![\"Descubierto](\"https:\/\/cdn.agenciasinc.es\/var\/ezwebin_site\/storage\/images\/_aliases\/seo\/noticias\/descubierto-un-cumulo-camuflado-entre-la-tierra-y-la-nebulosa-de-orion\/2388907-2-esl-MX\/Descubierto-un-cumulo-camuflado-entre-la-Tierra-y-la-nebulosa-de-Orion.jpg\")
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Es una nube molecular gigante en la que nacen nuevos sistemas planetarios y muchas estrellas nuevas<\/p>\n
No pocas veces hemos hablado aqu\u00ed de las Nebulosas, esas regiones del espacio inundadas de gas y polvo donde impulsadas por la fuerza de la gravedad surgen las estrellas nuevas masivas y c\u00famulos de estrellas nuevas que radian con violencia ionizando extensas regiones del espacio. Tambi\u00e9n all\u00ed nacen los nuevos sistemas planetarios con mundos nuevos. En las nebulosas ocurren historias fascinantes que nos gustar\u00eda presenciar y que con atenci\u00f3n estudian los astr\u00f3nomos de todo el mundo con los m\u00e1s sofisticados aparatos que imaginarnos podamos. Hoy os trigo la Nebulosa de Ori\u00f3n y he tomado la fuente de Wikipedia que est\u00e1 bastante bien confeccionada y explica los principales pormenores que a esta Nebulosa le son atribuidos.<\/p>\n
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La nebulosa de Ori\u00f3n<\/strong>, tambi\u00e9n conocida como Messier 42<\/strong>, M42<\/strong>, o NGC 1976<\/strong>, es una nebulosa difusa<\/a> situada al sur del Cintur\u00f3n de Ori\u00f3n<\/a>. Es una de las nebulosas<\/a> m\u00e1s brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista<\/a> sobre el cielo nocturno. Est\u00e1 situada a 1.270\u00b176 a\u00f1os luz<\/a> de la Tierra<\/a>, y posee un di\u00e1metro aproximado de 24 a\u00f1os luz. Algunos documentos se refieren a ella como la Gran Nebulosa de Ori\u00f3n<\/strong>, y los textos m\u00e1s antiguos la denominan Ensis<\/strong><\/em>, palabra latina<\/a> que significa “espada”, nombre que tambi\u00e9n recibe la estrella Eta Orionis<\/a>, que desde la Tierra se observa muy pr\u00f3xima a la nebulosa.<\/p>\n La nebulosa de Ori\u00f3n es uno de los objetos astron\u00f3micos<\/a> m\u00e1s fotografiados, examinados, e investigados. De ella se ha obtenido informaci\u00f3n determinante acerca de la formaci\u00f3n de estrellas<\/a> y planetas<\/a> a partir de nubes de polvo y gas en colisi\u00f3n. Los astr\u00f3nomos han observado en sus entra\u00f1as discos protoplanetarios<\/a>, enanas marrones<\/a>, fuertes turbulencias en el movimiento de part\u00edculas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas pr\u00f3ximas a la nebulosa.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n La nebulosa de Ori\u00f3n forma parte de una inmensa nube de gas y polvo llamada Nube de Ori\u00f3n<\/em>, que se extiende por el centro de la constelaci\u00f3n de Ori\u00f3n<\/a> y que contiene tambi\u00e9n el anillo de Barnard<\/a>, la nebulosa cabeza de caballo<\/a>, la nebulosa de De Mairan<\/a>, la nebulosa M78<\/a>, y la nebulosa de la Flama<\/a>. Se forman estrellas a lo largo de toda la nebulosa, desprendiendo gran cantidad de energ\u00eda t\u00e9rmica<\/a>, y por ello el espectro que predomina es el infrarrojo<\/a>.<\/p>\n <\/p>\n Cintur\u00f3n de Ori\u00f3n o las Tres Mar\u00edas. En la parte baja a la izquierda se deja ver la Cabeza de Caballo<\/p>\n La nebulosa de Ori\u00f3n es una de las pocas nebulosas que pueden observarse a simple vista<\/a>, incluso en lugares con cierta contaminaci\u00f3n lum\u00ednica<\/a>. Se trata del punto luminoso situado en el centro de la regi\u00f3n de la Espada (las tres estrellas situadas al sur del cintur\u00f3n de Ori\u00f3n<\/a>). A simple vista la nebulosa aparece borrosa, pero con telescopios<\/a> sencillos, o simplemente con prism\u00e1ticos<\/a>, la nebulosa se observa con bastante nitidez.