Nebulosa de Orión

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Nebulosa de Orión
Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg
Datos de observación:
Época J2000
Ascensión recta 05h 35m 17,3s[1]
Declinación -05° 23′ 28″[1]
Distancia 1.270±76 al[2]
Magnitud aparente (V) +3,0[3]
Tamaño aparente (V) 65×60 minutos de arco[4]
Constelación Orión
Características físicas
Radio 12 al[5]
Otras características Cúmulo del Trapecio
Otras designaciones Messier 42, M42, NGC 1976, LBN 974

La nebulosa de Orión, también conocida como Messier 42, M42, o NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del Cinturón de Orión.[6] Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturno. Está situada a 1.270±76 años luz de la Tierra,[2] y posee un diámetro aproximado de 24 años luz. Algunos documentos se refieren a ella como la Gran Nebulosa de Orión, y los textos más antiguos la denominan Ensis, palabra latina que significa "espada", nombre que también recibe la estrella Eta Orionis, que desde la Tierra se observa muy próxima a la nebulosa.[7]

La nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados, examinados, e investigados.[8] De ella se ha obtenido información determinante acerca de la formación de estrellas y planetas a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enanas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas próximas a la nebulosa.

Información general[editar]

La nebulosa de Orión forma parte de una inmensa nube de gas y polvo llamada Nube de Orión, que se extiende por el centro de la constelación de Orión y que contiene también el anillo de Barnard, la nebulosa cabeza de caballo, la nebulosa de De Mairan, la nebulosa M78, y la nebulosa de la Flama. Se forman estrellas a lo largo de toda la nebulosa, desprendiendo gran cantidad de energía térmica, y por ello el espectro que predomina es el infrarrojo.

La nebulosa de Orión es una de las pocas nebulosas que pueden observarse a simple vista, incluso en lugares con cierta contaminación lumínica. Se trata del punto luminoso situado en el centro de la región de la Espada (las tres estrellas situadas al sur del cinturón de Orión). A simple vista la nebulosa aparece borrosa, pero con telescopios sencillos, o simplemente con prismáticos, la nebulosa se observa con bastante nitidez.

La nebulosa de Orión contiene un cúmulo abierto de reciente formación denominado cúmulo del Trapecio, debido al asterismo de sus cuatro estrellas principales. Dos de ellas pueden observarse como estrellas binarias en noches con poca perturbación atmosférica, efecto denominado seeing, lo que hace un total de seis estrellas. Las estrellas del cúmulo del Trapecio acaban de formarse, son muy jóvenes, y forman parte de un masivo cúmulo estelar con una masa calculada en 4.500 masas solares dentro de un radio de 2 parsecs llamado Cúmulo de la Nebulosa de Orión,[9] una agrupación de aproximadamente 2.000 estrellas y con un diámetro de 20 años luz. Este cúmulo podría haber contenido hace 2 millones de años a varias estrellas fugitivas, entre ellas AE Aurigae, 53 Arietis, o Mu Columbae, las cuales se mueven en la actualidad a velocidades cercanas a los 100 km/s.[10]

Los observadores se han percatado de que la nebulosa posee zonas verdosas, además de algunas regiones rojas y otras azuladas con tintes violetas. La tonalidad roja se explica por la emisión de una combinación de líneas de radiación del hidrógeno, , con una longitud de onda de 656,3 nanómetros. El color azul-violeta es el reflejo de la radiación de las estrellas de tipo espectral O (muy luminosas y de colores azulados) sobre el centro de la nebulosa. El color verdoso supuso un auténtico quebradero de cabeza para los astrónomos durante buena parte de comienzos del siglo XX, ya que ninguna de las líneas espectrales conocidas podía explicar el fenómeno. Se especuló que estas líneas eran causadas por un elemento totalmente nuevo, y a dicho elemento teórico se le acuñó el nombre de "nebulium". Más tarde, cuando ya se poseía mayor profundidad en el conocimiento de la física de los átomos, se llegó a la conclusión de que dicho espectro verdoso era causado por la transición de un electrón sobre un átomo de oxígeno doblemente ionizado. Sin embargo, este tipo de radiación es imposible de reproducir en los laboratorios, ya que depende de un medio con unas características concretas solo existentes en las entrañas del espacio.[11]

Historia[editar]

Dibujo de la nebulosa de Orión realizado por Messier en 1771, publicado en su trabajo Mémoires de l'Académie Royale.

