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La '''Tecnologia alimentare''' è l'applicazione della [[scienza alimentare]] a selezione, conservazione, lavorazione, confezionamento, distribuzione ed utilizzo di [[alimenti]] sicuri, nutrienti e salutari.
{{Oggetto non stellare
| nome = Complesso nebuloso molecolare di Orione
| immagine = Nebula-Barnard's-Loop.jpeg
| image_text = Panoramica del Complesso e della costellazione di Orione
| scopritore =
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| epoca = J2000.0
| costellazione = Orione
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| dist_al = 1500
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| note = Il complesso di nubi molecolari meglio studiato e conosciuto del cielo<ref name="Overview"/>
| nomi = Regione di formazione stellare di Orione
}}
Gli scienziati ed i [[tecnologo alimentare|tecnologi alimentari]] studiano la composizione fisica, microbiologica e chimica degli alimenti. Relativamente al loro campo di specializzazione, gli scienziati alimentari possono sviluppare modalità di lavorazione, di conservazione, di [[confezionamento degli alimenti|confezionamento]] o di immagazzinamento di prodotti alimentari in accordo con specifiche e norme dell'industria e del governo.
Il '''Complesso nebuloso molecolare di Orione''' (noto anche semplicemente come '''Complesso di Orione''') è una [[nube molecolare gigante|grande nube molecolare]] che prende il nome dalla [[costellazione]] in cui è visibile, quella di [[Orione (costellazione)|Orione]]. La sua distanza dalla [[Terra]] è stimata fra i 1500 e i 1600 [[anni luce]] e il suo diametro corrisponde ad alcune centinaia di anni luce; si tratta del complesso nebuloso molecolare meglio osservabile, nonché il più studiato e conosciuto,<ref name="Overview"/> grazie al fatto che non è mascherato da [[nebulosa oscura|complessi oscuri]], come invece accade per il [[Complesso nebuloso molecolare di Cefeo|Complesso di Cefeo]].<ref>{{cita pubblicazione|autore=Harris, S.|titolo=Location of HII regions in molecular clouds|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980gmcg.work..201H|rivista=Giant molecular clouds in the Galaxy; Proceedings of the Third Gregynog Astrophysics Workshop|anno=1980|pagine=201-206|accesso=[[19 febbraio]] [[2009]]}}</ref><ref name="CO">{{cita pubblicazione|autore=Dame, T. M.; Thaddeus, P.|titolo=A wide-latitude CO survey of molecular clouds in the northern Milky Way|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1985ApJ...297..751D|rivista=Astrophysical Journal|volume=297|pagine=751-765|anno=1985|mese=ottobre|doi=10.1086/163573|accesso=[[19 febbraio]] [[2009]]}}</ref> Alcune parti della nube possono essere osservate attraverso [[binocoli]] o semplici [[Telescopio|telescopi]], alcune addirittura ad [[occhio nudo]], come la celebre [[Nebulosa di Orione]].<ref name="O'Meara"/>
I consumatori di rado pensano all'enorme numero di alimenti ed alla ricerca e allo sviluppo tecnologico che hanno condotto agli strumenti per ottenere cibi gustosi, nutrienti, sicuri ed idonei. In certe scuole la tecnologia alimentare fa parte del piano di studi ed insegna, a fianco delle tecniche di cucina, la nutrizione e la lavorazione degli alimenti.
