La Nebulosa de Orión (también conocida como Messier 42 , M42 o NGC 1976 ) es una nebulosa difusa situada en la Vía Láctea , al sur del Cinturón de Orión en la constelación de Orión , [b] y es conocida como la "estrella" central 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. Está a 1.344 ± 20 años luz (412,1 ± 6,1 pc ) de distancia [3] [6] 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 aproximadamente 2.000 veces la del Sol . Los textos más antiguos se refieren con frecuencia a la Nebulosa de Orión como la Gran Nebulosa de Orión o la Gran Nebulosa de Orión . [7]
La Nebulosa de Orión es uno de los objetos más estudiados y fotografiados del cielo nocturno y se encuentra entre las características celestes más estudiadas. [8] 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 las estrellas masivas cercanas a la nebulosa.
La Nebulosa de Orión es visible a simple vista incluso desde áreas afectadas por la contaminación lumínica . Se la ve como la "estrella" central en la "espada" de Orión, que son las tres estrellas ubicadas al sur del Cinturón de Orión. La "estrella" aparece borrosa para los observadores con 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/arcsec 2 y el resplandor azulado exterior tiene un brillo superficial máximo de 21,3 Mag/arcsec 2. [ 9]
La Nebulosa de Orión contiene un cúmulo abierto muy joven , conocido como el Cúmulo del Trapecio debido al asterismo de sus cuatro estrellas primarias dentro de un diámetro de 1,5 años luz. Dos de ellas pueden resolverse en sus sistemas binarios componentes en noches con buena visibilidad , dando un total de seis estrellas. Las estrellas del Cúmulo del Trapecio, junto con muchas otras estrellas, todavía están en sus primeros años . El Cúmulo del Trapecio es un componente del cúmulo mucho más grande de la Nebulosa de Orión, una asociación de aproximadamente 2.800 estrellas dentro de un diámetro de 20 años luz. [10] La Nebulosa de Orión está a su vez 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 puede 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). [11]
Los observadores han notado desde hace tiempo un característico tinte verdoso en la nebulosa, además de regiones de color 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 de las estrellas masivas de clase O en el núcleo de la nebulosa.
El tono verde fue un enigma para los astrónomos de principios del siglo XX porque ninguna de las líneas espectrales conocidas en ese momento podía explicarlo. Hubo algunas especulaciones sobre si las líneas eran causadas por un nuevo elemento, y se acuñó el nombre de nebulio para este misterioso material. Sin embargo, con una mejor comprensión de la física atómica , se determinó más tarde que el espectro verde era causado por una transición de electrones de baja probabilidad en oxígeno doblemente ionizado , una llamada " transición prohibida ". Esta radiación era imposible de reproducir en el laboratorio en ese momento, porque dependía del entorno tranquilo y casi libre de colisiones que se encuentra en el alto vacío del espacio profundo. [12]
Se ha especulado que los mayas de América Central pueden haber descrito la nebulosa dentro de su mito de creación de las "Tres Piedras del Hogar"; si es así, las 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 [ vago ] con la Espada de Orión (incluyendo la Nebulosa de Orión) en el medio del triángulo [ vago ] 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. [13] [14]
Ni el Almagesto de Ptolomeo ni el Libro de las estrellas fijas de Al Sufi mencionaron esta nebulosa, a pesar de que ambos enumeraron parches de nebulosidad en otras partes del cielo nocturno; tampoco la mencionó Galileo , a pesar de que también hizo observaciones telescópicas a su alrededor en 1610 y 1617. [15] Esto ha llevado a algunas especulaciones de que un destello de las estrellas iluminadoras puede haber aumentado el brillo de la nebulosa. [16]
El primer descubrimiento de la naturaleza nebulosa difusa de la Nebulosa de Orión se atribuye generalmente al astrónomo francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc , el 26 de noviembre de 1610, cuando dejó constancia de su observación con un telescopio refractor comprado por su patrón Guillaume du Vair . [15]
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 (en la que describe observaciones de la nebulosa que pueden remontarse a 1611). [17] [18] Hizo comparaciones entre ella y un cometa brillante visto en 1618 y describió cómo aparecía la nebulosa a través de su telescopio como:
Se ve cómo de la misma manera algunas estrellas se comprimen en un espacio muy estrecho y cómo alrededor y entre las estrellas se vierte una luz blanca como la de una nube blanca. [19]
Su descripción de las estrellas centrales como diferentes de la cabeza de un cometa en el sentido de que eran un "rectángulo" puede haber sido una descripción temprana del cúmulo del Trapecio . [15] [19] [20] (La primera detección de tres de las cuatro estrellas de este cúmulo se atribuye a Galileo Galilei el 4 de febrero de 1617. [21] [22] ) [ se necesita una fuente no primaria ]
La nebulosa fue "descubierta" independientemente (aunque visible a simple vista) por varios otros astrónomos prominentes en los años siguientes, incluido Giovanni Battista Hodierna (cuyo boceto fue el primero publicado en De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus ). [23] En 1659, el científico holandés Christiaan Huygens publicó el primer dibujo detallado de la región central de la nebulosa en Systema Saturnium . [24]
Charles Messier observó la nebulosa el 4 de marzo de 1769 y también observó tres de las estrellas del Trapecio. Messier publicó la primera edición de su catálogo de objetos del cielo profundo en 1774 (que se completó en 1771). [25] Como la nebulosa de Orión era el objeto número 42 de su lista, pasó a ser identificada como M42.
