La Nebulosa de Orión, designada M42 (NGC 1976), es una región H II en el Complejo de Nubes Moleculares de Orión (OMC). Con una distancia estimada de 414 ± 7 pc, constituye la región de formación estelar masiva más cercana a la Tierra y un prototipo de estudio para entender la retroalimentación radiativa, dinámica de cúmulos jóvenes y evolución de discos protoplanetarios en ambientes fotoionizantes.

1. Estructura y morfología

1.1 Región H II y volumen ionizado

El volumen ionizado principal está producido por la radiación ultravioleta de las estrellas OB del cúmulo del Trapecio, en especial θ¹ Ori C, una estrella de tipo O6–O7 V que domina el presupuesto ionizante.

• Temperatura electrónica típica: Te ≈ (8,000 – 10,000) K
• Densidad electrónica: ne ≈ (10³ – 10⁴) cm⁻³, decreciendo hacia las capas externas.
• El frente de ionización marca una transición abrupta hacia la región neutra del OMC-1.

La morfología aparece dominada por cavidades excavadas por la presión de radiación y los vientos estelares, generando estructuras como “paredes” fotodisociadas (PDRs) bien definidas.

1.2 PDR (Photodissociation Region)

M42 presenta una PDR extremadamente brillante en longitudes de onda infrarrojas. Esta capa corresponde a material molecular y atómico parcialmente ionizado donde domina el calentamiento fotoeléctrico.
Características típicas:

• Densidad: n(H) ≈ 10⁵ cm⁻³
• Temperatura del gas: T ≈ (300 – 1000) K
• Emisión fuerte en: [C II] 158 μm, [O I] 63 μm, PAHs y transiciones rotacionales de H₂.

1.3 Nube molecular subyacente (OMC-1)

OMC-1 es la región más densa del complejo, con masas de >2000 M☉. Su cinemática muestra múltiples filamentos, colapsos locales y flujos dinámicos impulsados por protoestrellas masivas.

Dentro de esta región se destaca:

• BN/KL (Becklin-Neugebauer / Kleinmann-Low), una región altamente embebida con luminosidad >10⁵ L☉.
• Flujos explosivos de gas (velocidades >100 km/s) posiblemente asociados a encuentros dinámicos estelares hace ~500 años.

2. Cúmulo del Trapecio y retroalimentación estelar

2.1 El papel dominante de θ¹ Ori C

θ¹ Ori C, con una luminosidad ionizante >10⁴⁹ fotones/s, establece:

• El radio de Strömgren interno en la nebulosa.
• La presión térmica del plasma ionizado:
  P ≈ 2 ne k Te, generando gradientes que expulsan el gas hacia afuera.
• Vientos estelares con Ṁ ≈ 10⁻⁷ M☉/año y v∞ ≈ 2500 km/s.

Estos vientos producen burbujas calientes y contribuyen al modelado de cavidades observadas en radio e infrarrojo.

2.2 Cúmulo joven y dinámica interna

El cúmulo del Trapecio y el resto del Orion Nebula Cluster (ONC) contiene >2000 estrellas jóvenes (t ≤ 2–3 Myr). Su dinámica muestra:

• Distribución de velocidades con dispersión σv ≈ 2–3 km/s.
• Posible estado subvirial o ligeramente supervirial, sugiriendo expansión inducida por retroalimentación.
• Alta tasa de multiplicidad en estrellas masivas.

3. Formación estelar en M42

3.1 Protoestrellas y filamentos

La mayor parte del colapso gravitacional ocurre en OMC-1, OMC-2 y OMC-3, conectados por filamentos densos. La fragmentación es consistente con escalas de Jeans ~0.1 pc bajo densidades ~10⁴–10⁵ cm⁻³.

3.2 Proplyds y fotoevaporación

Los proplyds (protoplanetary disks) identificados por el HST constituyen uno de los aspectos más estudiados. Características:

• Radios típicos: 20–80 AU.
• Tasa de fotoevaporación: Ṁ ≈ 10⁻⁷ – 10⁻⁸ M☉/año debido al flujo extremo de FUV y EUV.
• Vida media estimada de los discos en estas condiciones: 0.1–1 Myr, mucho menor que en ambientes no irradiados.

Esto implica que la formación planetaria en regiones con estrellas OB masivas puede estar fuertemente condicionada o truncada en sus capas externas.

4. Espectroscopía y física del plasma

4.1 Emisión de líneas prohibidas

Las líneas dominantes en el espectro óptico:

• [O III] 5007 Å, principal contribuyente al brillo verde-azul característico.
• Hα 6563 Å y Hβ 4861 Å, marcadores de recombinación.
• [N II] 6583 Å y [S II] 6716/6731 Å para diagnósticos de densidad.

La razón [S II] 6716/6731 permite determinar ne con buena precisión.

4.2 Abundancias y metalicidad

Los estudios indican:

• Metalicidad cercana a la del Sol (Z ≈ Z☉).
• Sobreabundancia moderada de oxígeno en fase gaseosa respecto a ciertos modelos galácticos.
• Diferencias entre abundancias obtenidas por líneas de recombinación (RLs) y líneas de colisión (CELs), un problema aún no resuelto completamente (abundance discrepancy).

4.3 Cinemática

La cinemática del gas ionizado muestra complejas estructuras de velocidades:

• Flujos de salida a 10–30 km/s.
• Turbulencias suprasónicas (Mach > 3).
• Superposición de múltiples capas ionizadas con diferencias de velocidad de varios km/s.

5. Observaciones multibanda

5.1 Radio/mm

• CO, HCN, HCO⁺ y otras moléculas trazan el colapso y los filamentos.
• Interferómetros como ALMA han resuelto discos circumestelares de pocos AU.

5.2 Infrarrojo

• JWST ha revelado estructuras en los PDRs con una resolución sin precedentes.
• Emisión rotacional-vibracional de H₂ mapea áreas de choque.

5.3 Óptico

• El HST ha proporcionado imágenes de discos y chorros con resolución subarcosegundo.

5.4 Rayos X

• El observatorio Chandra detecta miles de estrellas jóvenes coronales con fuertes fulguraciones magnéticas.
• El gas caliente (>10⁶ K) rellena cavidades en la nebulosa.

6. Relevancia científica

M42 es clave para estudiar:

• Formación estelar masiva y su retroalimentación.
• Dispersión de discos protoplanetarios por fotoevaporación.
• Transiciones desde regiones moleculares densas a H II en equilibrio dinámico.
• Química en PDRs irradiados intensamente.

Conclusión

La Nebulosa de Orión constituye un laboratorio astrofísico excepcional por su riqueza estructural, su población estelar joven y el acceso detallado a procesos fundamentales de formación estelar y evolución temprana de discos. Representa un caso prototipo para calibrar modelos de regiones H II, dinámica de cúmulos jóvenes y fotoevaporación en entornos de alta radiación.