En un cuento popular de la cultura maya se habla sobre una parte del cielo de la constelación de Orión, conocida como Xibalbá.[12] En el centro de sus fogones tradicionales se hallaba una mancha muy emborronada generada por el fuego, que representaba la nebulosa de Orión. Se trata de una clara evidencia de que, antes de la invención del telescopio, los mayas ya detectaron sobre el cielo una superficie difusa que no se trataba simplemente de puntos luminosos como las estrellas.[13] Esto es un hecho sorprendente, pues hasta bien entrado el siglo XVII no se hace la primera referencia astronómica a su nebulosidad, pues ni Ptolomeo en el Almagesto, ni Al Sufi en el Libro de las Estrellas Fijas se percataron de ella, a pesar de que sí mencionan otras nebulosas. Curiosamente, Galileo tampoco menciona absolutamente nada acerca de esta nebulosa, incluso habiendo realizado observaciones telescópicas en la posición donde se encuentra la nebulosa entre 1610 y 1617.[14] A causa de todo esto, se ha especulado que el brillo de la nebulosa se ha incrementado al originarse estrellas muy luminosas desde entonces.[15]

El descubrimiento de la nebulosa de Orión se le atribuye al astrónomo francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, como indican sus escritos de 1610. Cysatus de Lucerna, un astrónomo jesuita, fue el primero en publicar un documento acerca de dichos escritos (aunque algo ambiguo) en un libro que trata sobre un cometa brillante, en 1618. En los años siguientes, varios astrónomos de prestigio descubrieron la nebulosa de forma independiente, incluido Christiaan Huygens en 1658, y cuyo borrador fue el primero en publicarse, concretamente en 1659. Charles Messier se percató de su existencia el 4 de marzo de 1769, observando de paso también tres de las estrellas del cúmulo del Trapecio, aunque el descubrimiento de estas tres estrellas se le atribuye a Galileo en el año 1617, a pesar de que no pudo observar la nebulosa (posiblemente debido al limitado campo de visión de su primitivo telescopio). Charles Messier publicó la primera edición de su catálogo de objetos astronómicos en 1774, aunque en 1771 ya estaba finalizado.[16] La nebulosa de Orión fue designada por dicho catálogo como M42, por ser el objeto número 42 de dicha lista en ser descubierto. En 1865, la espectroscopia realizada por William Huggins confirmó el carácter gaseoso de la nebulosa. El 30 de septiembre de 1880, se publica la primera astrofotografía de la nebulosa de Orión, elaborada por Henry Draper.

En 1902, Vogel y Eberhard descubrieron en el interior de la nebulosa velocidades irregulares, y en 1914 astrónomos de la ciudad francesa de Marsella usaron un interferómetro para detectar variaciones en la rotación y movimientos irregulares. Campbell y Moore confirmaron dichos resultados mediante la utilización de un espectrógrafo, demostrando así las turbulencias del interior de la nebulosa.[17]

Vista panorámica de la nebulosa de Orión. Imagen tomada por el Telescopio espacial Hubble en 2006.

En 1931, Robert J. Trumpler se percató de que las estrellas borrosas cercanas al Trapecio formaban un cúmulo, y fue el primero en denominar a dicho objeto con el nombre de cúmulo del Trapecio. Basándose en tipos espectrales y magnitudes, calculó una distancia de 1.800 años luz. Este valor arrojaba una cifra tres veces superior a la distancia aceptada en la época, pero es la que más se aproxima al valor actual.[18]

