La luz de las galaxias: espectros y redshift

Teoría. Casi todo lo que sabemos de una galaxia nos llega en su luz. Aquí explicamos, desde cero, cómo se descompone esa luz en un espectro, qué información esconde, y cómo el corrimiento al rojo nos dice a qué velocidad se aleja y a qué distancia está.

1. La luz como mensajera

Imagina que solo pudieras conocer a una persona por las cartas que te envía, sin verla ni oírla jamás. Esa es, más o menos, la situación de quien estudia galaxias. No podemos viajar a una galaxia ni tocarla. Lo único que recibimos de ella es su luz (y, en algunos casos, otras señales como ondas de radio o rayos X, que también son luz, como veremos). Una galaxia puede estar a millones o miles de millones de años‑luz: nada material va a ir y volver. La luz es nuestra única mensajera.

La buena noticia es que esa mensajera viene cargadísima de información. La luz no es un mensaje en blanco: trae codificados la temperatura de las estrellas, los elementos químicos que contienen, la velocidad a la que se mueve el gas, e incluso a qué distancia y en qué época del universo estamos mirando. El problema es que toda esa información viene mezclada en un único haz que, a simple vista, parece solo "un puntito de luz". Para leerla hay que separarla.

¿Cómo se separa? Por color. Todos hemos visto un arcoíris, o la luz que atraviesa un cristal tallado y se abre en franjas de colores. Eso es exactamente lo que hace un prisma: descompone la luz blanca en sus colores constituyentes, del violeta al rojo. Un instrumento astronómico llamado espectrógrafo hace lo mismo de forma muy precisa: toma la luz de una galaxia y la extiende ordenándola por color. El resultado —un registro de cuánta luz hay en cada color— es lo que llamamos un espectro.

Un espectro es, en esencia, un gráfico: en el eje horizontal va el "color" (la longitud de onda) y en el vertical va el brillo (cuánta luz llega en ese color). Pasamos de "un puntito" a "una gráfica con estructura", y esa estructura es la que sabemos leer.

¿Qué es exactamente el "color"? (longitud de onda)

La luz es una onda, como las olas del mar o las ondas que se forman al tirar una piedra a un estanque. Y como toda onda, tiene una longitud de onda: la distancia entre dos crestas consecutivas. Lo fascinante es que el color que percibimos es la longitud de onda de la luz:

• Longitudes de onda cortas → luz azul/violeta.
• Longitudes de onda largas → luz roja.

Para medir esas distancias tan diminutas se usa el ångström (símbolo Å), una unidad pensada justo para la escala atómica y de la luz:

1 Å = 0,1 nanómetros = 0,0000000001 metros (10⁻¹⁰ m)

Con esa vara de medir, la luz visible —la que ven nuestros ojos— va aproximadamente de:

• 4000 Å → violeta‑azul (el extremo "corto").
• 7000 Å → rojo (el extremo "largo").

Todo lo que cae fuera de esa franja existe igualmente, pero nuestros ojos no lo detectan: por debajo de los 4000 Å está el ultravioleta, y por encima de los 7000 Å está el infrarrojo. Las galaxias emiten en todas esas regiones, y los telescopios sí pueden "verlas". Volveremos a ello en la sección avanzada del espectro electromagnético.

2. El espectro de una galaxia

Una estrella ya tiene un espectro interesante. Pero una galaxia no es una estrella: es la suma de la luz de cientos de miles de millones de estrellas, más el gas y el polvo que flotan entre ellas. Cuando observamos una galaxia entera (o una región de ella), su espectro es una especie de "promedio gigante" de todas esas fuentes mezcladas. Aun así, ese promedio tiene una estructura muy reconocible, hecha de tres ingredientes:

• Un continuo: la luz de fondo, suave y sin saltos bruscos, que aportan todas las estrellas juntas. La forma y la pendiente de ese continuo delatan qué mezcla de estrellas domina la galaxia. Un continuo más azul (más brillo hacia las longitudes de onda cortas) indica abundancia de estrellas jóvenes, calientes y masivas; un continuo más rojo indica una población vieja y fría. Es como juzgar una multitud por el tono general de sus voces: no oyes a cada persona, pero el "color del murmullo" te dice si predominan voces graves o agudas.

