La parte del Universo que podemos plasmar en nuestras fotos, con la que podemos interactuar y cuyas propiedades podemos medir solo es el 4% del total. Es lo que se conoce como materia bariónica. La materia de la que está hecha las galaxias, las estrellas y nosotros mismos. El resto lo desconocemos. La denominada, de una manera un tanto desafortunada, «Materia Oscura», es el 23% del Universo y por su parte la «Energía Oscura» el 73% restante.
A su vez ese 4% que podemos medir está formado en un 75% por Hidrógeno. Es el elemento más abundante que resulta ser el más sencillo.
M42, la «gran» nebulosa de Orión, la nebulosa de emisión mas conocida del cielo, como no podía ser de otra forma está compuesta en su mayor parte por Hidrógeno que gracias a la excitación energética de las jóvenes estrellas en su interior brilla con luz propia. Es tan brillante que alcanza magnitud 3 y es visible desde nuestras contaminadas ciudades. Es ese hidrógeno el que brilla y emite su característica luz roja….
Pero…un momento… ¿roja?… ¿porqué el hidrógeno brilla con luz roja?¿Seguro que es roja?
Como hemos indicado el átomo de hidrógeno es el más simple de todos. Un protón en su núcleo y un solitario electrón «girando» a su alrededor. Realmente no se puede decir que el electrón gira alrededor del núcleo. Los átomos realmente no funcionan así. Pero es una imagen habitual que nos ayuda a comprender la estructura de átomo.
Ese solitario electrón no puede estar a cualquier distancia del núcleo. De la misma forma que nosotros en nuestras casas no podemos vivir en el piso 1.5 o en el 2.3, los electrones solo pueden ocupar «pisos» concretos asociados a energías determinadas. Se dice que su energía está cuantizada. Cuando experimentalmente se comprobó esta estructura se pusieron las bases para lo que conocemos como Mecánica Cuántica.
Ese electrón, al igual que nosotros en nuestras casas, puede cambiar de «piso» absorbiendo o emitiendo energía. En su estado fundamental el electrón estará en el piso n=1. Un electrón en n=1 puede «saltar» a n=2, n=3, etc. absorbiendo la correspondiente diferencia de energía. De la misma forma si se encuentra en el piso n=2 puede pasar al 3, 4, etc. absorbiendo justo la energía necesaria para ello. Y así sucesivamente. Pero también puede ocurrir al revés. Si el electrón se encuentra en 2, 3, 4, etc. y baja hasta el nivel 1 emitirá la diferencia de energía entre esos dos niveles en forma de luz.
A efectos prácticos las transiciones de los electrones de vuelta al estado fundamental (n=1) no nos interesan tanto porque la frecuencia de la energía de esas transiciones se encuentra en el ultravioleta.
Son las transiciones del electrón hacia el piso n=2 las que nos interesan ya que sus frecuencias de emisión ocurren en la zona de espectro visible. Forman la denominada serie Balmer de transiciones del átomo de hidrógeno y se enumeran como alfa, beta, gamma (a, b, g,…). Mira tu por donde ya estamos llegando al asunto del color. Resulta que cada una de esas posibles transiciones están asociadas a un color concreto. El famoso «Ha» o «Hidrógeno Alfa» que tanto nombramos en astrofotografía, sobre todo con filtros de banda estrecha, es la transición del electrón cuando cae del nivel 3 al 2 y emite en forma de luz roja (656 nm) la energía sobrante.
Pero como se puede ver en el gráfico, no es la única transición hasta el nivel n=2 que puede hacer el solitario electrón del Hidrógeno. Puede bajar hasta ese nivel desde niveles superiores y emitir radiación en otros colores. Como en cualquier cantidad de Hidrógeno que tengamos, por pequeña que sea, tenemos una cantidad enorme de átomos al obtener el espectro de emisión lo normal es podamos medir todas esas transiciones.
