Monoceros R2

El Complejo de Nubes Moleculares Monoceros R2 , también conocido como Nube Molecular Monoceros R2 , es una nube molecular gigante predominantemente no iluminada , ubicada en la parte suroeste de la constelación de Monoceros ; es un sistema de polvo situado a una latitud galáctica muy alta , debajo del plano de la Vía Láctea , ^{[ 1 ]} a aproximadamente 830 pársecs (2700 años luz ) del Sistema Solar . ^{[ 2 ] [ 3 ]} 

La característica más notable del complejo es la presencia de un gran número de nebulosas de reflexión , iluminadas por las estrellas calientes y azules de la  asociación Monoceros R2, una asociación OB formada a partir de los mismos gases que ahora ilumina; estas estrellas, parte del primer ciclo de formación estelar en el complejo, imparten un color azulado distintivo al gas, claramente visible incluso con instrumentos de aficionados o en fotografías. ^{[ 3 ] [ 4 ]}

En el centro del complejo nebular, se está produciendo un segundo ciclo de formación estelar, como lo demuestra la presencia de un rico cúmulo abierto en formación, compuesto principalmente por estrellas de masa baja y media, claramente visible en las observaciones realizadas en la banda infrarroja . ^{[ 3 ] [ 5 ]}

El complejo Monoceros R2 se observa en la parte suroeste de la constelación, al este de la Nebulosa de Orión y ligeramente al suroeste del Bucle de Barnard , que, sin embargo, no está físicamente cerca del complejo; su posición se puede identificar con relativa facilidad gracias a la presencia de la estrella γ Monocerotis , una gigante naranja con una magnitud aparente de 3,99. Usando esta estrella como referencia, el complejo se puede observar a partir de aproximadamente 1° al oeste; en particular, exactamente a 1°, se pueden encontrar algunas nebulosas de reflexión , catalogadas como NGC 2185 y NGC 2183, que también son las más brillantes de la región. Estas nubes se pueden observar directamente sin la ayuda de filtros, gracias a su brillo, usando un telescopio amateur de potencia media ; aunque se requiere un cielo muy oscuro y a pesar del pequeño tamaño de las nebulosas, aparecen como pequeñas manchas brillantes que rodean estrellas azuladas de décima y undécima magnitud. ^{[ 1 ] [ 3 ]}

Aproximadamente a 1° al oeste de estas nubes se encuentra la parte central del complejo; aquí, otras nebulosas de reflexión, más grandes que las anteriores, se disponen en forma de arco. La más austral es también la más brillante y está catalogada como NGC 2170 (vdB  67); está iluminada por una estrella azul de clase espectral B de décima magnitud. Al norte, las otras dos nubes, vdB 68 y vdB 69, están iluminadas por estrellas de igual masa. Todas estas nebulosas son fácilmente observables y están iluminadas por las estrellas más masivas del complejo nebular, miembros de la asociación OB Monoceros  R2. ^{[ 1 ] [ 3 ]}

El complejo se encuentra al oeste de la brillante estela de la Vía Láctea ; con una declinación de tan solo 6° sur, puede observarse desde todas las regiones pobladas de la Tierra . Desde el Polo Sur , parece circumpolar , mientras que permanece invisible solo desde las regiones más cercanas al Polo Norte ; en las latitudes de la selva amazónica y el Congo , aparece en el cenit durante las noches de enero y febrero. Desde las regiones mediterráneas y América del Norte , es un objeto celeste invernal y aparece moderadamente alto en el horizonte sur ; por el contrario, desde el hemisferio sur , es visible especialmente durante las noches de verano, hacia el norte y ligeramente más alto en el horizonte. ^{[ 3 ] [ 6 ]}

El complejo Monoceros  R2 se encuentra dentro del Brazo de Orión a una distancia de 830  pársecs, en una región relativamente periférica del brazo, aproximadamente a 1800  pársecs del borde más interno del Brazo de Perseo , donde se encuentran la Nebulosa Roseta y la  asociación Monoceros OB2 asociada. El entorno galáctico entre los complejos Mon  R2 y Mon  OB2 corresponde al espacio entre brazos, una región pobre en gas interestelar y por lo tanto también en procesos de formación estelar, lo que resulta en la ausencia de estrellas masivas y la baja luminosidad de los espacios entre brazos en general, que contienen predominantemente estrellas de baja masa. ^{[ 3 ] [ 7 ]} A solo 150–200  pársecs al norte se encuentra un complejo nebular de tamaño similar a Mon  R2 pero con características completamente diferentes: el complejo de nube molecular Monoceros OB1 , que incluye la conocida Nebulosa del Cono y donde los procesos de formación estelar a gran escala están produciendo estrellas masivas y, en particular, un gran número de estrellas de baja y media masa; A diferencia de Mon  R2, este complejo se encuentra casi exactamente en el plano galáctico . ^{[ 7 ]} En una latitud galáctica muy septentrional, casi fuera del plano galáctico y correspondiente al  complejo Mon R2, se encuentra uno de los cúmulos abiertos más antiguos y conocidos, el M67 , en la constelación de Cáncer . ^{[ 1 ] [ 3 ]}