• Líneas de absorción: pequeñas "muescas" oscuras en el continuo, longitudes de onda concretas donde llega menos luz de lo esperado. Se producen porque los átomos de las atmósferas de las estrellas absorben la luz justo en esas longitudes de onda. Son la firma típica de las estrellas. Ejemplos clásicos: el doblete Ca II H&K, la banda G, el Mg b, el Na D…

• Líneas de emisión: lo contrario, "picos" brillantes, longitudes de onda donde llega más luz de lo esperado. Las produce el gas ionizado que emite luz en longitudes de onda muy concretas. Aparecen cuando hay formación estelar activa (estrellas recién nacidas que iluminan el gas circundante) o un núcleo galáctico activo. Ejemplos: Hα, Hβ, [O III], [N II], [S II]…

La clave que hace todo esto posible es un hecho profundo de la física: cada elemento químico emite y absorbe luz solo en un conjunto fijo y característico de longitudes de onda, siempre las mismas. Es como una huella dactilar o un código de barras: el hidrógeno tiene su patrón, el oxígeno el suyo, el calcio el suyo. Por eso, leyendo las líneas de un espectro podemos saber de qué está hecha una galaxia situada a miles de millones de años‑luz, sin haber recogido jamás una muestra de ella. (En la sección avanzada explicamos por qué cada átomo tiene su propia huella.)

La siguiente tabla recoge algunas de las líneas más útiles, con su longitud de onda "en reposo" (la que mediríamos en un laboratorio terrestre, sin redshift). Memoriza la idea, no los números: estas son las pistas con las que los astrónomos "leen" una galaxia.

Los corchetes en [O III], [N II] o [S II] no son decorativos: indican que se trata de líneas "prohibidas", transiciones que en un laboratorio terrestre casi no ocurren porque el gas es demasiado denso, pero que sí se dan en el gas extremadamente tenue del espacio interestelar. Su mera presencia ya nos cuenta que estamos ante un gas rarísimamente poco denso.

2.1. El espectro electromagnético (avanzado)

La luz visible es solo una ventanita estrecha de algo mucho más amplio: el espectro electromagnético. Toda la "luz" —visible o no— es radiación electromagnética, es decir, ondas de campos eléctricos y magnéticos que viajan por el vacío a la velocidad c ≈ 300 000 km/s. Lo único que distingue una clase de luz de otra es su longitud de onda (o, equivalentemente, su frecuencia y su energía: a menor longitud de onda, mayor frecuencia y mayor energía por fotón).

Ordenadas de menor a mayor energía:

Nota importante a tener en cuenta. Decir "la luz roja tiene más longitud de onda que la azul" y "el rojo tiene menos energía por fotón que el azul" es lo mismo dicho de dos maneras. Longitud de onda, frecuencia y energía están ligadas: si una sube, las otras bajan en consecuencia. Conviene tenerlo claro porque más adelante el redshift "estira" la longitud de onda, lo que equivale a quitarle energía a la luz.

La gran consecuencia práctica: ningún telescopio ve "todo". Cada uno está diseñado para una franja del espectro, y por eso se construyen radiotelescopios, telescopios ópticos, observatorios infrarrojos en órbita o satélites de rayos X. Una misma galaxia se ve completamente distinta según la ventana por la que la mires, y solo combinando todas obtenemos la imagen completa.

2.2. Por qué cada átomo tiene su huella: líneas de emisión y absorción (avanzado)

¿De dónde salen esas líneas tan precisas? La respuesta está en la estructura de los átomos. Un átomo tiene un núcleo y, alrededor, electrones que solo pueden ocupar ciertos niveles de energía permitidos, como si fueran peldaños de una escalera (no puedes quedarte "entre" dos peldaños). Estos niveles son discretos y característicos de cada elemento: la "escalera" del hidrógeno tiene unos peldaños, la del oxígeno otros distintos.

