Explora el universo a través de la astrofotografía

¿ Qué estamos viendo ?

Esta imagen, procesada en la paleta SHO (Sulfur-Hydrogen-Oxygen), muestra la región interna de la nebulosa del Corazón (IC 1805), destacando su estructura central donde podemos encontrar un cúmulo estelar, Melotte 15. Esta nebulosa de emisión se localiza en la constelación de Casiopea, a una distancia aproximada de 7.500 años luz. Sus coordenadas ecuatoriales (J2000) son:

• RA: 02h 32m 42s
• DEC: +61º 27′ 00″

El campo de visión de la imagen abarca aproximadamente 51 × 75 minutos de arco, lo que, a la distancia de la nebulosa, equivale a un tamaño físico de 111 × 164 años luz. Las estructuras más pequeñas visibles, con dimensiones de apenas unos pocos píxeles, corresponden a escalas del orden de 1.900 unidades astronómicas (UA), es decir, cerca de 2.000 veces la distancia promedio entre la Tierra y el Sol.

Las estrellas del cúmulo abierto Melotte15, han nacido en el núcleo de la nebulosa, y tienen edades de apenas unos pocos millones de años. Estas estrellas emiten una intensa radiación ultravioleta que interactúa con el gas de la nebulosa del Corazón (IC 1805). Esta radiación ioniza los átomos presentes en la nebulosa, principalmente hidrógeno, oxígeno y azufre, elevando sus electrones a niveles de energía superiores. Cuando estos electrones regresan a estados de menor energía, los átomos emiten luz en longitudes de onda características, generando el brillo difuso que observamos en la imagen.

El proceso de foto-ionización es particularmente eficiente en las regiones cercanas a las estrellas más masivas del cúmulo, especialmente aquellas de tipo O y B, que pueden superar las 20-40 masas solares y tienen temperaturas superficiales superiores a 30.000 K. A su vez, los vientos estelares generados por estas estrellas son tan intensos que esculpen y modelan la nebulosa, dando lugar a estructuras dinámicas como pilares de gas, frentes de ionización y cavidades en expansión.

En última instancia, estos vientos solares provenientes de las estrellas de Melotte 15 no solo moldean el gas interestelar circundante, sino que también desempeñan un papel crucial en la evolución de la nebulosa, desencadenando episodios de formación estelar secundaria y, eventualmente, disipando el material remanente que las rodeas.

La imagen es el resultado de la combinación de tres conjuntos de datos obtenidos mediante 3 filtros diferentes de banda estrecha, cada uno diseñado para aislar la emisión de ciertos elementos específicos. El primer filtro transmite únicamente la luz emitida por el hidrógeno en su línea de emisión H alpha (656.3 nm). El segundo filtro selecciona la radiación proveniente del oxígeno doblemente ionizado en su línea prohibida [O III] (495.9 y 500.7 nm). El tercer filtro permite el paso de la emisión del azufre ionizado en su línea prohibida [S II] (671.7 y 673.1 nm).

Para cada filtro, se capturaron múltiples exposiciones individuales que posteriormente fueron alineadas y apiladas para mejorar la relación señal-ruido y alcanzar un tiempo total de integración efectivo equivalente a varias horas de exposición.

¿ Cómo se hizo la fotografía ?

Esta fotografía se capturó usando el siguiente equipo amateur :

TELESCOPIO:	Refractor SkyWatcher ESPRIT 150 ED
CÁMARA:	CMOS QHY 268 M
MONTURA:	MESU-200 MK-II
FILTROS:	Baader CMOS Ultranarrow Band: Hα, [O-III], [S-II]
GUIADO:	QHY-OAG-M con ZWO ASI 174 MM mini
EXPOSICIÓN:	Halpha: 16 h 00 ‘ ( 48 x 1200 s ) [O-III]: 15 h 40 ‘ ( 47 x 1200 s ) [S-II]: 18 h 40 ‘ ( 56 x 1200 s ) TOTAL: 50 h 20 ‘
LUGAR:	TREVINCA (ESPAÑA)

¿ Cómo se procesó ?

La imagen final fue procesada utilizando PixInsight, un software avanzado de reducción y calibración de datos astronómicos. El flujo de trabajo estándar comenzó con la calibración de las imágenes individuales, aplicando darks, flats y bias para corregir artefactos del sensor y variaciones en la iluminación del campo. Posteriormente, se realizó el alineado y apilado de los datos obtenidos en cada filtro de banda estrecha (Halpha, [O III] y [S II]) para mejorar la relación señal-ruido.

Tras la integración, se aplicaron técnicas de extracción de fondo y corrección del gradiente, como Dynamic Background Extraction (DBE), para eliminar gradientes de iluminación no deseados. Luego, la imagen fue linealmente estirada utilizando Histogram Transformation, preservando detalles sin saturar las regiones más brillantes.

En la fase de combinación de canales, los datos de banda estrecha fueron asignados a la paleta SHO (Hubble): [S II] para el canal rojo, Halpha para el canal verde y [O III] para el canal azul, permitiendo visualizar la distribución química del gas ionizado. Se aplicaron ajustes de color y contraste con herramientas como Curves Transformation y SCNR para minimizar dominancias cromáticas no deseadas.