En 1993, el Telescopio espacial Hubble observó por primera vez la nebulosa de Orión. Desde entonces, la nebulosa ha sido estudiada y examinada en profundidad en multitud de ocasiones, y las imágenes obtenidas se han utilizado para realizar un modelo detallado de la nebulosa en tres dimensiones. Se han observado y estudiado discos protoplanetarios alrededor de estrellas recién formadas, como también han sido estudiados los poderosos efectos destructivos de los altos niveles de energía ultravioleta provenientes de las estrellas más masivas.[19]

En el año 2005, la Cámara avanzada para sondeos del Telescopio espacial Hubble tomó la imagen más detallada de la nebulosa que se ha obtenido. Para obtener la imagen, el telescopio tuvo que completar 104 órbitas, y capturar alrededor de 3.000 estrellas por debajo de la 23ª magnitud, incluidas varias enanas marrones y posibles enanas marrones binarias.[20] Un año más tarde, un equipo de científicos del Telescopio espacial Hubble anunció la primera enana marrón binaria. Dicho sistema binario de enanas marrones se encuentra en la nebulosa de Orión y poseen aproximadamente masas de 0,054 masas solares y 0,034 masas solares respectivamente, con un periodo orbital de 9,8 días. Sorprendentemente, la enana marrón más masiva de las dos es también la menos luminosa.[21]

Estructura[editar]

Las imágenes ópticas revelan nubes de gas y polvo en la nebulosa de Orión. La imagen de infrarrojos (derecha) muestra las estrellas de formación reciente brillando en la nebulosa. Crédito: C. R. O'Dell-Universidad Vanderbilt, NASA/ ESA.

La nebulosa de Orión abarca una región de 10º en el cielo, y contiene nubes interestelares, cúmulos estelares, regiones H II, y nebulosas de reflexión.

La nebulosa forma una nube casi esférica, donde la densidad máxima se alcanza cerca del punto central.[22] La temperatura máxima es de 10.000 K, pero cerca del borde exterior la temperatura decae drásticamente.[23] Al contrario que la distribución de densidad, la nube posee velocidades y turbulencias muy diferentes en toda su extensión, sobre todo en los alrededores de la región central. Los movimientos relativos en el interior de la nube alcanzan velocidades de 10 km/s, mientras que las variaciones locales llegan a sobrepasar los 50 km/s.

El modelo astronómico actual de la nebulosa consiste en una región ionizada, con centro en Theta1 Orionis C, la estrella responsable de la mayoría de la radiación ultravioleta, pues su emisión es cuatro veces más potente que la segunda estrella más brillante, Theta2 Orionis A.[24] Alrededor de esta región ionizada, se encuentra una nube de alta densidad de forma cóncava pero muy irregular, con aglomeraciones de gas en el exterior, las cuales conforman el perímetro de la Nube de Orión.

Los observadores han puesto nombre a varias facciones significativas de la nebulosa de Orión. A la senda oscura que se extiende desde el norte hacia la región brillante se le ha denominado la "Boca del Pez". Las regiones iluminadas de ambos lados reciben el nombre de "Alas". Existen también otros rasgos, tales como "La Espada", "La Estocada" o "La Vela".[25]

Formación estelar[editar]

Algunos discos protoplanetarios de la nebulosa de Orión fotografiados por el Telescopio espacial Hubble de la NASA.

La nebulosa de Orión es un ejemplo de incubadora estelar, donde el polvo cósmico forma estrellas a medida que se van asociando debido a la atracción gravitatoria. Las observaciones de la nebulosa han mostrado aproximadamente 700 estrellas en diferentes etapas de formación.

Observaciones más recientes del Telescopio espacial Hubble han descubierto que la mayor concentración de discos protoplanetarios se encuentra precisamente en la nebulosa de Orión,[26] revelando 150 de estos discos, y se considera que están en una fase de formación equivalente a las primera etapas de formación del sistema solar, lo que prueba que la formación de sistemas solares es muy común en el universo. Las estrellas se forman cuando el hidrógeno y otros elementos se acumulan en una región H II del espacio, donde se contraen debido a su propia gravedad. A medida que el gas se colapsa, el agrupamiento central atrae cada vez a más partículas, pues la masa va aumentando, hasta que el gas se calienta a una temperatura suficiente como para convertir la energía potencial gravitatoria en energía térmica. Si la temperatura continúa aumentando, se inicia un proceso de fusión nuclear, dando lugar a una protoestrella. Se dice que una protoestrella ha nacido cuando comienza a emitir suficiente energía radioactiva como para compensar su gravedad y frenar el colapso gravitatorio.