Cuando un electrón salta de un peldaño alto a uno más bajo, libera el exceso de energía en forma de un fotón (una partícula de luz). Y aquí está la magia: la energía de ese fotón —y por tanto su longitud de onda exacta— está fijada por la diferencia de altura entre los dos peldaños. Como las alturas son siempre las mismas para cada elemento, los fotones salen siempre con las mismas longitudes de onda:

• Emisión: un electrón cae a un nivel inferior y emite un fotón de longitud de onda fija → vemos una línea brillante en esa longitud de onda. Esto domina en el gas caliente e ionizado.
• Absorción: un fotón del continuo, que pasa por una nube de átomos más fríos, es capturado por un electrón que sube de peldaño, justo si su energía coincide con un salto permitido → vemos una muesca oscura, porque ese fotón ha sido retirado del haz. Esto domina en las atmósferas estelares frías.

Por eso emisión y absorción son dos caras de la misma moneda: ambas ocurren exactamente en las mismas longitudes de onda para un elemento dado; lo que cambia es si el gas está emitiendo energía o robándola al fondo. Y por eso el conjunto de líneas es una firma química inconfundible: midiendo en qué longitudes de onda aparecen, identificamos los elementos presentes; midiendo su intensidad, estimamos cuánto hay y en qué condiciones de temperatura y densidad se encuentra.

3. El corrimiento al rojo (redshift)

Llegamos a una de las grandes ideas de la cosmología del siglo XX. Hasta ahora hemos hablado de las líneas como huellas en longitudes de onda fijas. Pero cuando los astrónomos observaron galaxias lejanas, se encontraron con algo desconcertante: las huellas estaban ahí, inconfundibles por su patrón mutuo, pero todas corridas hacia el rojo, hacia longitudes de onda más largas.

¿Por qué? Porque el universo se expande. Esta es probablemente la frase más importante de toda la cosmología, y conviene entenderla bien: no es que las galaxias salgan despedidas a través de un espacio fijo, como esquirlas de una explosión. Es el propio espacio entre las galaxias el que crece con el tiempo. La analogía clásica es una masa de pan con pasas en el horno: a medida que la masa fermenta y se hincha, cada pasa se aleja de todas las demás, no porque las pasas "se muevan" dentro del pan, sino porque la masa que hay entre ellas se expande. Cuanto más lejos están dos pasas, más masa crece entre ellas y más deprisa se separan.

Ahora bien, la luz de una galaxia lejana es una onda que viaja a través de ese espacio en expansión durante millones o miles de millones de años. Mientras viaja, el espacio que la transporta se estira, y con él se estira la propia longitud de onda de la luz. Una onda estirada es una onda más roja. Por eso: cuanto más lejos está la galaxia, más tiempo ha viajado su luz, más se ha estirado el espacio durante ese viaje, y más al rojo llega. A ese desplazamiento lo llamamos corrimiento al rojo o redshift.

Lo cuantificamos con un único número, z, que compara la longitud de onda observada con la longitud de onda en reposo (la del laboratorio):

z = (λ_observada − λ_reposo) / λ_reposo → λ_observada = λ_reposo · (1 + z)

La idea práctica es preciosa por su sencillez: todas las líneas se desplazan exactamente el mismo factor (1 + z). El patrón mutuo entre ellas —las distancias relativas que forman su "código de barras"— se conserva intacto; solo se desliza en bloque hacia el rojo. Por eso medir un redshift se reduce a:

1. Reconocer el patrón de líneas (su huella inconfundible), aunque esté corrido.
2. Ver cuánto se ha desplazado respecto a las longitudes de onda de laboratorio.
3. Despejar z.

Ejemplo numérico. La línea Hα está en reposo en 6563 Å. Si en una galaxia la encontramos en 7000 Å, entonces z = (7000 − 6563) / 6563 ≈ 0,067. Y como todas las líneas comparten ese z, podemos predecir dónde caerán las demás: la [O III] de 5007 Å debería aparecer en 5007 · (1 + 0,067) ≈ 5343 Å. Si efectivamente está ahí, la identificación queda confirmada.