La deconvolución final de la imagen se llevó a cabo utilizando BlurXterminator, un potente plugin de PixInsight especializado en la restauración de detalles finos en imágenes astronómicas. Esta herramienta es particularmente eficaz para mejorar la resolución de las imágenes, reduciendo el efecto de desenfoque causado por diversos factores, como la atmósfera terrestre, pequeños errores en el guiado y en la óptica del telescopio. BlurXterminator utiliza algoritmos avanzados para recuperar estructuras finas y aumentar la nitidez sin introducir artefactos indeseados, lo que permite resaltar detalles sutiles en regiones como los pilares de gas y las zonas de ionización dentro de la nebulosa. Este paso fue crucial para mejorar la definición y el contraste en la imagen final, proporcionando una representación más precisa y detallada de la nebulosa del Corazón y de las estructuras del cúmulo estelar Melotte 15

Algunas curiosidades

Un objeto que ha captado mi atención es una pequeña nube de polvo y gas donde se puede ver una estrella muy rojiza. En realidad, es lo que se llama un objeto YSO (Young Stellar Objects). Estos objetos estelares jóvenes aún en proceso de formación, son protoestrellas envueltas en material de acreción, que evolucionan desde densas nubes de gas y polvo hasta convertirse en estrellas estables en la secuencia principal. Se observa aún la nube de polvo que la rodea y que poco a poco se ira disolviendo debido a la gran emisión de radiación de la joven estrella. Lo más curioso es su forma, que recuerda a un Minion, lo que le da un aire enigmático y fascinante. Este objeto se encuentra hacia la mitad, cerca del lado derecho de la imagen.

En la imagen se distinguen nubes oscuras de gas y polvo, cuya densidad es millones de veces menor que la del humo de un cigarro. A pesar de ser extremadamente tenues, su presencia es perceptible debido a la acumulación de materia a lo largo de decenas de años luz de espesor, lo que provoca la absorción y dispersión de la luz, haciéndolas visibles. En algunas de estas nubes se observa cómo la intensa radiación de las estrellas cercanas las está erosionando, un proceso que puede prolongarse durante millones de años hasta que queden completamente disueltas.

Young Stellar Objects (YSO)

Las estrellas se forman en vastas nubes de gas y polvo presentes en las galaxias, conocidas como nubes moleculares gigantes. Estas estructuras, compuestas principalmente de hidrógeno molecular (H₂) con trazas de helio, carbono, oxígeno y otros elementos, pueden extenderse a lo largo de decenas o incluso cientos de años luz y contener miles de masas solares de material.

Bajo ciertas condiciones, estas nubes pueden volverse gravitacionalmente inestables y comenzar a fragmentarse en regiones más densas o grumos debido a perturbaciones externas, como por ejemplo la onda de choque de una supernova cercana, la compresión generada por la radiación de estrellas masivas en formación o incluso interacciones gravitacionales con otras estructuras galácticas o con otras galaxias cercanas.

Los fragmentos resultantes colapsan por su propia gravedad, incrementando la densidad y temperatura en su interior.

A medida que el gas se contrae, la presión térmica y la radiación comienzan a equilibrar la contracción gravitatoria, alcanzando cierto equilibrio y formando una protoestrella en el núcleo de cada «pequeño» fragmento. En esta etapa, el objeto aún no ha alcanzado las temperaturas y presiones necesarias para la fusión nuclear, pero continúa acumulando material de su entorno mediante un disco de acreción, irradiando energía principalmente en el infrarrojo.

Estos objetos en formación se conocen como Young Stellar Objects (YSOs), objetos estelares jóvenes, y se clasifican en diferentes etapas evolutivas según sus propiedades observacionales:

• Clase 0
  • Son los YSOs más jóvenes, con edades menores a 10.000 años.
  • La protoestrella aún está profundamente incrustada en su envoltura densa de gas y polvo.
  • Su emisión térmica proviene principalmente del polvo frío (~10-30 K), detectable en el submilimétrico y radio.
  • No presentan emisión óptica o infrarroja significativa, ya que la envoltura opaca absorbe la mayor parte de la radiación.
  • Se identifican observando su relación con el gas circundante mediante líneas moleculares (como CO).
• Clase I
  • Tienen edades entre 10.000 y 100.000 años.
  • La envoltura aún está presente, pero el material empieza a disiparse por la radiación de la protoestrella y los flujos bipolares (outflows).
  • Emiten significativamente en el infrarrojo medio y lejano (longitudes de onda de 3 a 100 μm).
  • Aún tienen un disco de acreción prominente, pero ya se pueden observar ciertos signos de evolución.
  • Ejemplo de estos objetos son algunas estrellas T Tauri muy jóvenes.
• Clase II
  • Representan objetos en una etapa más avanzada, con edades de 100.000 a pocos millones de años.
  • La envoltura se ha disipado casi por completo, dejando un disco protoplanetario alrededor de la estrella en formación.
  • Se observan en el óptico y en el infrarrojo cercano, pero aún muestran un exceso infrarrojo debido a la emisión del disco.
  • Aquí encontramos a las estrellas T Tauri (baja masa, <2 M☉) y a las estrellas Herbig Ae/Be (2-10 M☉).
  • Son cruciales para entender la formación planetaria, ya que en esta fase pueden aparecer planetesimales y discos de gas y polvo en evolución, que darán lugar a planetas.
• Clase III
  • Son los YSOs más evolucionados, con edades de varios millones de años.
  • El disco de acreción se ha disipado en gran medida, aunque pueden quedar restos de polvo en forma de discos de escombros.
  • Su emisión en el infrarrojo es mínima en comparación con las Clases I y II.
  • En esta fase, la estrella está en camino de convertirse en una estrella de secuencia principal, con planetas en formación si el disco remanente lo permite.

Este proceso culmina cuando la temperatura en el núcleo de la estrella alcanza unos 10 millones de grados Kelvin, iniciando la fusión del hidrógeno en helio y estableciendo el equilibrio hidrostático que define la secuencia principal, y por lo tanto el nacimiento de una estrella. En este punto, la estrella deja de ser un YSO y comienza su evolución estelar en función de su masa y composición, pero eso ya es otra historia …

Pincha en la siguiente imagen para verla en alta resolución:

Algunos detalles interesantes: