H}\alpha$. Pero a su salida todavía quedan los demás órdenes de transmisión y luz residual fuera de banda. De eso se encarga el blocking filter, justo antes del ojo o la cámara: bloquea esa luz sobrante, deja una imagen limpia en $\mathrm{H}\alpha$ y protege al observador. Solo entonces la luz llega con seguridad al ojo o al sensor.

Qué pasa si falta el ERF o el blocking filter

Sin el ERF, toda la energía solar recogida por el objetivo —incluido el infrarrojo invisible y el calor— llegaría concentrada hasta el etalon. El etalon, una pieza óptica delicada y muy fina, se calentaría, se deformaría y se arruinaría; y la energía acumulada en el camino representa un riesgo grave de quemadura e incendio. El ERF es la primera línea de defensa que descarta el grueso de la energía antes de que entre en el instrumento.

Sin el blocking filter, aunque el etalon haya seleccionado $\mathrm{H}\alpha$, seguirían pasando los demás órdenes del etalon y luz fuera de banda potencialmente dañina, además de un brillo residual que arruinaría el contraste. Para el ojo eso es peligroso, porque parte de esa luz es intensa e invisible. Por eso un telescopio $\mathrm{H}\alpha$ nunca se usa sin su blocking filter o diagonal correspondiente: no es un accesorio opcional, es parte del sistema de seguridad.

Tres métodos, tres problemas

Comparación de filtros solares

No todos los filtros solares hacen lo mismo. Cada método resuelve un problema distinto y se coloca en un lugar distinto.

Existen tres grandes formas de mirar el Sol con seguridad, y conviene no confundirlas porque funcionan de maneras muy diferentes. Las gafas de eclipse certificadas (ISO 12312-2) se ponen delante de los ojos y solo sirven para mirar a simple vista, sin ningún instrumento que concentre la luz.

El filtro solar de luz blanca se coloca delante de la apertura del telescopio o de los prismáticos, antes de que la luz entre en la óptica. Atenúa de forma pareja todo el espectro hasta un nivel seguro y muestra la fotosfera: el disco, las manchas solares y la granulación. Es como ponerse unas gafas de sol muy oscuras para todo el espectro a la vez.

El telescopio $\mathrm{H}\alpha$ es un sistema dedicado completo, no un simple filtro: combina el rechazo de energía, el etalon y el blocking filter para quedarse con una única rendija de color y revelar la cromosfera. El primero atenúa todo por igual; el segundo selecciona un color. Son herramientas para fines distintos, no intercambiables.

Gafas de eclipseFiltro de luz blancaTelescopio Hα

Posición del filtro

Delante de los ojos, sin ningún instrumento óptico.

Espectro que deja pasar

Todo el espectro visible muy atenuado de forma neutra (filtro de densidad).

Capa solar que revela

Solo sirven a simple vista. No revelan ninguna capa solar en detalle.

Atenuación neutra frente a rechazo de energía más selección espectral

Un filtro de luz blanca actúa, en esencia, como un filtro de densidad neutra (ND): atenúa todas las longitudes de onda visibles más o menos por igual hasta un nivel seguro, conservando la forma del espectro pero reduciendo enormemente su intensidad. Lo que llega es una versión muy oscurecida del Sol completo, en la que se ve la fotosfera.

Un sistema $\mathrm{H}\alpha$ hace algo cualitativamente distinto en dos pasos: primero rechaza la energía (el ERF descarta el grueso del flujo, sobre todo infrarrojo y ultravioleta) y después selecciona el espectro (el etalon y el blocking filter dejan pasar solo la rendija de $\mathrm{H}\alpha$). No es una atenuación uniforme: es una selección quirúrgica de un color, que es justo lo que permite ver la cromosfera y no la fotosfera.

Seguridad solar

Reglas que no cambian nunca

• Las gafas de eclipse no se usan con óptica

  Las gafas de eclipse certificadas (ISO 12312-2) son solo para mirar el Sol a ojo desnudo. Nunca se usan con telescopio, prismáticos ni cámara: la óptica concentra la luz y la atravesaría al instante, con peligro de ceguera permanente.

• Todo instrumento óptico necesita su propio filtro

  Cualquier telescopio, prismático o cámara que apunte al Sol necesita un filtro solar frontal adecuado o formar parte de un sistema solar dedicado. La luz debe filtrarse antes de entrar en la óptica, no después.

• Un telescopio $\mathrm{H}\alpha$ no se usa sin su blocking filter

  El blocking filter (o la diagonal de bloqueo) forma parte del sistema de seguridad de un telescopio $\mathrm{H}\alpha$. Nunca se retira ni se observa sin él: deja pasar luz residual peligrosa para la vista.

• No se improvisan filtros solares

  Radiografías, CD, vidrios ahumados, gafas de sol o filtros caseros no protegen frente al Sol. Solo se usan filtros solares fabricados y certificados para ese fin.

• Los buscadores se usan por proyección

  Nunca se mira por el buscador de un telescopio apuntando al Sol. Se localiza el Sol por la sombra del tubo o por proyección, o se usa un buscador solar dedicado.

• Revisa los filtros antes de cada sesión

  Si un filtro tiene golpes, arañazos, holguras, perforaciones o no queda firmemente sujeto, no se usa. Un filtro solar debe inspeccionarse antes de apuntar al Sol.

• La regla de oro: si hay duda, se tapa el tubo

  No dejes un instrumento solar apuntando al Sol sin supervisión, especialmente en sesiones públicas o con niños cerca. Ante cualquier duda sobre una pieza, se tapa el objetivo y se deja de observar.