Nebula de Orión
La Nebulosa de Orión (también conocida como Messier 42, M42 o NGC 1976) es una nebulosa difusa nebulosa situada en la Vía Láctea, al sur del Cinturón de Orión en la constelación de Orión, y se conoce como la 'estrella' del medio. en la "espada" de Orión. Es una de las nebulosas más brillantes y es visible a simple vista en el cielo nocturno con una magnitud aparente de 4,0. Se encuentra a 1.344 ± 20 años luz (412,1 ± 6,1 pc) de distancia y es la región de formación de estrellas masivas más cercana a la Tierra. Se estima que la nebulosa M42 tiene 24 años luz de diámetro (por lo que su tamaño aparente desde la Tierra es de aproximadamente 1 grado). Tiene una masa de unas 2.000 veces la del Sol. Los textos más antiguos se refieren con frecuencia a la Nebulosa de Orión como la Gran Nebulosa en Orión o la Gran Nebulosa de Orión.
La Nebulosa de Orión es uno de los objetos más analizados y fotografiados del cielo nocturno y se encuentra entre las características celestes más intensamente estudiadas. La nebulosa ha revelado mucho sobre el proceso de formación de estrellas y sistemas planetarios a partir del colapso de nubes de gas y polvo. Los astrónomos han observado directamente discos protoplanetarios y enanas marrones dentro de la nebulosa, movimientos intensos y turbulentos del gas y los efectos fotoionizantes de estrellas cercanas masivas en la nebulosa.
Características físicas
La Nebulosa de Orión es visible a simple vista incluso desde áreas afectadas por algo de contaminación lumínica. Se ve como la "estrella" del medio. en la "espada" de Orión, que son las tres estrellas situadas al sur del Cinturón de Orión. La "estrella" parece borroso para los observadores de vista aguda, y la nebulosidad es obvia a través de binoculares o un telescopio pequeño. El brillo superficial máximo de la región central de M42 es de aproximadamente 17 Mag/arcsec2 (alrededor de 14 mil nits) y el resplandor azulado exterior tiene un brillo superficial máximo de 21,3 Mag/arcsec2 (alrededor de 0,27 mililitros). (En las fotos que se muestran aquí, el brillo o la luminancia se mejora en gran medida).
La Nebulosa de Orión contiene un cúmulo abierto muy joven, conocido como el Cúmulo Trapecio debido al asterismo de sus cuatro estrellas principales dentro de un diámetro de 1,5 años luz. Dos de estos pueden resolverse en sus sistemas binarios componentes en noches con buena visibilidad, dando un total de seis estrellas. Las estrellas del Cúmulo Trapezium, junto con muchas otras estrellas, todavía están en sus primeros años. El Cúmulo Trapecio es un componente de la mucho más grande Nebulosa de Orión, una asociación de unas 2.800 estrellas dentro de un diámetro de 20 años luz. La nebulosa de Orión, a su vez, está rodeada por el complejo de nubes moleculares de Orión, mucho más grande, que tiene cientos de años luz de diámetro y abarca toda la constelación de Orión. Hace dos millones de años, el cúmulo de la Nebulosa de Orión pudo haber sido el hogar de las estrellas fugitivas AE Aurigae, 53 Arietis y Mu Columbae, que actualmente se están alejando de la nebulosa a velocidades superiores a 100 km/s (62 mi/s).
Coloración
Los observadores han notado durante mucho tiempo un tinte verdoso distintivo en la nebulosa, además de regiones de rojo y azul violeta. El tono rojo es el resultado de la radiación de la línea de recombinación Hα a una longitud de onda de 656,3 nm. La coloración azul-violeta es la radiación reflejada por las estrellas masivas de clase O en el centro de la nebulosa.
