Los filtros en astrofotografía de cielo profundo: CLS, UHC, L-Extreme, Ha (H alpha)... la paleta SHO...

 (En esta breve entrada le voy a explicar el uso de los filtros para la astrofotografía y cómo interpretar su diagrama de transmisión de bandas que dejan pasar)

Actualizado: 1 de agosto 2026

1 - El espectro electromagnético

    En 1665 sir Isaac Newton hizo de las suyas (como otras tantas veces). Se le ocurrió poner una habitación a oscuras y hacer un pequeño boquete en el postigo de madera de la ventana, de manera que pasase al interior un fino rayo de luz blanca. Al interponer un prisma entre el rayo de luz y la pared lo que sucedió es que la luz blanca se descompuso en 7 colores distintos. No me resisto a poner la portada del mítico dark side of the moon de Pink Floyd, grupo que me encanta y que precisamente escucho ahora mientras escribo.

    El hecho es que el bueno de Newton había descubierto que la luz blanca se compone de la suma de otras luces (roja, verde, azules...) y al pasar por el prisma, por el fenómeno de la refracción, estas componentes pierden velocidad y se las puede ver por separado.

    En realidad, esto no es tan conocido, el experimento de Newton fue más allá e hizo pasar cada una de estas luces de colores por otra pared con boquete y otro prisma a continuación, y en este caso el segundo prisma no descomponía el color que le llegaba en otros, sino que la luz de cada color se quedaba así, por lo que dedujo que el motivo final no era el prisma, sino la luz blanca que estaba compuesta por estas radiaciones de color que a su vez eran ya indivisibles. Es que Isaac era mucho Newton. 

    A partir de ahí se comenzó a estudiar estas componentes por separado. El bueno de William Herschel, músico y científico de día, astrónomo de noche (fue el descubridor accidental de Urano, nada como ser rico y hacer siempre lo que uno quiere, supongo), se planteó el experimento de si alguna de estas componentes llevaba más calor que otra, para lo cual al igual que Newton descompuso la luz blanca en sus componentes de modo que éstas se apoyaran en una mesa, y puso un mismo termómetro de mercurio sobre cada luz componente, anotando los resultados. Su sorpresa fue que el mercurio alcanzó la máxima temperatura cuando dejó reposar el termómetro fuera de los colores componentes, cerca del rojo, pero fuera de él. Es evidente que el sol nos calienta, pero ese calor no tenía mucho que ver con los 7 componentes de color visibles, sino que se transmitía  de forma invisible junto a ellos, cerca del rojo. Herschel había descubierto que oculto en la luz blanca que nos llega del sol había un tipo de radiación invisible que transportaba calor, y como está por debajo del rojo hoy la conocemos por radiación infrarroja.

Experimento de Herschell

    De esta manera el espectro luminoso descubierto por Newton se amplió a radiaciones invisibles para el ojo humano como los rayos infrarrojos, X, gamma, ultravioletas (los pegados al violeta, pero también fuera de la parte visible). Hoy lo llamamos espectro electromagnético, y le doy un esquema relacionado con lo que observan nuestros telescopios fuera de la Tierra. Hay otros telescopios como los radiotelescopios que ven otro tipo de radiaciones, pero a éstos no es necesario sacarlos de la Tierra ya que por ejemplo las ondas de radio, muy energéticas, atraviesan sin problemas la atmósfera terrestre.

    Siguieron las investigaciones y se sustituyó la luz del sol por un gas caliente o se interpuso un gas frio entre una fuente de luz y el prisma y se descubrieron nuevas cosas. En el primer caso, la imagen de fondo era oscura, pero aparecían una serie de bandas de color que eran características del gas. Era como si el gas hubiese mostrado su naturaleza e iluminado de color una banda en un principio oscura. A esta imagen se la conoce por espectro de emisión.

    En el segundo caso, al hacer pasar un gas frio entre la fuente de luz y el prisma, el espectro de fondo tenía color, pero ahora aparecían líneas negras características del gas. Era como si el gas frío hubiera absorbido parte del espectro, y a estos diagramas se les llama espectros de absorción.

    ¿Cómo de características eran estas líneas? Pues tanto que están siempre en la misma posición para cada gas. Por ejemplo, en el gas helio las líneas claras del espectro de emisión y las oscuras del espectro de absorción están en el mismo sitio, de manera que juntado los dos espectros llegamos al espectro continuo. Y no solo eso, sino que ningún gas, puro o compuesto, posee las mismas líneas que otro, y si se mezclan dos gases pero no formando un gas nuevo, las líneas se añaden, si por ejemplo uno tiene 3 y el otro 4, al estar juntos ambos gases sin formar uno nuevo dan lugar a un espectro con 7, hecho por otra parte lógico.