Aproximadamente a 400 pársecs hacia el Sol, en una latitud galáctica diferente, se encuentra la región nebular de Orión , dominada por los complejos Orión  A y Orión B y la Nebulosa de Orión , que también incluye el anillo Lambda Orionis y algunas de las regiones periféricas del complejo, como filamentos de gas y pequeñas regiones con formación estelar activa. El viento estelar de las estrellas masivas en el complejo de Orión ha generado una superburbuja , cuyos límites están resaltados por el Bucle de Barnard , ubicado a pocos grados al noroeste de Mon R2; sin embargo, este anillo de gas no está físicamente vinculado al complejo Mon R2, ya que está mucho más cerca del Sol . ^{[ 8 ] [ 9 ]}   

Aproximadamente a 400  pársecs de Mon R2 se encuentra la asociación  Canis  Major OB1, ^{[ 10 ]} vinculada a la región nebular de la Nebulosa de la Gaviota y sus nebulosas de reflexión asociadas, como vdB 88 y vdB 90; la Nebulosa de la Gaviota es una gran región H II donde se están produciendo procesos de formación estelar. 

La característica más notable de la región es una extensa secuencia de nebulosas de reflexión, que abarca hasta 2° a través de la esfera celeste; estas nebulosas están iluminadas por un grupo de estrellas jóvenes, calientes y masivas de clase espectral B y A que forman una asociación estelar ; se la ha designado R2 ya que fue la segunda asociación OB descubierta en la constelación de Monoceros asociada con nebulosas de reflexión, después de Mon  R1, parte de Mon  OB1. ^{[ 11 ]} La región central del complejo nebular coincide con las nubes vdB  67 y vdB  69, donde los procesos de formación estelar son activos. Las estrellas de la asociación son predominantemente de clase B, es decir, estrellas azules; su edad se estima en 6-10 millones de años, lo que representa la generación estelar más masiva formada en la región. Estas estrellas iluminan las mismas nubes de las que se formaron; dada su corta edad, su viento estelar aún no ha dispersado las nubes de gas circundantes. ^{[ 3 ] [ 4 ]}

Las nebulosas de reflexión constituyen una pequeña porción iluminada de un gran complejo molecular nebular , claramente visible en fotografías astronómicas de alta sensibilidad a la luz , ya que oscurece los campos estelares de fondo, trazando una serie de siluetas oscuras en esta parte del cielo; el corazón del complejo consta de cuatro condensaciones principales, conocidas como LDN  1643, 1644, 1645 y 1646, cuyas partes iluminadas corresponden a las nebulosas de reflexión del catálogo de van den Bergh . ^{[ 3 ] [ 12 ]} La mayoría de estas nebulosas de reflexión muestran un pico en las emisiones de CO , exhibiendo también altas temperaturas; en esta misma longitud de onda , el cuerpo central del complejo molecular nebular se ha identificado a través de mapeos cada vez más precisos de la región en la banda ¹² CO. ^{[ 13 ] [ 14 ]} La masa total del complejo se estima en alrededor de 90 000 M _☉ . ^{[ 3 ] [ 15 ]}

Las áreas periféricas del complejo exhiben estructuras de gas filamentosas, identificadas mediante observaciones y mapeos de CO, que se extienden en dirección norte-sur; el filamento más grande parece originarse en la región central y extenderse particularmente hacia el norte, divergiendo en aproximadamente 2°. ^{[ 16 ]} Según un estudio sobre la velocidad global del complejo realizado en la banda de CO, parece coincidir con una superburbuja en expansión cuyo centro se alinea con la  nube NGC 2182; la fuente de energía que impulsa la expansión de la superburbuja no está bien definida, mientras que su edad dinámica se estima en unos 4 millones de años. ^{[ 3 ] [ 17 ]}

La distancia del complejo se estimó inicialmente, mediante espectroscopia y fotometría de sus estrellas más brillantes, en 830 ± 50 pársecs (2710 ± 160 años luz) ; ^{[ 2 ]} esta medición aún se considera la más exacta y precisa, y por lo tanto la más aceptada por la comunidad científica. ^{[ 1 ] [ 4 ]} En el pasado, se han propuesto otros valores de distancia, todos dentro del rango de 700 a 950 pársecs, aceptando así su posición en el mismo entorno galáctico que el complejo Monoceros OB1. ^{[ 1 ] [ 3 ]}      