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Imagen panor\u00e1mica del centro de la nebulosa de Ori\u00f3n, fotografiada por el Telescopio Hubble<\/a>. La imagen abarca 2,5 a\u00f1os luz de lado a lado. El c\u00famulo del Trapecio<\/a> se encuentra a la izquierda del centro. Cr\u00e9dito: NASA\/ESA<\/em>.<\/p>\n La nebulosa de Ori\u00f3n contiene un c\u00famulo abierto<\/a> de reciente formaci\u00f3n denominado c\u00famulo del Trapecio<\/a>, debido al asterismo<\/a> de sus cuatro estrellas principales. Dos de ellas pueden observarse como estrellas binarias en noches con poca perturbaci\u00f3n atmosf\u00e9rica, efecto denominado seeing<\/a>, lo que hace un total de seis estrellas. Las estrellas del c\u00famulo del Trapecio acaban de formarse<\/a>, son muy j\u00f3venes, y forman parte de un masivo c\u00famulo estelar con una masa calculada en 4.500 masas solares<\/a> dentro de un radio de 2 parsecs<\/a> llamado C\u00famulo de la Nebulosa de Ori\u00f3n<\/em>, una agrupaci\u00f3n de aproximadamente 2.000 estrellas y con un di\u00e1metro de 20 a\u00f1os luz. Este c\u00famulo podr\u00eda haber contenido hace 2 millones de a\u00f1os a varias estrellas fugitivas<\/a>, entre ellas AE Aurigae<\/a>, 53 Arietis<\/a>, o Mu Columbae<\/a>, las cuales se mueven en la actualidad a velocidades cercanas a los 100 km\/s.<\/p>\n Los observadores se han percatado de que la nebulosa posee zonas verdosas, adem\u00e1s de algunas regiones rojas y otras azuladas con tintes violetas. La tonalidad roja se explica por la emisi\u00f3n de una combinaci\u00f3n de l\u00edneas de radiaci\u00f3n<\/a> del hidr\u00f3geno<\/a>, H\u03b1<\/a>, con una longitud de onda<\/a> de 656,3 nan\u00f3metros<\/a>. El color azul-violeta es el reflejo de la radiaci\u00f3n de las estrellas de tipo espectral O<\/a> (muy luminosas y de colores azulados) sobre el centro de la nebulosa. El color verdoso supuso un aut\u00e9ntico quebradero de cabeza para los astr\u00f3nomos durante buena parte de comienzos del siglo XX<\/a>, ya que ninguna de las l\u00edneas espectrales<\/a> conocidas pod\u00eda explicar el fen\u00f3meno. Se especul\u00f3 que estas l\u00edneas eran causadas por un elemento totalmente nuevo, y a dicho elemento te\u00f3rico se le acu\u00f1\u00f3 el nombre de “nebulium”. M\u00e1s tarde, cuando ya se pose\u00eda mayor profundidad en el conocimiento de la f\u00edsica de los \u00e1tomos, se lleg\u00f3 a la conclusi\u00f3n de que dicho espectro verdoso era causado por la transici\u00f3n de un electr\u00f3n<\/a> sobre un \u00e1tomo de ox\u00edgeno<\/a> doblemente ionizado<\/a>. Sin embargo, este tipo de radiaci\u00f3n es imposible de reproducir en los laboratorios, ya que depende de un medio con unas caracter\u00edsticas concretas solo existentes en las entra\u00f1as del espacio.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n En un cuento popular de la cultura maya<\/a> se habla sobre una parte del cielo de la constelaci\u00f3n de Ori\u00f3n, conocida como Xibalb\u00e1<\/a>. En el centro de sus fogones tradicionales se hallaba una mancha muy emborronada generada por el fuego, que representaba la nebulosa de Ori\u00f3n. Se trata de una clara evidencia de que, antes de la invenci\u00f3n del telescopio, los mayas ya detectaron sobre el cielo una superficie difusa que no se trataba simplemente de puntos luminosos como las estrellas. Esto es un hecho sorprendente, pues hasta bien entrado el siglo XVII<\/a> no se hace la primera referencia astron\u00f3mica a su nebulosidad, pues ni Ptolomeo<\/a> en el Almagesto<\/a><\/em>, ni Al Sufi<\/a> en el Libro de las Estrellas Fijas<\/a><\/em> se percataron de ella, a pesar de que s\u00ed mencionan otras nebulosas. Curiosamente, Galileo<\/a> tampoco menciona absolutamente nada acerca de esta nebulosa, incluso habiendo realizado observaciones telesc\u00f3picas en la posici\u00f3n donde se encuentra la nebulosa entre 1610<\/a> y 1617<\/a>. A causa de todo esto, se ha especulado que el brillo de la nebulosa se ha incrementado al originarse estrellas muy luminosas desde entonces.