3.1. Redshift cosmológico, Doppler y gravitacional (avanzado)

Conviene no confundir tres causas distintas que pueden correr la luz al rojo (o al azul):

• Efecto Doppler (movimiento real): es el corrimiento por velocidad a través del espacio, el mismo fenómeno que hace que la sirena de una ambulancia suene más aguda al acercarse y más grave al alejarse. Si una fuente de luz se acerca, sus ondas se "comprimen" → corrimiento al azul; si se aleja, se "estiran" → corrimiento al rojo. Esto afecta, por ejemplo, a las estrellas de nuestra propia galaxia o al movimiento interno del gas en otra.

• Redshift cosmológico (expansión del espacio): el que hemos descrito arriba. No se debe a que la galaxia "viaje" por el espacio, sino a que el espacio mismo se ha estirado mientras la luz lo atravesaba. Es la causa dominante del redshift de las galaxias lejanas.

• Redshift gravitacional (relatividad general): la luz también pierde algo de energía —y se enrojece— al escapar de un campo gravitatorio intenso. Suele ser pequeño salvo cerca de objetos muy compactos, pero existe y conviene conocerlo.

Nota importante a tener en cuenta. Aunque a veces se hable del redshift cosmológico "como si" fuera un Doppler de la expansión, conceptualmente no lo es: en el Doppler clásico la galaxia se desplaza por un espacio fijo; en el cosmológico el espacio crece de por sí. Por eso, a redshifts altos, los z cosmológicos pueden corresponder a "velocidades de recesión" que, ingenuamente calculadas, superarían la velocidad de la luz, lo cual no viola ninguna ley física: no es que nada se mueva más rápido que la luz, es que el espacio entre dos puntos puede crecer arbitrariamente. Tenlo presente al interpretar las cifras de la siguiente sección.

4. De z a velocidad y distancia: la ley de Hubble–Lemaître

A finales de los años 1920, Edwin Hubble (basándose también en el trabajo teórico previo de Georges Lemaître) descubrió una relación asombrosa: cuanto más lejos está una galaxia, más deprisa se aleja, y además de forma proporcional. Duplica la distancia y duplicarás la velocidad de recesión. Esa es la ley de Hubble–Lemaître, hoy considerada una de las pruebas fundacionales de que el universo se expande.

Para redshifts pequeños (z mucho menor que 1), la relación se aproxima muy bien por:

v ≈ c · z y d ≈ v / H₀

donde:

• c es la velocidad de la luz (≈ 300 000 km/s).
• H₀ es la constante de Hubble, el ritmo actual de expansión del universo, con un valor de orden H₀ ≈ 70 km/s/Mpc.
• Mpc es el megaparsec, una unidad de distancia cosmológica: 1 Mpc ≈ 3,26 millones de años‑luz.

Leído en palabras, H₀ ≈ 70 km/s/Mpc significa: "por cada megaparsec de distancia, una galaxia se aleja unos 70 km/s más rápido". Así que el procedimiento completo es: medimos z a partir de las líneas → estimamos la velocidad de recesión v → y de ahí deducimos la distancia d. Toda esa cadena arranca de un espectro.

4.1. Cómo lo calcula SusoLabs - Cosmos

Nota importante a tener en cuenta. El redshift cosmológico no es un efecto Doppler clásico (la galaxia no "se mueve" por el espacio: es el espacio el que se expande). SusoLabs - Cosmos calcula la velocidad con la fórmula Doppler relativista v = c · [(1+z)² − 1] / [(1+z)² + 1] —que para z pequeño coincide con v ≈ c·z— y luego d ≈ v/H₀. Es una aproximación pedagógica: a z alto, "la distancia" depende del modelo cosmológico (comóvil ≠ luminosidad ≠ propia) y harían falta correcciones del modelo ΛCDM que aquí no aplicamos. Por eso las distancias solo son orientativas y fiables a z bajo. Además, el valor exacto de H₀ está en debate (la "tensión de Hubble": ≈67 según el fondo cósmico de microondas frente a ≈73 con la escalera de distancias).

Desglosemos por qué hace falta esa cautela, porque es importante entender los límites de lo que mostramos.

4.2. La constante de Hubble y la "tensión de Hubble" (avanzado)

H₀ es uno de los números más buscados de toda la ciencia, porque fija la escala y la edad del universo. Pero hay un problema fascinante: se mide de dos maneras independientes y los dos resultados no coinciden.