Normalmente, cuando la estrella comienza la fusión nuclear la nube de material se encuentra a una distancia considerable. Esta nube que rodea a la estrella es el disco protoplanetario de la protoestrella, del cual se podrán formar los planetas. Observaciones infrarrojas recientes muestran que las partículas de polvo de estos discos protoplanetarios están creciendo, por lo que están empezando a formar planetesimales.[27]

Una vez que la protoestrella entra en la secuencia principal, se le clasifica como estrella. Aunque la mayoría de los discos protoplanetarios pueden formar planetas, las observaciones muestran que una intensa radiación estelar habría destruido cualquier disco protoplanetario que se formara cerca del grupo del Trapecio si estos discos tuvieran la misma edad que las estrellas de baja masa del cúmulo.[19] Como se observa que los discos protoplanetarios se encuentran muy próximos al cúmulo del Trapecio, se deduce que las estrellas formadas por estos discos son mucho más jóvenes que el resto de estrellas del cúmulo.

Efectos de los vientos estelares[editar]

Una vez formadas, las estrellas de la nebulosa emiten un flujo de partículas cargadas conocido como viento estelar. Las estrellas masivas (tipo OB) y las estrellas jóvenes poseen vientos estelares mucho más fuertes que los del Sol.[28] Este viento forma ondas de choque cuando se encuentra con el gas de la nebulosa, dándoles forma. Las ondas de choque de los vientos estelares juegan un papel muy importante en la formación estelar, compactando las nubes de gas y creando densidades no homogéneas que conducen al colapso gravitatorio de la nube.

Animación del Objeto Herbig-Haro 47. Se pueden observar choques de proa y choques de jet.

Existen tres tipos diferentes de choques en la nebulosa de Orión. Muchos de ellos son objetos Herbig-Haro:[29]

  • Choques de proa (o Bow shock): son estacionarios y se forman cuando dos partículas de vapor colisionan entre sí. Se encuentran cerca de las estrellas más calientes de la nebulosa, donde la velocidad del viento estelar se estima en miles de kilómetros por segundo, y en las zonas exteriores de la nebulosa, donde las velocidades son de varias decenas de kilómetros por segundo. Los choques de proa también se pueden forman enfrente de los chorros estelares, donde el chorro expulsa partículas interestelares.
  • Choques de jet: se forman a partir de los chorros de material surgido de las estrellas T Tauri de reciente formación. Estos vapores viajan a cientos de kilómetros por segundo, convirtiéndose en choques cuando impactan sobre cualquier gas estacionario.
  • Choques deformados: son similares a los choques de proa. Se producen cuando los choques de jet impactan sobre gas moviéndose en contradirección.

La dinámica de los gases de la nebulosa de Orión es muy compleja, pero por lo general tienden a salir y a dirigirse hacia la Tierra.[30] La gran superficie neutra que se encuentra detrás de la región ionizada se está contrayendo bajo su propia gravedad.

Evolución[editar]

Imagen panorámica del centro de la nebulosa de Orión, fotografiada por el Telescopio Hubble. La imagen abarca 2,5 años luz de lado a lado. El cúmulo del Trapecio se encuentra a la izquierda del centro. Crédito: NASA/ESA.

En todas las galaxias, incluida la Vía Láctea, se pueden encontrar nubes interestelares como la nebulosa de Orión. Se originan a partir de pequeños cúmulos de hidrógeno frío y neutro, mezclado con trazas de otros elementos. Estas nebulosas pueden contener cientos de miles de masas solares y pueden medir varios centenares de años luz. Las fuerzas de gravedad que podrían obligar a la nube a que se colapse son muy pequeñas, y están igualadas debido a la poca presión que ejerce el gas en la nube.