La regione centrale del complesso si estende per diversi gradi di volta celeste, dalla [[Cintura di Orione]] fino alla sua spada, ed è divisibile in due regioni distinte: la più brillante, sulla Spada, è nota come Orion A, mentre la regione ad est della Cintura è nota come Orion B. Il Complesso di Orione costituisce anche una delle regioni di [[formazione stellare]] più attive che possono essere osservate nel cielo notturno, nonché una delle più ricche di [[Disco protoplanetario|dischi protoplanetari]] e [[stelle]] giovanissime. Il complesso si rivela soprattutto nelle immagini prese alla [[lunghezza d'onda]] dell'[[infrarosso]], dove si scorgono anche le regioni di formazione stellare più nascoste. Il complesso annovera fra le sue componenti [[Nebulosa oscura|nebulose oscure]], [[Nebulosa ad emissione|ad emissione]] e [[Regione H II|regioni H II]]. Come risultato dell'azione del [[vento stellare]] delle stelle più calde e giovani della regione, raggruppate nell'[[Associazione Orion OB1]], si è generata una [[superbolla]] in espansione dell'estensione di svariate centinaia di anni luce, individuabile nella banda dell'[[infrarosso]] e dei [[raggi X|raggi X]], che avvolge l'intero complesso estendendosi verso l'esterno, la Bolla Orione-Eridano.<ref name="Overview"/>
==Storia iniziale della tecnologia alimentare==
Lo studio di questo complesso molecolare ha contribuito grandemente nello sviluppo delle scienze astronomiche, specialmente nel campo dell'[[evoluzione stellare]] e nella comprensione delle dinamiche legate alla loro formazione.<ref name="Overview"/>
La ricerca, nel campo oggi conosciuto come tecnologia alimentare, è stata condotta per decenni.
==Osservazione==
[[File:Orionmolecularcomplex.png|291px|thumb|left|Mappa della costellazione di Orione con evidenziate tutte le strutture del complesso.]]
Alcuni degli oggetti più brillanti e significativi del Complesso di Orione sono noti da secoli; il più celebre in assoluto è la grande [[Nebulosa di Orione]], la nebulosa diffusa più brillante del cielo per la maggior parte delle regioni della [[Terra]],<ref>In termini assoluti, ossia prendendo in esame tutta la volta celeste comprese le regioni di cielo non osservabili a nord della fascia tropicale, la nebulosa più brillante del cielo è la [[Nebulosa della Carena]].</ref> la più osservata dagli astronomi amatoriali e anche una delle più fotografate: è visibile anche ad [[occhio nudo]], mostrandosi come una macchia chiara dall'aspetto marcatamente nebuloso. Un [[binocolo]] consente di rivelare al suo interno alcune stelline di sesta e settima [[magnitudine apparente|magnitudine]], mentre un piccolo [[telescopio]] è in grado di mostrare un celebre gruppo di quattro stelle giovani e calde, chiamato [[Trapezio (astronomia)|Trapezio]]. Tecnicamente la nebulosa è una [[regione H II]], ossia una nube illuminata dalle stelle giovani da essa originatesi e in cui è ancora attiva la formazione di nuove stelle.<ref name="O'Meara">{{cita libro | cognome= O'Meara| nome= Stephen James | titolo= Deep Sky Companions: The Messier Objects| editore= Cambridge University Press| città= | anno= 1998 | id= ISBN 0521553326}}</ref><ref name="Astro">{{cita libro|titolo=Astronomia - Dalla Terra ai confini dell'Universo|autore=AA.VV.|editore=[[Fabbri Editori]]|anno=1991}}</ref>
Lo sviluppo da parte di [[Nicolas Appert]] nel 1810 del procedimento di inscatolamento, fu un evento decisivo. Il processo non fu chiamato inscatolamento allora, ed Appert non conosceva realmente il principio su cui si basava il suo procedimento, ma esso ha avuto un'importanza fondamentale sulle tecniche di conservazione degli alimenti.
Un'altra celebre nebulosa, visibile con un binocolo, è [[M78 (astronomia)|M78]], nota già dal [[XVIII secolo|Settecento]] e situata alcuni gradi a nordest della Cintura di Orione; altri oggetti molto famosi comprendono la [[Nebulosa Fiamma]] e la nube oscura nota come [[Nebulosa Testa di Cavallo]], dalla forma caratteristica e che si sovrappone ad una tenue nube chiara allungata catalogata come [[IC 434]].<ref name="O'Meara"/><ref name="Astro"/>
La ricerca di [[Louis Pasteur]] sull'alterazione del vino e la sua descrizione su come evitare l'alterazione, nel 1864 fu un primo tentativo di dare una base scientifica alla tecnologia alimentare. Oltre alla ricerca sull'alterazione del vino, Pasteur effettuò studi sulla produzione di alcool, aceto, vini e birra, nonché sull'acidificazione del latte. Egli sviluppò la [[pastorizzazione]], il procedimento di riscaldamento del latte e dei derivati del latte per distruggere gli organismi agenti dell'alterazione degli alimenti e causa di affezioni. Nelle sue ricerche nell'ambito della tecnologia alimentare, Pasteur divenne il pioniere della [[batteriologia]] e della moderna medicina preventiva.