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n El descubrimiento de la nebulosa de Ori\u00f3n se le atribuye al astr\u00f3nomo franc\u00e9s Nicolas-Claude Fabri de Peiresc<\/a>, como indican sus escritos de 1610<\/a>. Cysatus<\/a> de Lucerna<\/a>, un astr\u00f3nomo jesuita<\/a>, 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<\/a>. En los a\u00f1os siguientes, varios astr\u00f3nomos de prestigio descubrieron la nebulosa de forma independiente, incluido Christiaan Huygens<\/a> en 1658<\/a>, y cuyo borrador fue el primero en publicarse, concretamente en 1659<\/a>. Charles Messier<\/a> se percat\u00f3 de su existencia el 4 de marzo<\/a> de 1769<\/a>, observando de paso tambi\u00e9n tres de las estrellas del c\u00famulo del Trapecio, aunque el descubrimiento de estas tres estrellas se le atribuye a Galileo<\/a> en el a\u00f1o 1617<\/a>, a pesar de que no pudo observar la nebulosa (posiblemente debido al limitado campo de visi\u00f3n de su primitivo telescopio<\/a>). Charles Messier public\u00f3 la primera edici\u00f3n de su cat\u00e1logo de objetos astron\u00f3micos<\/a> en 1774<\/a>, aunque en 1771<\/a> ya estaba finalizado. La nebulosa de Ori\u00f3n fue designada por dicho cat\u00e1logo como M42, por ser el objeto n\u00famero 42 de dicha lista en ser descubierto. En 1865<\/a>, la espectroscopia<\/a> realizada por William Huggins<\/a> confirm\u00f3 el car\u00e1cter gaseoso de la nebulosa. El 30 de septiembre<\/a> de 1880<\/a>, se publica la primera astrofotograf\u00eda<\/a> de la nebulosa de Ori\u00f3n, elaborada por Henry Draper<\/a>.<\/p>\n <\/p>\n En 1931<\/a>, Robert J. Trumpler<\/a> se percat\u00f3 de que las estrellas borrosas cercanas al Trapecio formaban un c\u00famulo, y fue el primero en denominar a dicho objeto con el nombre de c\u00famulo del Trapecio. Bas\u00e1ndose en tipos espectrales y magnitudes, calcul\u00f3 una distancia de 1.800 a\u00f1os luz. Este valor arrojaba una cifra tres veces superior a la distancia aceptada en la \u00e9poca, pero es la que m\u00e1s se aproxima al valor actual.<\/p>\n En 1993<\/a>, el Telescopio espacial Hubble<\/a><\/a> observ\u00f3 por primera vez la nebulosa de Ori\u00f3n. Desde entonces, la nebulosa ha sido estudiada y examinada en profundidad en multitud de ocasiones, y las im\u00e1genes obtenidas se han utilizado para realizar un modelo detallado de la nebulosa en tres dimensiones. Se han observado y estudiado discos protoplanetarios<\/a> alrededor de estrellas reci\u00e9n formadas, como tambi\u00e9n han sido estudiados los poderosos efectos destructivos de los altos niveles de energ\u00eda ultravioleta<\/a> provenientes de las estrellas m\u00e1s masivas.<\/p>\n En el a\u00f1o 2005<\/a>, la C\u00e1mara avanzada para sondeos<\/a> del Telescopio espacial Hubble<\/a> tom\u00f3 la imagen m\u00e1s detallada de la nebulosa que se ha obtenido. Para obtener la imagen, el telescopio tuvo que completar 104 \u00f3rbitas, y capturar alrededor de 3.000 estrellas por debajo de la 23\u00aa magnitud, incluidas varias enanas marrones<\/a> y posibles enanas marrones binarias<\/a>. Un a\u00f1o m\u00e1s tarde, un equipo de cient\u00edficos del Telescopio espacial Hubble<\/a> anunci\u00f3 la primera enana marr\u00f3n<\/a> binaria. Dicho sistema binario de enanas marrones se encuentra en la nebulosa de Ori\u00f3n y poseen aproximadamente masas de 0,054 masas solares<\/a> y 0,034 masas solares respectivamente, con un periodo <\/a>orbital<\/a> de 9,8 d\u00edas. Sorprendentemente, la enana marr\u00f3n<\/a> m\u00e1s masiva de las dos es tambi\u00e9n la menos luminosa.