Es posible que, debido a colisiones con un brazo espiral o a interacciones con ondas de choque emitidas por supernovas, los átomos precipiten en moléculas más pesadas, formando H2 o CO entre otras muchas moléculas, lo que da lugar a una nube molecular. Este es el primer paso para la formación de estrellas en la nube, que se producirán en un período de 10-30 millones de años, ya que la región debe pasar por la inestabilidad de Jeans y el gas desestabilizado se colapsa creando discos. El disco se concentra en el núcleo para formar una estrella, que podría estar rodeada por un disco protoplanetario. Este es el estado actual de la nebulosa, con estrellas todavía formándose a partir de nubes moleculares colapsadas. Las estrellas más jóvenes y brillantes que podemos observar en la nebulosa de Orión tienen menos de 300.000 años,[31] y la más brillante de todas apenas 10.000 años.

Algunas de estas estrellas colapsadas pueden llegar a ser muy masivas, y pueden emitir grandes cantidades de radiación ultravioleta ionizante. Un ejemplo de esto se puede observar en el cúmulo del Trapecio: con el tiempo la luz ultravioleta proveniente de las estrellas masivas del centro de la nebulosa puede expulsar el gas y polvo que la rodea en un proceso denominado fotoevaporación. Este proceso es el responsable de crear la cavidad interior de la nebulosa, permitiendo así que las estrellas del núcleo sean visibles desde la Tierra.[8] La más grande de estas estrellas tiene una vida muy corta y evolucionará convirtiéndose en una supernova.

Dentro de aproximadamente 100.000 años, la mayor parte del gas y del polvo será expulsado. El material que quede sin expulsar formará un cúmulo abierto joven, un cúmulo brillante y estrellas jóvenes rodeadas de tenues filamentos del antiguo cúmulo. Las Pléyades son un ejemplo conocido de un cúmulo abierto de este tipo. Los procedimientos de cambios de una estrella , es definido por las gravedades antes y despues de las etapas de una Estrella , en una Supernova existe grandes cantidades de Atomos gas del Elemento Hierro , en el procedimiento de los Elementos Itrio mas avanzado a expandir su Radio , al existir grandes cantidades de Itrios con isotopos de Tritio , comienza la contaminacion de la Supernova a pasar de la etapa Estrella de electrones con neutrones masivos , llamadas Estrellas Enanas Blancas , esto ocurrira por fuerzas de gravedad , expansion de la explosion del Radio en sincronia , de lo contrario en la explosion distorcionada creara una Nebulosa ., No entrando en la Etapa de un pulsar puro , en ocasiones son mezcladas las Etapas , Nebulosa con pulsar no definido .