La struttura a grande scala del complesso può però essere rivelata solo nelle immagini a lunga posa o nell'infrarosso: l'intera costellazione infatti appare permeata da una tenue nube, che avvolge tutti gli oggetti nebulosi che apparentemente sembrano separati nella [[luce visibile]]; una grande struttura ad anello, visibile anche tramite un telescopio con dei filtri adatti, sembra circondare il lato orientale della costellazione, diventando più luminoso nella parte nordorientale e dissolvendosi gradualmente fino ad arrivare alla brillante stella [[Rigel]]: si tratta dell'[[Anello di Barnard]], che delimita una [[superbolla]] sovrapposta alla linea di vista.<ref name="Loop1">{{cita pubblicazione|autore=Reynolds, R. J.; Ogden, P. M.|titolo=Optical evidence for a very large, expanding shell associated with the I Orion OB association, Barnard's loop, and the high galactic latitude H-alpha filaments in Eridanus|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...229..942R|rivista=Astrophysical Journal|volume=229|pagine=942-953|anno=1979|mese=maggio|doi=10.1086/157028|accesso=[[29 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Dagli anni '40 agli anni '50 del 1900, i quattro dipartimenti originari che avevano insegnato la materia con nomi diversi (inclusi quelli all'Università del Massachusetts e all'Università della California) furono rinominati ''scienza alimentare'', ''scienza e tecnologia alimentare'', o altre varianti simili.
Trovandosi in corrispondenza dell'[[equatore celeste]], l'intera struttura è osservabile da tutte le aree popolate della Terra, favorendo così notevolmente il suo studio poiché viene a trovarsi alla portata di tutti i telescopi del mondo. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo della sera va da novembre, quando è visibile ad est dopo il tramonto, ad aprile, quando appare alta verso ovest; sebbene gli oggetti più luminosi si trovino poco al di sotto dell'equatore celeste, gli osservatori dell'emisfero nord sono leggermente più avvantaggiati di quelli posti a sud, poiché il periodo della sua massima osservazione ricade nei mesi invernali boreali, quando le ore di buio sono maggiori.<ref>Come si può evincere da un qualunque programma di simulazione astronomica.</ref>
==Sviluppi nella tecnologia alimentare==
===Nelle epoche precessionali===
[[Immagine:Precession N.png|250px|thumb|right|Lo spostamento del polo nord celeste nel corso di un ciclo precessionale.]]
L'attuale posizione della costellazione di Orione fa sì che, come si è detto, sia visibile da tutti i popoli della Terra. Tuttavia è noto che, a causa del fenomeno conosciuto come [[precessione degli equinozi]], le coordinate celesti di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dal [[polo nord]] e [[Polo sud|sud]] dell'[[eclittica]]. <ref name="prec">{{cita web | titolo=La precessione | url=http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Iprecess.htm | accesso=[[30 aprile]] [[2008]]}}</ref><ref name="prec2">{{cita web | titolo=Corso di astronomia teorica - La precessione | url=http://www.astroarte.it/astronomia/corso/precessione.htm | accesso=[[2 maggio]] [[2008]]}}</ref>
Molte aziende nell'industria alimentare hanno avuto un ruolo nello sviluppo della tecnologia alimentare.
L'[[ascensione retta]] attuale del complesso nebuloso corrisponde a mediamente 5h 30m<ref name="simbad">{{cita web | titolo=SIMBAD Astronomical Database | opera=Results for NGC 1976| url=http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad| accesso=[[20 ottobre]] [[2006]]}}</ref>, ossia relativamente prossima alle 6h di ascensione retta, che corrispondono, per la gran parte degli oggetti celesti, alla [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] più settentrionale che un oggetto possa raggiungere (si noti come l'intersezione dell'eclittica con le 6h di ascensione retta corrispondano al [[solstizio d'estate]]).<ref name="simbad" />
Questi sviluppi hanno contribuito notevolmente alla disponibilità di alimenti.