<\/p>\n <\/p>\n Las im\u00e1genes \u00f3pticas revelan nubes de gas y polvo en la nebulosa de Ori\u00f3n. La imagen de infrarrojos (derecha) muestra las estrellas de formaci\u00f3n reciente brillando en la nebulosa. Cr\u00e9dito: C. R. O’Dell-Universidad Vanderbilt<\/a>, NASA\/ ESA.<\/em><\/p>\n La nebulosa de Ori\u00f3n abarca una regi\u00f3n de 10\u00ba en el cielo, y contiene nubes interestelares<\/a>, c\u00famulos estelares<\/a>, regiones H II<\/a>, y nebulosas de reflexi\u00f3n<\/a>.<\/p>\n La nebulosa forma una nube casi esf\u00e9rica, donde la densidad m\u00e1xima se alcanza cerca del punto central. La temperatura m\u00e1xima es de 10.000 K<\/a>, pero cerca del borde exterior la temperatura decae dr\u00e1sticamente. Al contrario que la distribuci\u00f3n de densidad, la nube posee velocidades y turbulencias muy diferentes en toda su extensi\u00f3n, sobre todo en los alrededores de la regi\u00f3n 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.<\/p>\n El modelo astron\u00f3mico actual de la nebulosa consiste en una regi\u00f3n ionizada, con centro en Theta1<\/sup> Orionis C, la estrella responsable de la mayor\u00eda de la radiaci\u00f3n ultravioleta<\/a>, pues su emisi\u00f3n es cuatro veces m\u00e1s potente que la segunda estrella m\u00e1s brillante, Theta2<\/sup> Orionis A. Alrededor de esta regi\u00f3n ionizada, se encuentra una nube de alta densidad de forma c\u00f3ncava pero muy irregular, con aglomeraciones de gas en el exterior, las cuales conforman el per\u00edmetro de la Nube de Ori\u00f3n.<\/p>\n Los observadores han puesto nombre a varias facciones significativas de la nebulosa de Ori\u00f3n. A la senda oscura que se extiende desde el norte hacia la regi\u00f3n brillante se le ha denominado la “Boca del Pez”. Las regiones iluminadas de ambos lados reciben el nombre de “Alas”. Existen tambi\u00e9n otros rasgos, tales como “La Espada”, “La Estocada” o “La Vela”<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n La nebulosa de Ori\u00f3n es un ejemplo de incubadora estelar<\/a>, donde el polvo c\u00f3smico forma estrellas a medida que se van asociando debido a la atracci\u00f3n gravitatoria. Las observaciones de la nebulosa han mostrado aproximadamente 700 estrellas en diferentes etapas de formaci\u00f3n.<\/p>\n Observaciones m\u00e1s recientes del Telescopio espacial Hubble<\/a> han descubierto que la mayor concentraci\u00f3n de discos protoplanetarios<\/a> se encuentra precisamente en la nebulosa de Ori\u00f3n, revelando 150 de estos discos, y se considera que est\u00e1n en una fase de formaci\u00f3n equivalente a las primera etapas de formaci\u00f3n del sistema solar<\/a>, lo que prueba que la formaci\u00f3n de sistemas solares es muy com\u00fan en el universo<\/a>. Las estrellas se forman<\/a> cuando el hidr\u00f3geno<\/a> y otros elementos se acumulan en una regi\u00f3n H II<\/a> del espacio, donde se contraen debido a su propia gravedad. A medida que el gas se colapsa, el agrupamiento central atrae cada vez a m\u00e1s part\u00edculas, pues la masa va aumentando, hasta que el gas se calienta a una temperatura suficiente como para convertir la energ\u00eda potencial gravitatoria<\/a> en energ\u00eda t\u00e9rmica<\/a>. Si la temperatura contin\u00faa aumentando, se inicia un proceso de fusi\u00f3n nuclear<\/a>, dando lugar a una protoestrella<\/a><\/a>. Se dice que una protoestrella<\/a> ha nacido cuando comienza a emitir suficiente energ\u00eda radioactiva como para compensar su gravedad y frenar el colapso gravitatorio.