• Con la escalera de distancias (midiendo galaxias cercanas con estrellas variables Cefeidas y supernovas de tipo Ia, peldaño a peldaño) se obtiene un valor alto, en torno a 73 km/s/Mpc.
• A partir del fondo cósmico de microondas (la luz más antigua del universo, analizada por misiones como Planck dentro del modelo ΛCDM) se obtiene un valor más bajo, en torno a 67 km/s/Mpc.

La diferencia es pequeña en apariencia, pero estadísticamente significativa, y nadie ha logrado explicarla del todo. A esa discrepancia se la conoce como la tensión de Hubble. Podría deberse a un error sistemático aún no identificado, o —lo que entusiasma a muchos físicos— a que falte física nueva en nuestro modelo del cosmos. Por eso, cuando SusoLabs - Cosmos fija H₀ ≈ 70, está tomando deliberadamente un valor intermedio y redondo: es suficiente para una estimación didáctica, pero no es "la verdad" definitiva, porque esa verdad aún está en disputa.

4.3. Distancias en cosmología: comóvil, propia y de luminosidad (avanzado)

Aquí está la razón profunda de por qué las distancias a z alto son delicadas: en un universo en expansión, la palabra "distancia" deja de tener un único significado. Cuando el espacio crece mientras la luz viaja, hay que precisar qué distancia queremos:

• Distancia propia: la separación "real" entre nosotros y la galaxia en un instante dado. Pero como el espacio se expande, esa separación cambia con el tiempo: la distancia propia "cuando salió la luz" es mucho menor que la distancia propia "ahora". No es una cantidad única.

• Distancia comóvil: una distancia diseñada para no cambiar con la expansión. Es como medir el universo con una regla que se estira junto con él; así, dos galaxias que solo se separan por la expansión mantienen una distancia comóvil constante. Es la magnitud natural para describir la estructura a gran escala.

• Distancia de luminosidad: la que se deduce de cuánto brillo nos llega de un objeto de luminosidad conocida (aplicando que el brillo cae con el cuadrado de la distancia). En un universo en expansión, esta distancia resulta mayor que la comóvil, porque la expansión "diluye" la luz de forma extra.

Las tres coinciden cuando z es pequeño y el universo apenas se ha expandido durante el viaje de la luz —por eso la receta sencilla d ≈ v / H₀ funciona bien a z bajo—. Pero a z alto divergen claramente, y cuál uses depende de la pregunta que hagas. Calcularlas con rigor exige integrar la historia de la expansión dentro del modelo ΛCDM (con su materia oscura y su energía oscura), algo que va más allá de la aproximación pedagógica de SusoLabs - Cosmos. De ahí el aviso: a redshift alto, nuestras distancias son orientativas, no medidas finas.

5. Recapitulando

Recorramos la cadena completa, que es realmente elegante:

1. La luz de una galaxia llega mezclada → la descomponemos en un espectro.
2. El espectro muestra un continuo (la mezcla de estrellas) y líneas (las huellas químicas).
3. Las líneas aparecen corridas al rojo por la expansión del universo → medimos z.
4. De z deducimos una velocidad de recesión y, con la ley de Hubble–Lemaître y H₀, una distancia.

Todo ello sin tocar jamás la galaxia: solo leyendo, con cuidado, el mensaje que viaja en su luz. Y al mismo tiempo, cada paso esconde física de frontera —la tensión de Hubble, las distancias cosmológicas— que nos recuerda que seguimos aprendiendo a leer ese mensaje.

Para saber más

• Wikipedia (ES): Corrimiento al rojo
• Wikipedia (ES): Ley de Hubble
• Wikipedia (ES): Espectro electromagnético
• Wikipedia (ES): Línea espectral
• NASA — Ciencia: science.nasa.gov
• ESA — Agencia Espacial Europea: www.esa.int
• SDSS — Sloan Digital Sky Survey: www.sdss.org
• ESO — Observatorio Europeo Austral: www.eso.org
• Libro: Cosmología física, Steven Weinberg.
• Libro: Galaxias y cosmología, James Binney y Michael Merrifield.

▶ Abrir esto en la herramienta interactiva (Galaxias)