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. a b SIMBAD Astronomical Database. «Results for NGC 7538». Consultado el 20 de octubre de 2006.
  2. a b Karin M. Sandstrom, J. E. G. Peek, Geoffrey C. Bower, Alberto D. Bolatto, Richard L. Plambeck (1999). «A Parallactic Distance of 389+24-21 parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations». The Astrophysical Journal 667 (2). p. 1161-1169. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0706.2361S. 
  3. Nasa/Ipac Extragalactic Database. «Results for NGC 1976». Consultado el 14 de octubre de 2006.
  4. Wolfgang Steinicke. «Revised NGC Data for NGC 1976».
  5.  Radio = 1,270 \times \tan{\left ( \frac{66'}{2} \right )} = 12 al
  6. Desde zonas templadas del hemisferio norte la nebulosa de Orión se ve debajo del cinturón de Orión. Sin embargo, desde las zonas templadas del hemisferio sur la nebulosa aparece sobre él.
  7. Richard Hinchley Allen (1889). Star Names: Their Lore and Meaning. Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0. 
  8. a b Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. «Astronomers Spot The Great Orion Nebula's Successor».
  9. A. Hillenbrand Lynne y Lee W. Hartmann (1998). «A Preliminary Study of the Orion Nebula Cluster Structure and Dynamics». The Astrophysical Journal 492. p. 540. http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1998ApJ...492..540H. 
  10. A. Blaauw y W.W. Morgan (1954). «The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula». The Astrophysical Journal 119. p. 625. 
  11. Bowen, Ira S. (1927). «The Origin of the Nebulium Spectrum». Nature 120. p. 473. 
  12. Kaufman, Anthony (2006). «Transcending Death: An interview with Darren Aronofsky, director of The Fountain». Seed Magazine (November). ISSN , PÁGINA/S. http://seedmagazine.com/news/2006/11/transcending_death.php?page=all. 
  13. Edward C. Krupp (1999). «Igniting the Hearth». Sky & Telescope (Febrero). p. 94. http://pqasb.pqarchiver.com/skyandtelescope/access/886319051.html?dids=886319051:886319051&FMT=CITE&FMTS=CITE:PAGE&date=Feb+1999&author=E+C+Krupp&desc=Igniting+the+Hearth. 
  14. A. James (2005). «The Great Orion Nebula: M42 and M43». Southern Astronomical Delights. Archivado desde el original el 2012-06-28. Consultado el 27 de octubre de 2006.
  15. N. T. Herczeg (1999). «The Orion Nebula: A chapter of early nebular studies». History of Astronomy. Consultado el 27 de octubre de 2006.
  16. Charles Messier (1771). «Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles, que l'on découvre parmi les Étoiles fixes sur l'horizon de Paris; observées à l'Observatoire de la Marine, avec differens instruments». Mémoires de l'Académie Royale des Sciences. p. 435-461. http://www.maa.clell.de/Messier/E/Xtra/History/m-cat71.html. 
  17. W.W. Campbell y J.H. Moore (1917). «On the Radial Velocities of the Orion Nebula». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 29 (169). p. 143. http://adsabs.harvard.edu/abs/1917PASP...29..143C. 
  18. R. J. Trumpler (1931). «The Distance of the Orion Nebula». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 43 (254). p. 255. http://adsabs.harvard.edu/abs/1931PASP...43..255T. 
  19. a b David F. Salisbury (2001). «Latest investigations of Orion Nebula reduce odds of planet formation».
  20. M. Robberto (2005). «An overview of the HST Treasury Program on the Orion Nebula». Bulletin of the American Astronomical Society 37. p. 1404. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AAS...20714601R. 
  21. K.G. Stassun, R.D. Mathieu, J.A. Valenti (2006). «Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system». Nature 440. p. 311-314. http://www.nature.com/nature/journal/v440/n7082/abs/nature04570.html. 
  22. B. Balick, R. H. Gammon, R. M. Hjellming (1974). «The structure of the Orion nebula». Astronomical Society of the Pacific 86 (Oct.1974). p. 616-634. http://adsabs.harvard.edu/abs/1974PASP...86..616B. 
  23. Balick. ibid. p. 621. 
  24. C. R. O'Dell (2001). «Structure of the Orion Nebula». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113 (779). p. 29-40. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113...29O. 
  25. Students for the Exploration and Development of Space. «M-42». Consultado el 12 de abril de 2006.
  26. «Direct Imaging of Circumstellar Disks in the Orion Nebula». Accretion Phenomena and Related Outflows 121. 1997. p. 546. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ASPC..121..546M. 
  27. M. Kassis, J. D. Adams, M. F. Murray, L. K. Deutsch, J. L. Hora, J. M. Jackson, E. V. Tollestrup (2006). «Mid-Infrared Emission at Photodissociation Regions in the Orion Nebula». The Astrophysical Journal 637 (2). p. 823-837. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...637..823K. 
  28. Ker Than. «The Splendor of Orion: A Star Factory Unveiled». Space.com. Consultado el 11 de enero de 2006.
  29. «Mapping Orion's Winds». Vanderbilt News Service. Consultado el 16 de enero de 2006.
  30. Balick. ibid. p. 623-624. 
  31. Imagen del Telescopio Hubble.. «Detail of the Orion Nebula».

Enlaces externos[editar]