<\/p>\n Normalmente, cuando la estrella comienza la fusi\u00f3n 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<\/a>, del cual se podr\u00e1n formar los planetas. Observaciones infrarrojas<\/a> recientes muestran que las part\u00edculas de polvo de estos discos protoplanetarios est\u00e1n creciendo, por lo que est\u00e1n empezando a formar planetesimales<\/a>.<\/p>\n Una vez que la protoestrella<\/a> entra en la secuencia principal<\/a>, se le clasifica como estrella. Aunque la mayor\u00eda de los discos protoplanetarios pueden formar planetas, las observaciones muestran que una intensa radiaci\u00f3n estelar habr\u00eda 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 c\u00famulo. Como se observa que los discos protoplanetarios se encuentran muy pr\u00f3ximos al c\u00famulo del Trapecio, se deduce que las estrellas formadas por estos discos son mucho m\u00e1s j\u00f3venes que el resto de estrellas del c\u00famulo.<\/p>\n \n <\/p>\n \u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0\u00a0 Objeto Herbig-Haro<\/a><\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Una vez formadas, las estrellas de la nebulosa emiten un flujo de part\u00edculas cargadas conocido como viento estelar<\/a>. Las estrellas masivas (tipo OB) y las estrellas j\u00f3venes<\/a> poseen vientos estelares mucho m\u00e1s fuertes que los del Sol<\/a>. Este viento forma ondas de choque cuando se encuentra con el gas de la nebulosa, d\u00e1ndoles forma. Las ondas de choque de los vientos estelares juegan un papel muy importante en la formaci\u00f3n estelar, compactando las nubes de gas y creando densidades no homog\u00e9neas que conducen al colapso gravitatorio de la nube.<\/p>\n <\/p>\n Objeto Herbig-Haro HH47. La escala indicada representa 1000 Unidades Astron\u00f3micas<\/a>, equivalentes a unas 20 veces el tama\u00f1o de nuestro Sistema Solar<\/a>.<\/p>\n Existen tres tipos diferentes de choques en la nebulosa de Ori\u00f3n. Muchos de ellos son objetos Herbig-Haro<\/a>:<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n La din\u00e1mica de los gases de la nebulosa de Ori\u00f3n es muy compleja, pero por lo general tienden a salir y a dirigirse hacia la Tierra<\/a>. La gran superficie neutra que se encuentra detr\u00e1s de la regi\u00f3n ionizada se est\u00e1 contrayendo bajo su propia gravedad.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n En todas las galaxias<\/a>, incluida la V\u00eda L\u00e1ctea<\/a>, se pueden encontrar nubes interestelares<\/a> como la nebulosa de Ori\u00f3n. Se originan a partir de peque\u00f1os c\u00famulos de hidr\u00f3geno<\/a> fr\u00edo y neutro, mezclado con trazas de otros elementos. Estas nebulosas pueden contener cientos de miles de masas solares<\/a> y pueden medir varios centenares de a\u00f1os luz<\/a>. Las fuerzas de gravedad que podr\u00edan obligar a la nube a que se colapse son muy peque\u00f1as, y est\u00e1n igualadas debido a la poca presi\u00f3n que ejerce el gas en la nube.<\/p>\n Es posible que, debido a colisiones con un brazo espiral o a interacciones con ondas de choque emitidas por supernovas<\/a>, los \u00e1tomos precipiten en mol\u00e9culas m\u00e1s pesadas, formando H2<\/sub><\/a> o CO<\/a> entre otras muchas mol\u00e9culas, lo que da lugar a una nube molecular<\/a>. Este es el primer paso para la formaci\u00f3n de estrellas en la nube, que se producir\u00e1n en un per\u00edodo de 10-30 millones de a\u00f1os, ya que la regi\u00f3n debe pasar por la inestabilidad de Jeans<\/a> y el gas desestabilizado se colapsa creando discos. El disco se concentra en el n\u00facleo para formar una estrella, que podr\u00eda estar rodeada por un disco protoplanetario. Este es el estado actual de la nebulosa, con estrellas todav\u00eda form\u00e1ndose a partir de nubes moleculares colapsadas. Las estrellas m\u00e1s j\u00f3venes y brillantes que podemos observar en la nebulosa de Ori\u00f3n tienen menos de 300.000 a\u00f1os,y la m\u00e1s brillante de todas apenas 10.000 a\u00f1os.