Es una suerte que la mayor parte de las nebulosas oscuras se encuentren entre el brillante y delgado disco galáctico, ese plano entre campos estelares ricos en estrellas. Extensiones gaseosas, polvorientas y arremolinadas, parecen como un humo espeso que oscurece el fondo de estrellas. Para los no iniciados, estas regiones pueden parecer poco interesantes: simplemente regiones sin estrellas, aparente vacío. Si bien en ocasiones vemos estas nebulosas porque se recortan contra nebulosas brillantemente iluminadas, en este sentido encontraremos que las nebulosas oscuras y las iluminadas a menudo están completamente interconectadas. En la mayoría de los casos, adoptan poses menos dramáticas que sus hermanas brillantes, pero algunas revelan una presencia clara, con contornos sencillos.
En el caso de la imagen de hoy B150 (Caballito de mar), estos contornos pueden rastrearse más fácilmente en toda su extensión. El caballito en cuestión no es el conocido hippocampus miembro del reino animal, sino que nuestro ejemplar es una nebulosa oscura. Destaca su figura (boca abajo en la imagen) sobre el campo de estrellas de nuestra galaxia que hacen de fondo para que destaque con su silueta rampante.
Las nubes oscuras son lugares extremadamente fríos, con temperaturas tan bajas que cualquier cambio físico parece improbable. No obstante, ciertos procesos especiales, como la formación estelar, permiten transformaciones. Con una temperatura cósmica cercana al cero absoluto (-270,27°C), las temperaturas en las nebulosas oscuras oscilan entre -258°C y -266°C, debido a que el polvo bloquea la radiación externa, mientras que solo escapan longitudes de onda del infrarrojo lejano. Estas temperaturas extremadamente bajas son prácticamente imperceptibles sin equipos avanzados.
Estas nubes se mantienen en un delicado equilibrio, sostenidas por sus campos magnéticos y la fuerza gravitacional interna. Este proceso de atracción es similar a la acumulación espontánea de "pelusas" en el hogar, o a la formación de planetoides a partir de polvo y escombros. Las nebulosas suelen tener formas mal definidas, a veces conformadas en estructuras separadas, retorcidas y estrechas, con extremidades alargadas que bloquean la luz como tentáculos. Las formas serpentinas de estas nebulosas podrían deberse a la atracción gravitacional de la galaxia, que organiza a las estrellas a lo largo de su plano (el delgado disco galáctico), y tal vez también a los vientos estelares.
Sin embargo, las fuerzas gravitacionales no explican la tendencia de los finos filamentos polvorientos a moverse perpendicularmente al eje de ciertas galaxias, como se observa en el cinturón de polvo de la Vía Láctea. Tanto el gas como el polvo en estas nubes son muy diferentes a lo que conocemos en la Tierra. En las zonas más oscuras abunda el hidrógeno, junto con helio y otros compuestos de nitrógeno, oxígeno y carbono (como el monóxido de carbono), además de amoníaco, agua y trazas de elementos metálicos. La mayor parte del polvo, subproducto de estrellas moribundas, consiste en partículas ultrafinas de sílice y carbono, junto con sodio, magnesio y hierro. Las bajas temperaturas permiten que moléculas congeladas de algunos gases cubran rápidamente estas partículas de polvo.
Es el polvo, no el gas, el que bloquea la luz visible, actuando como un filtro de luz. Las nebulosas oscuras, al atraer suficiente material, crean estructuras que comparten un destino común con otras más antiguas. Aunque las nubes pueden estar en equilibrio por mucho tiempo, las más masivas eventualmente colapsan lentamente, iniciando un ciclo de creación estelar. A medida que su densidad aumenta, surgen "nubes moleculares", grupos densos de gas con hidrógeno ionizado (HII), que puede volverse iridiscente gracias a estrellas jóvenes en su interior.
De diversas formas y tamaños, la composición polvorienta de estas nubes moleculares produce efectos de "extinción de estrellas", al absorber la luz de estrellas distantes cuando se comprimen. Aunque el volumen de la segunda etapa del medio interestelar es pequeño, puede representar hasta la mitad de la masa total, mostrando la magnitud de la compresión. Conforme nos alejamos del núcleo galáctico hacia nuestro Sistema Solar, esta materia molecular es apenas evidente, ya que la mayoría se encuentra más cerca del núcleo en un plano aún más delgado que el disco galáctico.
337 imágenes obtenidas con NINA y procesadas con PixInsight
B 150 _SW80ED _ ZWO ASI533MC Pro _337LIGHTS _ 60.00 _1x1 _ 150 _ -9.80 _2024-08-08
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