El tono verde fue un rompecabezas para los astrónomos a principios del siglo XX porque ninguna de las líneas espectrales conocidas en ese momento podía explicarlo. Se especuló que las líneas fueron causadas por un nuevo elemento, y se acuñó el nombre nebulium para este material misterioso. Sin embargo, con una mejor comprensión de la física atómica, se determinó más tarde que el espectro verde fue causado por una transición de electrones de baja probabilidad en oxígeno doblemente ionizado, la llamada "transición prohibida". Esta radiación era imposible de reproducir en el laboratorio en ese momento, porque dependía del entorno inactivo y casi libre de colisiones que se encuentra en el alto vacío del espacio profundo.
Historia
Se ha especulado que los mayas de América Central pueden haber descrito la nebulosa dentro de sus "Tres piedras del hogar" mito de la creación; si es así, los tres corresponderían a dos estrellas en la base de Orión, Rigel y Saiph, y otra, Alnitak en la punta del "cinturón" del cazador imaginado, los vértices de un triángulo equilátero casi perfecto con la Espada de Orión (incluida la Nebulosa de Orión) en el medio del triángulo visto como la mancha de humo del incienso de copal en un mito moderno, o, en (la traducción que sugiere de) uno antiguo, las brasas literales o figurativas de una creación ardiente.
Ni el Almagest de Ptolomeo ni el Libro de las estrellas fijas de los sufíes señalaron esta nebulosa, a pesar de que ambos enumeraron parches de nebulosidad en otras partes del cielo nocturno; Galileo tampoco lo mencionó, a pesar de que también hizo observaciones telescópicas a su alrededor en 1610 y 1617. Esto ha llevado a especular que un estallido de las estrellas que iluminan puede haber aumentado el brillo de la nebulosa.
El primer descubrimiento de la naturaleza nebulosa difusa de la Nebulosa de Orión generalmente se atribuye al astrónomo francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, el 26 de noviembre de 1610, cuando hizo un registro de su observación con un telescopio refractor comprado por su patrón. Guillaume du Vair.
La primera observación publicada de la nebulosa fue realizada por el matemático y astrónomo jesuita Johann Baptist Cysat de Lucerna en su monografía de 1619 sobre los cometas (que describe observaciones de la nebulosa que pueden remontarse a 1611). Hizo comparaciones entre ella y un cometa brillante visto en 1618 y describió cómo apareció la nebulosa a través de su telescopio como:
uno ve cómo de manera similar algunas estrellas se comprimen en un espacio muy estrecho y cómo alrededor y entre las estrellas se derrama una luz blanca como la de una nube blanca.
Su descripción de las estrellas centrales como diferente de la cabeza de un cometa en que eran un "rectángulo" puede haber sido una descripción temprana del Trapezium Cluster. (La primera detección de tres de las cuatro estrellas de este cúmulo se le atribuye a Galileo Galilei en un 4 de febrero de 1617. )
La nebulosa fue "descubierta" (aunque visible a simple vista) por varios otros astrónomos destacados en los años siguientes, incluido Giovanni Battista Hodierna (cuyo boceto fue el primero publicado en De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus). En 1659, el científico holandés Christiaan Huygens publicó el primer dibujo detallado de la región central de la nebulosa en Systema Saturnium.
Charles Messier observó la nebulosa el 4 de marzo de 1769 y también notó tres de las estrellas en el trapecio. Messier publicó la primera edición de su catálogo de objetos de cielo profundo en 1774 (completado en 1771). Como la Nebulosa de Orión era el objeto número 42 de su lista, se la identificó como M42.
En 1865, el astrónomo aficionado inglés William Huggins usó su método de espectroscopia visual para examinar la nebulosa y mostró que, al igual que otras nebulosas que había examinado, estaba compuesta de "gas luminoso". El 30 de septiembre de 1880, Henry Draper usó el nuevo proceso fotográfico de placa seca con un telescopio refractor de 28 cm (11 pulgadas) para hacer una exposición de 51 minutos de la Nebulosa de Orión, el primer ejemplo de astrofotografía de una nebulosa en la historia. Otro conjunto de fotografías de la nebulosa en 1883 supuso un gran avance en la fotografía astronómica cuando el astrónomo aficionado Andrew Ainslie Common utilizó el proceso de placa seca para registrar varias imágenes en exposiciones de hasta 60 minutos con un telescopio reflector de 36 pulgadas (91 cm) que él construyó. en el patio trasero de su casa en Ealing, al oeste de Londres. Estas imágenes por primera vez mostraron detalles de estrellas y nebulosas demasiado débiles para ser vistos por el ojo humano.