El complejo ha experimentado dos oleadas de procesos de formación estelar. La primera, que data de hace unos 6 millones de años, produjo las estrellas masivas observables en la región y que constituyen la  asociación Mon R2, responsable de iluminar las nebulosas de reflexión; la edad de estas estrellas es comparable a la de la superburbuja en expansión. La segunda oleada aún está en curso, como lo demuestra la presencia dentro de las nubes oscuras de pequeñas regiones de hidrógeno ionizado , máseres y objetos HH ; según los modelos evolutivos, la segunda oleada de formación estelar probablemente fue desencadenada por la acción combinada del viento estelar de los jóvenes gigantes de la primera oleada, que comprimió aún más los gases de la nube circundante. ^{[ 17 ]} La primera oleada de formación estelar, sin embargo, tiene un origen completamente diferente; Según un estudio de 1998, la compresión inicial de los gases del complejo ocurrió hace unos 6 millones de años debido a una enorme superburbuja, denominada GSH  238+00+09, que se originó en una región entre los complejos actuales de Orión y la Nebulosa de Gum , cuya expansión comprimió los gases alrededor de la región y desencadenó la formación estelar tanto en el Complejo de Orión como en Mon  R2; el origen de esta gran superburbuja podría ser la asociación estelar Cr 121 , visible en la dirección de Canis Major . ^{[ 18 ] [ 19 ]}

En el núcleo del complejo, una observación infrarroja identificó un cúmulo estelar densamente envuelto en polvo y gas; este cúmulo abarca aproximadamente 4,5′ × 8,5′, correspondiente a 1,1 × 2,1  pársecs, y contiene una gran cantidad de fuentes de rayos X , identificadas por el Observatorio de rayos X Chandra y que coinciden con objetos estelares jóvenes . ^{[ 5 ]} Sus estrellas más jóvenes son protoestrellas  de Clase I , distribuidas asimétricamente de acuerdo con la distribución del gas, mientras que las estrellas ligeramente más evolucionadas (Clase II) muestran una distribución más extendida; además de los componentes estelares, se conocen alrededor de quince chorros menores de hidrógeno molecular, generados por estrellas de Clase 0 en formación. Estos están acompañados por un poderoso flujo de salida de CO, uno de los más masivos conocidos, que ha creado una gran cavidad dentro del núcleo del complejo a través de su onda de choque . Las regiones sur y noreste del cúmulo son ricas en pequeños glóbulos nebulares cometarios o bipolares, cuyas formas sugieren que son protoestrellas todavía envueltas en su disco de acreción ; Estas estrellas están dispuestas en largas cadenas. ^{[ 19 ] [ 20 ]}  

Dentro de este cúmulo, se han descubierto cinco fuentes infrarrojas moderadamente potentes, catalogadas como IRS  1, IRS  2, IRS  3, IRS  4 e IRS  5, junto con dos fuentes adicionales (IRS  6 e IRS  7) identificadas en la banda Hα . ^{[ 21 ]} IRS  3 es la más compleja: está rodeada por una nube de forma cónica y contiene seis fuentes luminosas, agrupadas en dos subgrupos identificados como IRS  3A e IRS  3B; este último muestra tres chorros de material en sus bordes, originados de los componentes internos de la fuente y emitidos por estrellas en formación. ^{[ 22 ]} Entre los componentes moleculares de la  fuente IRS 3, también se han descubierto hidrocarburos aromáticos policíclicos , con sus líneas de absorción identificadas en el espectro infrarrojo de la fuente. ^{[ 19 ] [ 23 ]} Las fuentes IRS  1 e IRS  2 están rodeadas por una única nebulosa de reflexión en forma de anillo fuertemente polarizada; ^{[ 21 ]} Estas dos fuentes, junto con IRS  3, son las más brillantes del complejo: IRS  1 domina en la longitud de onda de 20 μm , IRS 2 en 10 μm. ^{[ 24 ]} La luminosidad de las tres fuentes se ha estimado en 3000 L _☉ , 6500 L _☉ y 14 000 L _☉ , respectivamente. ^{[ 19 ] [ 25 ]}      

Entre los objetos HH, los más notables son HH  866, que coincide con la fuente IRAS  06046-0603, ^{[ 26 ]} HH  272 y HH 273, que constituyen la región  GGD 16-17, ubicada cerca de IRS 1 y que alberga procesos menores de formación estelar. ^{[ 19 ] [ 27 ]}  

• nebulosa de reflexión
• Región H II

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• "El núcleo de formación estelar de Monoceros R2 - The Astrophysical Journal" .
• "MONOCEROS R2 - Emisiones" [ MONOCEROS R2 - Emisiones ] . Archivado del original el 8 de abril de 2008. Consultado el 24 de septiembre de 2025 .