¿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
● 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
● 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.
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”).