En 1902, Vogel y Eberhard descubrieron distintas velocidades dentro de la nebulosa y, en 1914, los astrónomos de Marsella habían utilizado el interferómetro para detectar rotaciones y movimientos irregulares. Campbell y Moore confirmaron estos resultados usando el espectrógrafo, demostrando turbulencia dentro de la nebulosa.
En 1931, Robert J. Trumpler observó que las estrellas más débiles cerca del trapecio formaban un cúmulo y fue el primero en nombrarlas cúmulo del trapecio. Basándose en sus magnitudes y tipos espectrales, derivó una distancia estimada de 1.800 años luz. Esto era tres veces más que la estimación de distancia comúnmente aceptada del período, pero estaba mucho más cerca del valor moderno.
En 1993, el telescopio espacial Hubble observó por primera vez la nebulosa de Orión. Desde entonces, la nebulosa ha sido un objetivo frecuente para los estudios del HST. Las imágenes se han utilizado para construir un modelo detallado de la nebulosa en tres dimensiones. Se han observado discos protoplanetarios alrededor de la mayoría de las estrellas recién formadas en la nebulosa, y se han estudiado los efectos destructivos de los altos niveles de energía ultravioleta de las estrellas más masivas.
En 2005, el instrumento Advanced Camera for Surveys del telescopio espacial Hubble terminó de capturar la imagen más detallada de la nebulosa tomada hasta ahora. La imagen se tomó a través de 104 órbitas del telescopio, capturando más de 3.000 estrellas hasta la magnitud 23, incluidas enanas marrones infantiles y posibles estrellas binarias enanas marrones. Un año después, los científicos que trabajan con el HST anunciaron las primeras masas de un par de enanas marrones binarias eclipsantes, 2MASS J05352184–0546085. La pareja se encuentra en la Nebulosa de Orión y tienen masas aproximadas de 0,054 M☉ y 0,034 M☉ respectivamente, con un período orbital de 9,8 días. Sorprendentemente, el más masivo de los dos también resultó ser el menos luminoso.
Estructura
La totalidad de la Nebulosa de Orión se extiende por una región de 1° del cielo e incluye nubes neutras de gas y polvo, asociaciones de estrellas, volúmenes ionizados de gas y nebulosas de reflexión.
La Nebulosa es parte de una nebulosa mucho más grande que se conoce como el complejo de nubes moleculares de Orión. El complejo de nubes moleculares de Orión se extiende por toda la constelación de Orión e incluye el Bucle de Barnard, la Nebulosa Cabeza de Caballo, M43, M78 y la Nebulosa de la Llama. Las estrellas se están formando a lo largo de todo el Complejo de Nubes, pero la mayoría de las estrellas jóvenes se concentran en densos cúmulos como el que ilumina la Nebulosa de Orión.
El modelo astronómico actual de la nebulosa consta de una región ionizada (H II), aproximadamente centrada en Theta1 Orionis C, que se encuentra en el lado de una nube molecular alargada en una cavidad formada por estrellas jóvenes masivas. (Theta1 Orionis C emite de 3 a 4 veces más luz fotoionizante que la siguiente estrella más brillante, Theta2 Orionis A). La región H II tiene una temperatura que varía hasta 10.000 K, pero esta temperatura cae drásticamente cerca del borde de la nebulosa. La emisión nebulosa proviene principalmente del gas fotoionizado en la superficie posterior de la cavidad. La región H II está rodeada por una bahía irregular y cóncava de nubes más neutras y de alta densidad, con grupos de gas neutro fuera del área de la bahía. Este a su vez se encuentra en el perímetro de la Nube Molecular de Orión. El gas en la nube molecular muestra un rango de velocidades y turbulencias, particularmente alrededor de la región del núcleo. Los movimientos relativos son de hasta 10 km/s (22 000 mi/h), con variaciones locales de hasta 50 km/s y posiblemente más.