Alcuni di tali sviluppi sono:
Nell'epoca precessionale opposta alla nostra (avvenuta circa 12.000 anni fa), la regione di Orione aveva un'ascensione retta opposta a quella attuale, ossia prossima alle 18h; in quel punto, gli oggetti celesti raggiungono, tranne nelle aree più prossime al polo sud dell'eclittica, il punto più meridionale. Sottraendo agli attuali 0° medi un valore di 47° (pari al doppio dell'angolo di inclinazione dell'[[asse terrestre]]),<ref name="prec2" /> si ottiene un valore di -47°, ossia una declinazione fortemente australe, la qual cosa implica che sia la costellazione che il relativo complesso possano essere osservati per intero e senza difficoltà solo a partire dal 30° [[parallelo]] nord (le coste [[Libia|libiche]]); ne consegue che in tutta l'[[Europa]], in quasi tutta l'[[America Settentrionale]] e in parte dell'[[Asia]] resti sempre totalmente o parzialmente al di sotto dell'orizzonte.
* [[Latte in polvere|Polvere di latte istantaneizzata]] - D.D.Peebles (brevetto U.S. 2.835.586) sviluppò la prima polvere di latte istantaneizzata, che è diventata la base per una serie di nuovi prodotti reidratabili in acqua o latte freddo. Questo procedimento fa aumentare la superficie del prodotto polverizzato, per mezzo di una parziale reidratazione della polvere di latte essiccata a spruzzo.
Fra circa 400 anni, il centro della costellazione di Orione raggiungerà le 6h di ascensione retta; dopo di che incomincerà a scendere a latitudini sempre più australi.<ref name="prec2" />
* [[Liofilizzazione]] - La prima applicazione della liofilizzazione fu con tutta probabilità nell'industria farmaceutica; comunque un'applicazione di successo del processo su larga scala industriale fu lo sviluppo della liofilizzazione in continuo del caffè.
==Linea di vista==
[[File:BraccioOrioneLocale.png|270px|thumb|left|Mappa del Braccio di Orione entro un raggio di 500 parsec dal Sole.]]
Visto dalla Terra, il Complesso di Orione appare incorniciato da un quadrilatero di stelle molto luminose, che delimitano la figura della costellazione cui appartiene e i cui nomi sono ben impressi nell'immaginario collettivo: la più brillante è [[Rigel]], la {{ST|Beta|Ori}}; la sua distanza è stimata sui 245 [[parsec]] (796 [[anni luce]]) dal [[sistema solare]], dunque si trova in posizione avanzata rispetto al complesso nebuloso; il suo [[moto proprio]] però suggerisce che le sue origini si trovino nel complesso, da cui se ne sarebbe allontanata. La sua distanza è paragonabile a quella della [[IC 2118|Nebulosa Testa di Strega]], che viene illuminata dalla radiazione luminosa della stella.<ref name="Bally23">{{cita|Bally, J. (2008)|23}}</ref>
* Processi ad alta temperatura e tempi brevi ([[Latte|HTST]]) - Questi processi sono per lo più caratterizzati da rapidi riscaldamenti e rapidi raffreddamenti, con il mantenimento per un tempo breve ad una temperatura relativamente alta, ed il confezionamento con modalità asettiche in contenitori sterili.
