Observaciones de M42 en Radio

Garay et al 1987,  Felli et al 1993

presentado por: José M. Fernández

¿Por qué en Radio?

● La observación en radio del continuo no se ve afectada por la presencia de polvo, lo que permite detectar la distribución real de gas ionizado.

● La observación en radio de transiciones atómicas y/o moleculares  permite estudiar estructuras prácticamente invisibles en otras longitudes de onda.

● La interferometría de radiotelescopios entrega una resolución angular superior a la que se podía obtener en el óptico hasta mediados de los años 90.

Instrumento empleado: VLA

● Radio­interferómetro de configuración variable.

● Inaugurado  en 1980.

● 27 antenas de 25 metros de diámetro.

● Máxima separación entre antenas: 36 Km.

● Máxima resolución: 0.04” a 43Ghz (~ 0.7 cm).

● 4 configuraciones principales:    A (H.R.), B, C y D (L.R.)

Garay et al 1987

● Búsqueda en el continuo de fuentes compactas en la zona central de Orion.

● Primeras observaciones de M42 en radio con una resolución  <  1”.

● Se detectaron  21 fuentes con tamaños inferiores a 5'': 

– 14 de ellas relacionadas a las estrellas del Trapecio.

– el resto se relacionaba a las zonas de gas molecular.

● Todas las fuentes, salvo una, tenían una contraparte en el optico, infrarojo o  lineas en radio .

Garay et al 1987

Garay et al 1987

● Los modelos que mejor se ajustan a los datos en radio, óptico e infrarojo indican que las fuentes cercanas al Trapecio NO son estrellas jovenes dentro de un “capullo” gaseoso, si no que corresponden a concentraciones de gas neutro cubiertas por una capa de gas ionizado. La fuente ionizante sería θ1 C, la estrella más luminosa del Trapecio.

H neutro

gas ionizadoθ1 C

radiación UV

nebulosa

Garay et al 1987

Garay et al 1987

● De las 7 fuentes relacionadas al gas molecular se concluyó que:

– 3 están en lo profundo de la nube molecular y corresponderían a estrellas recientemente formadas.

– 2 muestran señales de ser estrellas de la pre­secuencia principal, o estrellas T Tauri.

– 2 presentan características similares a las fuente cercanas al Trapecio, por lo que serían aglomeraciones de gas neutro envueltas en una capa de gas ionizado. 

Felli et al 1993

● Objetivos:

– Estudiar la morfología de M42 en escalas que van de 10' a 0.1” observando en radio (continuo).

– Comparar con mapas de Hα y  de emisión en radio , atómica y molecular.

– Esbozar un modelo de la estructura  de la nebulosa de Orion en su zona central.

Felli et al 1993

● Observaciones:

– Radiotelescopio Bonn (100 mt),  20 cm.

– VLA ( configuraciones A, B, C y D ) 20 cm y 2 cm.

● Cada tipo de observación es sensible a una determinada escala angular.

Bonn (100 mt) 20 cm (10')

M42 y M43, sobre imagen en Hα

VLA (D+C) 20 cm (28”)

M43 sobre imagen en  Hα.

Esfera de Strömgren

VLA (B) 20 cm (6”)

Radio + H Radio 

VLA (A) 20 cm (1”)

7 Kλ  cutoff 40 Kλ  cutoff

VLA (A) 2 cm (0.15”)

Felli et al 1993

● Debido al gran número de observaciones  en el óptico hechas con anterioridad, los datos en radio de M42 generalmente han servido para corroborar o desechar modelos de la estructura de la nebuosa, previamente postulados:

– en escalas mayores que 1' es posible detectar el núcleo, la “bahía”, y el frente de ionización.

– entre 1' y 1”, las estructuras corresponden a filamentos y cavidades en el gas ionizado.

– en escalas menores que 1” se detectan fuentes relacionadas con estrellas individuales o núcleos densos de material neutro.

Felli et al 1993

● A partir de todas las observaciones, es posible estimar la masa asociada a las distintas componentes de M42

Felli et al 1993

● En el trabajo de Felli et al se comparan las observaciones del continuo en radio con datos provenientes de trancisiones atómicas y moleculares, como C II, H I, 12C16O, 12C18O, NH3, y HC3N. Las principales conclusiones obtenidas son:

–  Las nubes moleculares “detienen” la expansion del gas ionizado.

– El número de fuentes inmersas disminuye  al  alejarse de la zona de gas ionizado.

– Existen concentraciones de H I dentro de  la zona de gas ionizado, pero menos densas que las observadas en el continuo (104 cm­3). Estos objetos son acelerados por gas ionizado de alta velocidad ( efecto “rocket”).

Felli et al 1993