<\/p>\n \n Algunas de estas estrellas colapsadas pueden llegar a ser muy masivas, y pueden emitir grandes cantidades de radiaci\u00f3n ultravioleta<\/a> ionizante. Un ejemplo de esto se puede observar en el c\u00famulo 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 fotoevaporaci\u00f3n<\/a>. Este proceso es el responsable de crear la cavidad interior de la nebulosa, permitiendo as\u00ed que las estrellas del n\u00facleo sean visibles desde la Tierra.<\/sup> La m\u00e1s grande de estas estrellas tiene una vida muy corta y evolucionar\u00e1 convirti\u00e9ndose en una supernova.<\/p>\n <\/p>\n <\/p>\n Dentro de aproximadamente 100.000 a\u00f1os, la mayor parte del gas y del polvo ser\u00e1 expulsado. El material que quede sin expulsar formar\u00e1 un c\u00famulo abierto<\/a> joven, un c\u00famulo brillante y estrellas j\u00f3venes rodeadas de tenues filamentos del antiguo c\u00famulo. Las Pl\u00e9yades<\/a> son un ejemplo conocido de un c\u00famulo abierto de este tipo.<\/p>\n Hasta aqu\u00ed amigos el repaso a la Nebulosa de Ori\u00f3n y a todo lo que a ella est\u00e1 unido que es m\u00e1s de lo que a simple vista parece. En lugares como este nacen los mundos nuevos que orbitan estrellas como nuestro Sol y parecidas y, si el azar los sit\u00faa en la zona habitable… \u00bfQui\u00e9n sabe?<\/p>\n Publica: Emilio Silvera v.<\/strong><\/p>\n \n![\"\"](\"http:\/\/3.bp.blogspot.com\/_eU4mJ3IpuFk\/TCv4Tl8LgTI\/AAAAAAAAAJI\/dhewe6pvY0I\/s1600\/m42+nebulosa+de+orion.jpg\")
<\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/bitacoradegalileo.files.wordpress.com\/2011\/02\/orion_mutti_big-observatorio1.jpg\")
<\/p>\n![\"File:Orion.nebula.arp.750pix.jpg\"](\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/9\/9e\/Orion.nebula.arp.750pix.jpg\/557px-Orion.nebula.arp.750pix.jpg\")
<\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/1.bp.blogspot.com\/-2TSHV5HyF9E\/UNTlLWr2s7I\/AAAAAAAADGU\/Y_bsI0bECZk\/s640\/Chichen_Itza-Castillo-Orion-.jpg\")
<\/p>\n![\"\"](\"http:\/\/lh6.ggpht.com\/-9Eu_dpmLEJA\/T6Ro6vzHS5I\/AAAAAAAAE_E\/Y-a0nCforoM\/nebulosa%252520orion%2525202%252520a_thumb%25255B2%25255D.jpg?imgmax=800\")
<\/p>\n![\"File:Orion](\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/b\/b9\/Orion_Nebula_%28M42%29_part_HST_4800px.jpg\/800px-Orion_Nebula_%28M42%29_part_HST_4800px.jpg\")
<\/div>\n<\/div>\n\n\n\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0Vista panor\u00e1mica de la nebulosa de Ori\u00f3n. Imagen tomada por el Telescopio espacial Hubble<\/a><\/a> en 2006.<\/div>\n<\/div>\n<\/div>\n![\"File:Trapezium](\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/e\/ed\/Trapezium_cluster_optical_and_infrared_comparison.jpg\")
<\/p>\n![\"[orion_discos_protoplanetarios_hst.jpg]\"](\"http:\/\/2.bp.blogspot.com\/_xBXZbW6ivIs\/SzDW99fMC3I\/AAAAAAAAFDo\/ktZyrb8HziM\/s1600\/orion_discos_protoplanetarios_hst.jpg\")
<\/p>\n![\"Herbig](\"https:\/\/apod.nasa.gov\/apod\/image\/1512\/hs-2015-42-a-fullHH24.jpg\")
<\/p>\nEfectos de los vientos estelares<\/h3>\n
![\"Wolf-Rayet](\"https:\/\/apod.nasa.gov\/apod\/image\/1406\/wr124_hubbleschmidt_1289.jpg\")
<\/p>\n![\"File:HST](\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/3\/3e\/HST_HH47_image.jpg\/173px-HST_HH47_image.jpg\")
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![\"http:\/\/bitacoradegalileo.files.wordpress.com\/2010\/12\/oriondeep.jpg\"](\"http:\/\/bitacoradegalileo.files.wordpress.com\/2010\/12\/oriondeep.jpg\")
<\/p>\n![\"File:Pleiades](\"http:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/4\/4e\/Pleiades_large.jpg\/800px-Pleiades_large.jpg\")
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