L'altra stella di prima magnitudine è [[Betelgeuse]] ({{ST|Alfa|Ori}}): si tratta di una [[supergigante rossa]] distante circa 640 anni luce,<ref name=harper2008>{{cita pubblicazione|titolo= A New VLA-''Hipparcos'' Distance to Betelgeuse and its Implications| autore= Graham M. Harper, Alexander Brown, Edward F. Guinan| rivista= The [[Astronomical Journal]]| volume= 135| numero=4 |mese=aprile|anno= 2008| pagine= 1430–1440| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....135.1430H |doi=10.1088/0004-6256/135/4/1430}}</ref> dunque posta più vicina di circa 670 anni luce rispetto alle propaggini esterne della nebulosa e a circa 850 anni luce dalle sue regioni centrali; il [[moto proprio]] della stella rispetto al [[mezzo interstellare]] circostante è pari a circa 30 [[chilometro al secondo|km/s]] ed è rivolto a NE, verso la vicina costellazione dei [[Gemelli (costellazione)|Gemelli]],<ref name="bowshock">{{cita web| url=http://www.universetoday.com/2008/11/21/the-bow-shock-of-betelgeuse-revealed/ |data= 21 novembre 2008| titolo=The Bow Shock of Betelgeuse Revealed| autore= Nicholos Wethington| editore=Universe Today| accesso= 7-02-2009}}</ref> in direzione del [[piano galattico]].<ref name="Bally22"/> Questo alto valore di moto proprio, associato a valori altrettanto elevati di [[velocità radiale]], rendono Betelgeuse una stella moderatamente [[stella fuggitiva|''run-away'']];<ref name="Bally22"/> questi valori sono simili a quelli delle stelle che costituiscono il raggruppamento di 25 Ori, situato nella sottoassociazione OB1a.<ref name="Bally22"/> Le proiezioni a ritroso nel tempo del moto della stella hanno mostrato che questa non avrebbe mai avuto alcune relazioni con l'associazione OB, e che anzi si sarebbe originata in una regione di spazio al di fuori del disco galattico; tuttavia quest'ipotesi è stata scartata, dato che le regioni di [[formazione stellare]] si trovano fondamentalmente nei pressi del piano della Galassia. Pertanto gli astronomi ritengono plausibile che la stella si sia formata o in un'associazione, oggi estinta, a SE del sottogruppo 1a, o che la stella si sia formata nei pressi dell'associazione stessa, considerando anche l'età stimata per Betelgeuse pari a circa 10 milioni di anni<ref name="uiuc">{{cita web|url= http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/betelgeuse.html |titolo= Betelgeuse (Alpha Orionis) |autore= Jim Kaler|accesso=[[9 ottobre]] [[2008]]}}</ref> (che coincide con l'età stimata per l'associazione),<ref name="Bally22"/> ma che abbia subìto due accelerazioni gravitazionali, una prima che l'avrebbe spostata dalla regione di formazione posta a circa 200 pc dal sistema solare, e una seconda, avvenuta circa un milione di anni fa, responsabile del moto proprio attuale.<ref name="Bally22"/> Gli astronomi ritengono che questa seconda accelerazione sia stata causata dall'esplosione, nella regione compresa tra l'associazione e la vicina [[bolla di Eridano]], di una o più [[supernovae]], le cui [[onda d'urto|onde d'urto]] avrebbero accelerato la stella tramutando il suo [[moto di rivoluzione]] attorno al [[centro galattico]] in un moto rettilineo.<ref name="Bally22">{{cita|Bally, J. (2008)|22}}</ref>
* Decaffeinizzazione di caffè e tè - Caffè e tè [[caffeina|decaffeinati]] furono sviluppati per la prima volta su base commerciale in Europa intorno al 1900. Il procedimento è descritto nel brevetto U.S. 897.763. I grani di caffè verde vengono trattati con vapore o acqua fino a circa il 20% di umidità. L'acqua aggiunta ed il calore fanno separare la caffeina che dal grano migra alla sua superficie. Quindi vengono usati solventi per rimuovere la caffeina. Negli anni '80 del 1900 sono state introdotte nuove tecniche con solventi non-organici per la decaffeinizzazione di caffè e tè. Anidride carbonica a condizioni supercritiche costituisce una di queste nuove tecnologie. Il brevetto U.S. 4.820.537 fu rilasciato alla General Foods Corp. per procedimento di dacaffeinizzazione con CO<small>2</small>.
La terza stella è [[Bellatrix]], {{ST|Gamma|Ori}}, la quale però, trovandosi a una distanza di soli 240 anni luce dal [[Sole]], non fa parte del complesso e appare solo come in sovrapposizione casuale.<ref name="SIMBAD">{{cita web | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=bellatrix | titolo =SIMBAD query result: Bellatrix | editore=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | accesso=[[24 giugno]] [[2009]]}}</ref> Infine, la meno brillante è [[Saiph]] ({{ST|Kappa|Ori}}), che a una distanza di 220 parsec (717 anni luce) viene a trovarsi fisicamente vicina a Rigel; la parte sudorientale del Complesso di Orione sarebbe in realtà illuminata da questa stella.<ref name="Bally23"/>
==Caratteristiche generali e importanza nello studio astronomico==
[[File:Orion 3008 huge.jpg|240px|thumb|right|La costellazione di Orione; è evidente sulla sinistra l'arco di gas formato dall'[[Anello di Barnard]] e al centro i complessi più luminosi, come la Nebulosa di Orione.]]