Los observadores han dado nombres a varias características en la Nebulosa de Orión. La bahía oscura que se extiende desde el norte hacia la región brillante se conoce como "Sinus Magnus", también llamada "Fish's Mouth". Las regiones iluminadas a ambos lados se denominan "alas". Otras características incluyen 'La espada', 'El empuje' y 'La vela'.
Formación de estrellas
La Nebulosa de Orión es un ejemplo de vivero estelar donde nacen nuevas estrellas. Las observaciones de la nebulosa han revelado aproximadamente 700 estrellas en varias etapas de formación dentro de la nebulosa.
En 1979, las observaciones con la cámara electrónica Lallemand en el Observatorio Pic-du-Midi mostraron seis fuentes de alta ionización no resueltas cerca del Cúmulo Trapezium. Estas fuentes se interpretaron como glóbulos parcialmente ionizados (PIG). La idea era que estos objetos estuvieran siendo ionizados desde el exterior por M42. Observaciones posteriores con el Very Large Array mostraron condensaciones del tamaño de un sistema solar asociadas con estas fuentes. Aquí apareció la idea de que estos objetos podrían ser estrellas de baja masa rodeadas por un disco de acreción protoestelar en evaporación. En 1993, las observaciones con el telescopio espacial Hubble arrojaron la mayor confirmación de los discos protoplanetarios dentro de la Nebulosa de Orión, que se denominaron proplyds. HST ha revelado más de 150 de estos dentro de la nebulosa, y se consideran sistemas en las primeras etapas de formación del sistema solar. La gran cantidad de ellos se ha utilizado como evidencia de que la formación de sistemas estelares es bastante común en el universo.
Las estrellas se forman cuando grupos de hidrógeno y otros gases en una región H II se contraen por su propia gravedad. A medida que el gas colapsa, el grupo central se vuelve más fuerte y el gas se calienta a temperaturas extremas al convertir la energía potencial gravitacional en energía térmica. Si la temperatura sube lo suficiente, la fusión nuclear se encenderá y formará una protoestrella. La protoestrella 'nace' cuando comienza a emitir suficiente energía radiativa para equilibrar su gravedad y detener el colapso gravitacional.
Normalmente, una nube de material permanece a una distancia considerable de la estrella antes de que se encienda la reacción de fusión. Esta nube remanente es el disco protoplanetario de la protoestrella, donde se pueden formar los planetas. Recientes observaciones infrarrojas muestran que los granos de polvo en estos discos protoplanetarios están creciendo, comenzando el camino hacia la formación de planetesimales.
Una vez que la protoestrella entra en su fase de secuencia principal, se clasifica como estrella. Aunque la mayoría de los discos planetarios pueden formar planetas, las observaciones muestran que la intensa radiación estelar debería haber destruido cualquier proplyds que se formara cerca del grupo Trapezium, si el grupo es tan antiguo como las estrellas de baja masa en el cúmulo. Dado que los proplyds se encuentran muy cerca del grupo Trapezium, se puede argumentar que esas estrellas son mucho más jóvenes que el resto de los miembros del cúmulo.
Viento estelar y efectos
Una vez formadas, las estrellas dentro de la nebulosa emiten una corriente de partículas cargadas conocida como viento estelar. Las estrellas masivas y las estrellas jóvenes tienen vientos estelares mucho más fuertes que el Sol. El viento forma ondas de choque o inestabilidades hidrodinámicas cuando se encuentra con el gas en la nebulosa, que luego forma las nubes de gas. Las ondas de choque del viento estelar también juegan un papel importante en la formación estelar al compactar las nubes de gas, creando densidades heterogéneas que conducen al colapso gravitatorio de la nube.