Como vemos, la emisión de la transición H-beta es azulada y las emisiones a partir de H-gamma cada vez más violetas. Es decir, longitudes de onda más cortas.
Así, si a un tubo de descarga relleno de hidrógeno le provocamos la excitación de sus átomos, el conjunto emitirá una luz que realmente no es «roja» sino más bien magenta por la mezcla del color rojo de la emisión H-alfa con el azul de la emisión H-beta que puede ser aproximadamente un 40% de la emisión total.
¿Eso significa que las nebulosas de emisión formadas por hidrógeno deberían de ser mostradas en un color magenta? No tan rápido… Porque depende de otros factores. Por ejemplo, la presencia en la nebulosa de polvo y gas hace que el componente azulado de la radicación (el H-beta) pueda ser dispersado con mayor facilidad y no llegue a nosotros desplazándose por lo tanto el color resultante hacia tonos más rojizos.
Podríamos decir que el color de una nebulosa de emisión de hidrógeno debería de ser un color dentro del triángulo marcado en la gráfica inferior. Pero, en la práctica, será entre el magenta y el rojo dependiendo de la proporción relativa de H-beta y H-alfa que tengamos en la radicación que nos llega ya que la emisión H-gamma es mucho más pequeña comparada con las otras dos.
M42 al ser tan brillante es fácil obtener su espectro de emisión. En lo que a sus componentes mayoritarios se refiere lo podemos ver en la siguiente figura:
Podríamos analizar las proporciones relativas de cada emisión (H-alfa, H-beta) y determinar si la nebulosa debería de ser más roja o más magenta. Pero siendo este el espectro global de la nebulosa no refleja las variaciones locales debidas a la presencia más o menos abundante de polvo y gases que pueden modificar de manera local esas proporciones y cambiar el color en esas zonas.
Y por otra parte, esto es astrofotografía «amateur» y «artística». En definitiva, que el rigor científico se lo dejamos a otros y aunque el objetivo es mostrar los objetos de una manera razonablemente rigurosa, sin inventarnos nada, precisamente en lo que respecta al color caben aproximaciones personales. Ya sabemos que para gustos los colores.
Por eso, para la imagen que abre la entrada he dedicado más de 16h a obtener datos a través de filtro H-alfa con el objetivo de enriquecer la imagen con las estructuras de la emisión de hidrógeno. El poner el peso de los datos de la imagen en la emisión H-alfa tiene como consecuencia que el color general de la nebulosa se desplaza hacia un color más rojo.
Por comparar, un detalle de la propia nebulosa en LRGB (más magenta) y el resultado de adicionar los datos H-alfa (más rojo).
Como ya he comentado en alguna ocasión anterior, las nebulosas muy brillantes como esta no resultan tan fáciles de fotografiar cuando se pretende mostrar en la imagen final bien expuestas las zonas mas brillantes y, a la vez, las zonas mas débiles que la rodean. Es necesario capturar datos de varios tiempos de exposición para combinarlos mediante técnicas de alto rango dinámico (HDR) Y en este caso, a través de 5 filtros diferentes. Por eso, para fotografiar una nebulosa visible a simple vista he acabado recolectando mas de 55h de datos.
Explorando la imagen, hay detalles interesantes como por ejemplo que muy cerca de M42 podemos observar diversas galaxias:
Aunque la localización de M42 es de sobra conocida por todos, como es costumbre adjunto esquema de su localización.
Y finalmente los datos de la captura. Han sido un total de 949 imágenes sin contar las tomas de calibración. La integración de todos esos datos solo es posible con robustos algoritmos y procesos de calibración, registro e integración muy automatizados que proporcionan los programas de procesado astrofotográfico como Pixinsight.
Como detalle curioso. Solamente la descarga de los datos de todas esas tomas desde la cámara al PC ha durado, si sumamos todos los tiempos de descarga de cada toma individual, 5h:30m… casi nada…
