La Nebulosa de Orión, catalogada como M42, es una de las regiones de formación estelar más cercanas y estudiadas. Ubicada a unos 1.350 al, ofrece un laboratorio natural para estudiar los procesos de colapso gravitacional, ionización e interacción viento estelar - medio interestelar.
Distancia: \(d \approx 1.350\ \text{al}\). Radio característico de la nebulosa visible: \(R \sim 12\ \text{al}\) (orden de magnitud según el contraste óptico utilizado). La nebulosa contiene regiones cuya densidad varía fuertemente, desde zonas ionizadas poco densas hasta glóbulos densos donde nacen las protoestrellas.
Densidades típicas: en la región ionizada (región H II) \(n \sim 10^{2}\) a \(10^{4}\ \mathrm{cm}^{-3}\), mientras que las condensaciones moleculares pueden alcanzar \(n \gt 10^{5}\ \mathrm{cm}^{-3}\). Las temperaturas electrónicas en la zona H II son del orden de \(T_{e} \sim 8.000\) a \(10.000\ \mathrm{K}\).
El núcleo ionizante de M42 está dominado por el cúmulo del Trapecio, que contiene varias estrellas masivas O y B. La radiación ultravioleta del continuo de Lyman emitida por estas estrellas mantiene la ionización de la región H II, mientras que los vientos estelares y las ondas de choque esculpen el gas y eventualmente desencadenan el colapso local.
Los espectros ópticos e infrarrojos revelan líneas de emisión características: Hα, Hβ, [O III] 5007 Å, [N II] 6583 Å, [S II] 6716/6731 Å, así como líneas moleculares en IR como \(\mathrm{H}_{2}\). La abundancia relativa de oxígeno, nitrógeno y azufre es cercana a los valores típicos del medio interestelar galáctico local.
| Parámetro | Valor típico | Método de estimación | Referencia |
|---|---|---|---|
| Distancia | 1.350 años luz | Paralaje y fotometría de las estrellas del Trapecio | ESO - mediciones recientes |
| Temperatura electrónica \(T_{e}\) | 8.000 - 10.000 K | Relaciones de líneas de colisión (ej: [O III]) | NASA - espectroscopia |
| Densidad electrónica \(n_{e}\) | \(10^{2}\) - \(10^{4}\ \mathrm{cm}^{-3}\) | Relación [S II] 6716/6731 | SIMBAD - catálogo |
| Masa molecular (masiva) | \(\sim 10^{4}\ M_{\odot}\) (orden de magnitud) | Mapeo de CO y continuo sub-mm | ALMA - observaciones |
| Velocidad de los flujos ionizados | decenas a 100 km s\(^{-1}\) | Perfiles de líneas y mapeo Doppler | ESO - cinemática |
Fuentes principales: European Southern Observatory (ESO), NASA, ALMA,
El colapso gravitacional de las nubes moleculares, amplificado por la compresión debida a los vientos estelares y las ondas de choque, favorece la formación de protoestrellas. Estos procesos están regulados por la ionización, la turbulencia y el campo magnético. Observaciones recientes con ALMA y Hubble permiten seguir la dinámica de las condensaciones y los chorros asociados a las estrellas jóvenes.
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