Regiones de formación estelar

Conocemos objetos difusos estudiados por el astrónomo Charles Messier, que tienen nombres como M8, M16, M17 o M20 y corresponden al 8o, 16vo., 17vo y el 20vo. objeto de su catálogo, el cual fue compilado en el siglo 18. Estos objetos listados anteriormente son nebulosas de emisión, nubes brillantes de material caliente.

De acuerdo al campo de visión examinado podemos apreciar mejor los detalles de las nebulosas de emisión. Estos objetos se encuentran entre los más espectaculares en el universo, aunque aparecen como filamentos brillantes pequeños comparados con la Vía Láctea. 

Estas nebulosas son regiones de gas ionizado brillante. En región central de cada una de estas hay al menos una estrella caiente recien formada de tipo O y B que emite grandes cantidades de luz ultravioleta. Conforme estos fotones ultravioleta viajan alejandose de la estrella, van ionizando el gas que la rodea. Conforme los electrones se recombinan con los nucleos, emiten radiación visible, lo que causa que el gas brille. Las estrellas calientes embebidas en el gas nebular brilla y tiene un color predominantemente rojo, esta luz proviene de los atomos de hidrógeno. La interacción entre las estrellas y el gas es muy notable, Los pilares oscuros son parte de la nube interestelar de la que se forman las estrellas, El resto de la nube en la vecindad de las nuevas estrellas ha sido dispersada por la radiación. Los filamentos que aparecen en las orillas de los pilares, especialmente en la parte superior y central, es el resultado de este proceso.

Entretejidas enrtre el gas nebular que brilla, y muy visible en las imágenes, están las lineas de polvo que oscurecen la luz nebular. Estas líneas de polvo son parte de las nebulosas, y no son nubes de polvo aisladas que caen en la línea de visión. Esta relación es también observada en las imágenes, en donde las regiones de gas y polvo son demarcadas simultaneamente contra la emisión nebular de fondo e iluminaas por las estrellas nebulares del frente.

En la Tabla se listan algunas estadísticas básicas de las nebulosas. A diferencia de las estrellas, las nebulosas son lo suficientemente grandes para medir sus tamaños usando geometría sencilla. Acoplando la información del tamaño con estimaciones de la cantidad de materia a lo largo de la linea de visión (como es revelado por la emisión total de luz), podemos encontrar la densidad de la nebulosa. Generalmente, las nebulosas de emisión tienen densidades de unos cuantos cientos de partículas, la mayoría protones y electrones, por centímetro cúbico (10⁸ por metro cúbico).

Figure 11.8 is a typical nebular spectrum spanning part of the visible and near-ultraviolet wavelength interval. (Sec. 2.5) Numerous emission lines can be seen, and information on the nebula can be extracted from all of them. Analyses of such spectra reveal compositions similar to those found in the Sun and other stars and elsewhere in the interstellar medium. Spectral-line widths imply that the gas atoms and ions have temperatures around 8000 K.