Il Complesso di Orione è la grande regione di formazione stellare più studiata; i suoi fenomeni e le sue dinamiche hanno consentito agli astronomi di tracciare un quadro sempre più preciso di come evolvono le nubi molecolari, come e perché avviene la formazione di nuove stelle, come il loro [[vento stellare]] interagisce coi gas circostanti e come agisce l'effetto di questo vento quando le stelle più calde sono raggruppate in [[associazione OB|associazioni OB]]. Questo complesso di gas, ben osservabile nelle fotografie sensibili all'infrarosso, ricopre per intero la costellazione di Orione, addensandosi in alcuni punti, come nei pressi della [[Cintura di Orione]] e nella [[Spada di Orione|Spada]], ad nordest della Cintura e a nord del grande rettangolo di stelle brillanti che caratterizza la costellazione, mentre il campo di fondo è permeato da una tenue nebulosità diffusa attraversata da vene oscure.<ref name="Overview">{{cita pubblicazione|autore=Bally, J.|titolo=Overview of the Orion Complex|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..459B|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)|accesso=[[24 giugno]] [[2009]]}}</ref>
La grande [[associazione stellare]] che domina la costellazione è nota come [[Orion OB1]]: si tratta di una sequenza di gruppi stellari di età differenti, comprese fra gli 8 e i 12 milioni di anni; viene tradizionalmente divisa in varie porzioni: Ori OB1a comprende le stelle blu a nordovest della Cintura, Ori OB1b coincide con la Cintura, Ori OB1c si estende a sud di essa, dalla stella {{STL|Sigma|Ori}} fino alla parte superiore della Spada, e infine Ori OB1d comprende le stelle nella Nebulosa di Orione. A questi si aggiunge la regione di {{STL|Lambda|Ori}}, un gruppo periferico che talvolta viene considerato come un gruppo separato di Ori OB1c.<ref>{{cita|Bally, J. (2008)|8}}</ref>
Dallo studio di questo complesso si è scoperto che le nubi molecolari tendono ad avere un aspetto filamentoso e caotico, con turbolenze interne che possono arrivare a superare la [[velocità del suono]] locale; inoltre tramite l'osservazione di questo complesso si è scoperto che le stelle si formano all'interno di dense nubi molecolari, che molte delle stelle in formazione sono circondate da un [[disco di accrescimento]] e da venti e getti collimati che immettono energia nella nube ospitante tali fenomeni e infine che nella loro fase iniziale quasi tutte le stelle fanno parte di [[ammasso aperto|ammassi stellari]], i quali hanno una vita in genere breve poiché tendono a dissolversi col tempo. Osservando le stelle massicce della regione si è anche scoperto che il loro vento stellare può originare delle [[superbolla|superbolle]] che possono arrivare a estendersi anche per centinaia di [[parsec]], perturbando i gas circostanti e determinando così l'evoluzione dei complessi molecolari. Fra le questioni ancora aperte, resta ancora da chiarire se le nubi di grandi dimensioni sono in grado di sopravvivere a lungo a causa della loro stessa [[forza di gravità]] oppure se tendono a disgregarsi col tempo a causa delle loro dinamiche interne.<ref>{{cita|Bally, J. (2008)|24}}</ref>
==Distanza==
[[File:Ssc2006-16b.jpg|250px|thumb|left|Gruppi di stelle giovani all'interno della nebulosa di Orione. Gli studi sulla loro rotazione e la loro età sono utili per determinarne la distanza.]]