    Así, si identifico las líneas del helio y mirando las estrellas veo que una en su espectro posee incorporadas las líneas del helio, es que dicha estrella contiene helio. De hecho, al helio se le detectó en nuestro sol antes que en la Tierra, y de ahí recibe su nombre (de Helios).

    Resultó entonces que era interesante conocer las líneas del espectro de emisión o absorción de cada gas, o de los gases producidos al quemar un elemento no gaseoso, cosa que podía hacerse en laboratorio, porque podían servir para identificar elementos de fuera de la Tierra. Le pongo una interesante imagen extraída del siguiente enlace.

    El hecho es que acababa de nacer la espectrografía. Le pongo otra imagen de las líneas de absorción de las distintas familias de estrellas (nuestro sol por cierto es de la familia G2V).

    Vamos a ir orientándonos a lo que nos interesa, los filtros para la astrofotografía de cielo profundo. Una vez que a principios del siglo XX se descubrió que todas las radiaciones viajaban en forma de onda se recrearon en laboratorio los espectros de emisión y absorción de cada gas o elemento conocido, no importaba que fuesen sólidos (el hierro por ejemplo al fundirse produce también un vapor caliente rico en hierro), y viendo las líneas de color o negras que se generaban no fue difícil medir sus longitudes de onda en nanómetros (milmillonésimas de metro), de forma que el espectro electromagnético pudo graduarse (la parte de espectro de la imagen anterior está comprendida entre los 365 y los 900 nanómetros), y se pudo ir estableciendo las longitudes de onda del color rojo, del vapor de sodio...

    Esta entrada va dirigida a potenciales astro-fotógrafos aficionados que no van a fotografiar en infrarrojo (conviene tener el telescopio fuera de la atmósfera terrestre), ni por ondas de radio (técnicamente muy caro), sino en el llamado espectro visible. El espectro visible posee esta forma:

    Dicho espectro visible se encuentra escoltado por dos radiaciones invisibles, los rayos ultravioletas y la radiación infrarroja (hay más radiaciones a izquierda y derecha).  Como vemos, cada color visible no es una pequeña cosa; por ejemplo el rojo va desde los 625nm hasta los 780nm. Lo que Newton comenzó a ver con su experimento era una parte del espectro muy resumido; existen infinitas radiaciones que forman parte de la banda del rojo (parece una de piratas). Igual le sucede a los otros colores primarios y por ejemplo el azul no es solo azul, sino que se compone de infinitas radiaciones azuladas.

    Y así, dentro del espectro visible añado 4 líneas muy interesantes para los astro-fotógrafos del visible, $H_\beta$, $OIII$, $H_\alpha$ y $SII$, que están muy relacionadas con ciertos objetos estelares. Estas líneas no son un añadido al espectro electromagnético, sino que forman parte de él y como digo tendrán su importancia cuando nuestra bendita atmósfera nos permita fotografiar de nuevo (estoy en pleno tren de borrascas de enero febrero de 2026).

    Al final de la entrada, cuando dé ejemplos preparados por mí (a ver si mejora el tiempo... me encanta el cielo de invierno, pero qué difícil es tener unas cuantas noches seguidas de cielos claros), me referiré de nuevo a ellos, pero digamos que el $H_\beta$ está relacionado con el hidrógeno excitado en estrellas y nebulosas (ambas se componen de hidrógeno), el $OIII$ se refiere al oxígeno doblemente ionizado, que es muy característico de nebulosas y de nebulosas planetarias, el $H_\alpha$ es muy característico de las nebulosas de emisión al igual que el azufre ionizado, $SII$, muy característico de nebulosas y restos de supernova y que permite afinar algunos detalles.

    Al poner el telescopio no vamos a ver estos colores por separado, sino una luz visible mezcla de todos, pero dentro de esta luz visible van a estar los componentes anteriores, y si observo una nebulosa de emisión me interesará poder captar todas las longitudes de onda, pero especialmente la del $H_\alpha$. No me importará tener un filtro que me bloquee por ejemplo la luz verde, ya que pocos objetos celestes, incluyendo estas nebulosas son de color verde, pero que este filtro no me bloquee por ejemplo el $H_\alpha$. Es como querer disfrutar de un atardecer mirando a través de unas gafas de color rojo; perderíamos muchos detalles.

¿Dispuesto a seguir?