Hay tres tipos diferentes de choques en la Nebulosa de Orión. Muchos aparecen en los objetos de Herbig-Haro:
- Los choques de arco son estacionarios y se forman cuando dos flujos de partículas chocan entre sí. Están presentes cerca de las estrellas más calientes de la nebulosa donde se calcula que la velocidad estelar es de miles de kilómetros por segundo y en las partes exteriores de la nebulosa donde las velocidades son decenas de kilómetros por segundo. Los choques de arco también se pueden formar en el extremo frontal de los jets estelares cuando el jet golpea partículas interestelar.
- Los choques impulsados por Jet se forman a partir de chorros de material que brotan de estrellas T Tauri recién nacidas. Estos flujos estrechos viajan a cientos de kilómetros por segundo, y se convierten en choques cuando encuentran gases relativamente estacionarios.
- Las conmociones calentadas se parecen a un observador. Se producen cuando un choque con chorro se encuentra con gas en movimiento en una corriente cruzada.
- La interacción del viento estelar con la nube circundante también forma "ondas" que se cree que son debido a la inestabilidad hidrodinámica Kelvin-Helmholtz.
Los movimientos dinámicos del gas en M42 son complejos, pero tienden a salir a través de la abertura en la bahía y hacia la Tierra. La gran área neutral detrás de la región ionizada se está contrayendo actualmente por su propia gravedad.
También hay "balas" supersónicas. de gas perforando las nubes de hidrógeno de la Nebulosa de Orión. Cada bala tiene diez veces el diámetro de la órbita de Plutón y está rematada con átomos de hierro que brillan en el infrarrojo. Probablemente se formaron mil años antes a partir de un evento violento desconocido.
Evolución
Las nubes interestelares como la Nebulosa de Orión se encuentran en galaxias como la Vía Láctea. Comienzan como gotas de hidrógeno neutro y frío unidas gravitacionalmente, entremezcladas con trazas de otros elementos. La nube puede contener cientos de miles de masas solares y extenderse por cientos de años luz. La diminuta fuerza de la gravedad que podría obligar a la nube a colapsar se contrarresta con la muy débil presión del gas en la nube.
Ya sea por colisiones con un brazo espiral o por la onda de choque emitida por las supernovas, los átomos se precipitan en moléculas más pesadas y el resultado es una nube molecular. Esto presagia la formación de estrellas dentro de la nube, que generalmente se cree que ocurre dentro de un período de 10 a 30 millones de años, a medida que las regiones superan la masa de Jeans y los volúmenes desestabilizados colapsan en discos. El disco se concentra en el núcleo para formar una estrella, que puede estar rodeada por un disco protoplanetario. Esta es la etapa actual de evolución de la nebulosa, con estrellas adicionales que aún se forman a partir de la nube molecular que colapsa. Se cree que las estrellas más jóvenes y brillantes que ahora vemos en la Nebulosa de Orión tienen menos de 300 000 años, y las más brillantes pueden tener solo 10 000 años. Algunas de estas estrellas que colapsan pueden ser particularmente masivas y pueden emitir grandes cantidades de radiación ultravioleta ionizante. Un ejemplo de esto se ve con el grupo Trapezium. Con el tiempo, la luz ultravioleta de las estrellas masivas en el centro de la nebulosa empujará el gas y el polvo circundantes en un proceso llamado fotoevaporación. Este proceso es responsable de crear la cavidad interior de la nebulosa, lo que permite ver las estrellas del núcleo desde la Tierra. Las más grandes de estas estrellas tienen vidas cortas y evolucionarán para convertirse en supernovas.
Dentro de unos 100.000 años, la mayor parte del gas y el polvo serán expulsados. Los restos formarán un cúmulo abierto joven, un cúmulo de estrellas jóvenes y brillantes rodeadas por tenues filamentos de la nube anterior.
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