La struttura del complesso per la quale è stata determinata per prima la distanza è la Nebulosa di Orione; tale determinazione è stata resa difficoltosa a causa della complessa natura della nube e delle sue dinamiche interne. Negli [[anni 1960|anni sessanta]] sono stati identificati i primi sottogruppi stellari del complesso, i quali hanno età differenti e si estendono lungo la nostra linea di vista per oltre 100 parsec, effetto che complica ulteriormente la determinazione della distanza e dell'appartenenza ai vari gruppi delle stelle visibili nel campo.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Blaauw, Adriaan|titolo=The O Associations in the Solar Neighborhood|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1964ARA%26A...2..213B|rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=2|pagine=231|anno=1964|doi=10.1146/annurev.aa.02.090164.001241|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> Per la Nebulosa di Orione in senso stretto, e per estensione al resto del complesso, la distanza è stata determinata attraverso quattro differenti metodi: tramite lo studio dell'[[evoluzione stellare]], tramite le dinamiche, con l'analisi della [[parallasse]] e con l'arrossamento ad opera delle polveri interstellari.
Il primo tipo di studio, basato sulla [[sequenza principale di età zero]], include la comparazione fra la [[magnitudine apparente]] e [[magnitudine assoluta|quella assoluta]], quest'ultima desunta dai modelli di evoluzione stellare, allo scopo di determinare un [[modulo di distanza]]. Gli studi iniziali, condotti da scienziati come [[Robert Julius Trumpler]] negli [[anni 1930|anni trenta]], hanno determinato un lasso di distanza estremamente dilatato nei due estremi, andando dai 185 ai 2000 parsec; il modulo di distanza determinato da Trumpler è di 8,5 magnitudini, ottenuto tramite lo studio delle stelle di [[classe spettrale]] B nell'ammasso centrale della nebulosa.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Trumpler, Robert Julius|titolo=Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1930LicOB..14..154T|rivista=Lick Observatory bulletin|numero=420|pagine=154-188|anno=1930|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> Negli anni successivi venne utilizzata un'altra relazione di magnitudine assoluta e il modulo di distanza ottenuto fu di 8,57,<ref>{{cita pubblicazione|autore=Markowitz, Wm.|titolo=A study of the Orion region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1949AJ.....54..111M|rivista=Astronomical Journal|volume=54|pagine=111|anno=1949|mese=marzo|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> mentre per le stelle attorno alla nebulosa questo valore fu di 8,6.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Sharpless, Stewart|titolo=A Study of the Orion Aggregate of Early-Type Stars|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1952ApJ...116..251S|rivista=Astrophysical Journal|volume=116|pagine=251|anno=1952|mese=settembre|doi=10.1086/145610|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> Studiando le stelle di classe A invece alcuni autori hanno ottenuto un modulo di distanza inferiore, pari a 8,0.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Parenago, P. P.|titolo=Catalogue of stars in the area of the Orion Nebula|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1954TrSht..25....1P|rivista=Trudy Gosud. Astron. Sternberga|volume=25|pagine=1|anno=1954|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> Nel corso degli anni successivi, tramite la ricalibratura della sequenza principale, fu individuato un modulo più basso anche per le stelle di classe B, anche qui attorno a 8,0.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Johnson, H. L.; Hiltner, W. A.|titolo=Observational Confirmation of a Theory of Stellar Evolution|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1956ApJ...123..267J|rivista=Astrophysical Journal|volume=123|pagine=267|anno=1956|mese=marzo|doi=10.1086/146159|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> In generale, tramite questo metodo si sono ottenute delle stime in costante divergenza: le cause principali di ciò stanno nella selezione delle stelle utilizzate come campione, le correzioni sul tasso di arrossamento operato dalle polveri e alcune discrepanze fra i modelli di sequenza principale adottati dai vari studiosi.