En 1865, el astrónomo aficionado inglés William Huggins utilizó su método de espectroscopia visual para examinar la nebulosa y demostró que, al igual que otras nebulosas que había examinado, estaba formada por "gas luminoso". [26] El 30 de septiembre de 1880, Henry Draper utilizó el nuevo proceso fotográfico de placa seca con un telescopio refractor de 11 pulgadas (28 cm) para realizar 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 construyó en el patio trasero de su casa en Ealing , al oeste de Londres. Estas imágenes mostraron por primera vez estrellas y detalles de la nebulosa demasiado tenues para ser vistos por el ojo humano. [27]
En 1902, Vogel y Eberhard descubrieron diferentes velocidades dentro de la nebulosa y, en 1914, los astrónomos de Marsella habían utilizado el interferómetro para detectar la rotación y los movimientos irregulares. Campbell y Moore confirmaron estos resultados utilizando el espectrógrafo, demostrando la existencia de turbulencias dentro de la nebulosa. [28]
En 1931, Robert J. Trumpler observó que las estrellas más débiles cerca del Trapecio formaban un cúmulo, y fue el primero en llamarlo cúmulo del Trapecio. Basándose en sus magnitudes y tipos espectrales, obtuvo una estimación de la distancia de 1.800 años luz. Esta distancia era tres veces mayor que la estimación de distancia comúnmente aceptada para la época, pero estaba mucho más cerca del valor moderno. [29]
En 1993, el telescopio espacial Hubble observó por primera vez la nebulosa de Orión. Desde entonces, la nebulosa ha sido un objetivo frecuente de 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. [30]
En 2005, el instrumento Advanced Camera for Surveys del telescopio espacial Hubble terminó de capturar la imagen más detallada de la nebulosa tomada hasta el momento. La imagen se tomó a través de 104 órbitas del telescopio, capturando más de 3000 estrellas hasta la magnitud 23, incluidas enanas marrones infantiles y posibles estrellas binarias enanas marrones . [31] Un año después, los científicos que trabajaban con el HST anunciaron las primeras masas de un par de enanas marrones binarias eclipsantes, 2MASS J05352184–0546085 . El par 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, la más masiva de las dos también resultó ser la menos luminosa. [32]
En octubre de 2023, los astrónomos, basándose en observaciones de la Nebulosa de Orión con el Telescopio Espacial James Webb , informaron el descubrimiento de pares de planetas rebeldes , similares en masa al planeta Júpiter , y llamados JuMBO (abreviatura de Jupiter Mass Binary Objects ). [33]
La totalidad de la Nebulosa de Orión se extiende a lo largo de una región de 1° del cielo e incluye nubes neutrales de gas y polvo , asociaciones de estrellas , volúmenes ionizados de gas y nebulosas de reflexión .
La nebulosa forma parte de una nebulosa mucho más grande conocida 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 Lazo de Barnard , la Nebulosa Cabeza de Caballo , M43 , M78 y la Nebulosa de la Llama . Se están formando estrellas en todo el complejo de nubes, pero la mayoría de las estrellas jóvenes se concentran en cúmulos densos como el que ilumina la nebulosa de Orión. [34] [35]
El modelo astronómico actual para la nebulosa consiste en una región ionizada ( H II ), aproximadamente centrada en Theta 1 Orionis C , que se encuentra en el lado de una nube molecular alargada en una cavidad formada por las estrellas jóvenes masivas. [37] (Theta 1 Orionis C emite 3-4 veces más luz fotoionizante que la siguiente estrella más brillante, Theta 2 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. [38] La emisión nebulosa proviene principalmente del gas fotoionizado en la superficie posterior de la cavidad. [39] La región H II está rodeada por una bahía cóncava irregular de nube más neutra y de alta densidad, con grupos de gas neutro que se encuentran fuera del área de la bahía. Esto 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 turbulencia, particularmente alrededor de la región central. Los movimientos relativos son de hasta 10 km/s (22.000 mi/h), con variaciones locales de hasta 50 km/s y posiblemente más. [38]
Los observadores han dado nombres a diversas características de la Nebulosa de Orión. La bahía oscura que se extiende desde el norte hasta la región brillante se conoce como "Sinus Magnus", [40] también llamada "Boca de Pez". Las regiones iluminadas a ambos lados se denominan "Alas". Otras características incluyen "La Espada", "El Empuje" y "La Vela". [41]
La Nebulosa de Orión es un ejemplo de una guardería estelar en la que nacen nuevas estrellas. Las observaciones de la nebulosa han revelado que en su interior hay aproximadamente 700 estrellas en diversas etapas de formación.
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 del Trapecio . Estas fuentes se interpretaron como glóbulos parcialmente ionizados (PIG). La idea era que estos objetos estaban siendo ionizados desde el exterior por M42. [42] Observaciones posteriores con el Very Large Array mostraron condensaciones del tamaño del sistema solar asociadas con estas fuentes. Aquí surgió la idea de que estos objetos podrían ser estrellas de baja masa rodeadas por un disco de acreción protoestelar en evaporación. [43] En 1993, las observaciones con el Telescopio Espacial Hubble han producido la principal confirmación de discos protoplanetarios dentro de la Nebulosa de Orión, que han sido denominados proplidos . [44] [45] El HST ha revelado más de 150 de estos dentro de la nebulosa, y se considera que son sistemas en las primeras etapas de la formación del sistema solar . Su gran número se ha utilizado como evidencia de que la formación de sistemas planetarios es bastante común en el universo .
Las estrellas se forman cuando los cúmulos de hidrógeno y otros gases en una región H II se contraen bajo su propia gravedad. A medida que el gas colapsa, el cúmulo central se hace más fuerte y el gas se calienta a temperaturas extremas al convertir la energía potencial gravitatoria en energía térmica . Si la temperatura aumenta lo suficiente, se producirá una fusión nuclear y se formará una protoestrella . La protoestrella "nace" cuando comienza a emitir suficiente energía radiativa para equilibrar su gravedad y detener el colapso gravitatorio .
Normalmente, una nube de material permanece a una distancia considerable de la estrella antes de que se inicie la reacción de fusión. Esta nube remanente es el disco protoplanetario de la protoestrella, donde pueden formarse los planetas. Recientes observaciones infrarrojas muestran que los granos de polvo en estos discos protoplanetarios están creciendo, iniciando el camino hacia la formación de planetesimales . [46]
Una vez que la protoestrella entra en su fase de secuencia principal , se clasifica como una estrella. Aunque la mayoría de los discos planetarios pueden formar planetas, las observaciones muestran que la intensa radiación estelar debería haber destruido cualquier protoestrella que se haya formado cerca del grupo del Trapecio, si el grupo es tan antiguo como las estrellas de baja masa del cúmulo. [30] Dado que las protoestrellas se encuentran muy cerca del grupo del Trapecio, se puede argumentar que esas estrellas son mucho más jóvenes que el resto de los miembros del cúmulo. [c]
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 . [47] El viento forma ondas de choque o inestabilidades hidrodinámicas cuando encuentra el gas en la nebulosa, que luego da forma a 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 inhomogeneidades de densidad que conducen al colapso gravitacional de la nube.
Existen tres tipos diferentes de choques en la Nebulosa de Orión. Muchos de ellos se encuentran en los objetos Herbig-Haro : [48]
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. [38] La gran área neutral detrás de la región ionizada actualmente se está contrayendo bajo su propia gravedad.
También hay "balas" supersónicas de gas que atraviesan las nubes de hidrógeno de la Nebulosa de Orión. Cada bala tiene un diámetro diez veces mayor que la órbita de Plutón y está rematada por átomos de hierro que brillan en el infrarrojo. Probablemente se formaron mil años antes a partir de un violento suceso desconocido. [50]
Las nubes interestelares como la Nebulosa de Orión se encuentran en galaxias como la Vía Láctea . Comienzan como masas gravitacionales de hidrógeno neutro y frío, entremezcladas con trazas de otros elementos. La nube puede contener cientos de miles de masas solares y extenderse por cientos de años luz. La pequeña fuerza de gravedad que podría obligar a la nube a colapsar se ve contrarrestada por 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 están formando 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 de antigüedad, [51] y las más brillantes pueden tener solo 10.000 años de antigüedad. 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 en el cúmulo del Trapecio. Con el tiempo, la luz ultravioleta de las estrellas masivas del centro de la nebulosa alejará 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 que las estrellas del núcleo se puedan ver desde la Tierra. [8] Las más grandes de estas estrellas tienen una vida útil corta y evolucionarán hasta 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 de filamentos tenues provenientes de la nube anterior. [52]