Correlato a questo metodo è quello della determinazione della [[rotazione stellare]]: le stelle giovani infatti tendono ad avere una rotazione più rapida, la quale può essere misurata tramite il monitoraggio costante della periodicità dei [[macchia stellare|punti freddi]] che si formano sulla loro superficie; questa tecnica, sviluppata nel corso degli [[anni 1990|anni novanta]], è stata applicata anche alle stelle di Orione. Le misurazioni eseguite su 74 stelle giovani immerse nella Nebulosa di Orione hanno fornito inizialmente una distanza di 440 ± 34 parsec (circa 1430 anni luce), poi rivista e ridimensionata in 392 parsec (circa 1280 anni luce) utilizzando altre stelle non soggette a sottostime della luminosità a causa del loro disco di accrescimento.<ref name="dist1">{{cita pubblicazione|autore=Jeffries, R. D.|titolo=The distance to the Orion Nebula cluster|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.376.1109J|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=376|numero=3|pagine=1109-1119|anno=2007|mese=aprile|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.11471.x|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Il secondo metodo è quello delle dinamiche delle componenti stellari; le stime sulla distanza possono essere condotte attraverso i [[moto proprio|moti propri]] delle stelle e la loro [[velocità radiale]], come pure tramite lo studio delle [[variabile a eclisse|binarie a eclisse]]. Il primo studio sul moto proprio finalizzato alla determinazione della distanza risale al [[1958]], quando fu ottenuto un valore di distanza pari a 520 parsec (circa 1700 anni luce);<ref>{{cita pubblicazione|autore=Strand, K. Aa.|titolo=Stellar Motions in the Orion Nebula Cluster|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1958ApJ...128...14S|rivista=Astrophysical Journal|volume=128|pagine=14|anno=1958|mese=luglio|doi=10.1086/146511|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> negli anni sessanta le stesse stelle prese in esame in precedenza vennero rianalizzate, ottenendo però un valore più piccolo, di 380 parsec (1240 anni luce).<ref>{{cita pubblicazione|autore=Johnson, Hugh M.|titolo=The Spectra and Radial Velocities of Stars in the Orion Nebula Cluster|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..964J|rivista=Astrophysical Journal|volume=142|pagine=964|anno=1965|mese=10|doi=10.1086/148365|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> Tuttavia la distanza che viene più frequentemente citata è quella di 480 parsec (1560 anni luce) ottenuta nel [[1981]] tramite lo studio della velocità radiale dei [[maser]] ad [[acqua]] all'interno della nebulosa. Tramite l'analisi delle dinamiche delle binarie a eclisse a doppia linea è possibile, tramite la ricostruzione dei [[raggio (geometria)|raggi]] delle due componenti, derivare una stima di distanza; gli studi condotti negli [[anni 2000|anni duemila]] hanno fornito un valore pari a 419 parsec con uno scarto di 21 (1366±68 anni luce), basandosi su una [[stella di pre-sequenza principale]] di classe M nota come {{ST|V1174|Ori}}.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Stassun, Keivan G.; Mathieu, Robert D.; Vaz, Luiz Paulo R.; Stroud, Nicholas; Vrba, Frederick J.|titolo=Dynamical Mass Constraints on Low-Mass Pre-Main-Sequence Stellar Evolutionary Tracks: An Eclipsing Binary in Orion with a 1.0 M<small>solar</small> Primary and a 0.7 M<small>solar</small> Secondary|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJS..151..357S|rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=151|numero=2|pagine=357-385|anno=2004|mese=aprile|doi=10.1086/382353|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref> Uno studio successivo, basandosi sulle misurazioni condotte sulla stella binaria 2MASS J05352184-0546085 ha portato il valore di distanza a 435±55 parsec (1418±179 anni luce).<ref>{{cita pubblicazione|autore=Stassun, Keivan G.; Mathieu, Robert D.; Valenti, Jeff A.|titolo=Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Natur.440..311S|rivista=Nature|volume=440|numero=7082|pagine=311-314|anno=2006|mese=marzo|doi=10.1038/nature04570|accesso=[[25 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Fra i metodi di misurazione tradizionalmente più affidabili vi è quello della parallasse; tramite i dati del [[satellite artificiale|satellite]] [[Hipparcos]] verso la fine degli anni novanta si è ottenuto un valore di distanza di 506±37 parsec (1650±120 anni luce) per il gruppo Ori OB1c,<ref>{{cita pubblicazione|autore=e Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A.|titolo=A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117..354D|rivista=The Astronomical Journal|volume=117|numero=1|pagine=354-399|anno=1999|mese=gennaio|doi=0.1086/300682|accesso=[[26 giugno]] [[2009]]}}</ref> mentre la Nebulosa di Orione si troverebbe da 50 a 100 anni luce più vicina di questa e delle altre sottoassociazioni.<ref name="NATO">{{cita pubblicazione|autore=Brown, A. G. A., Blaauw, A., Hoogerwerf, R., de Bruijne, J. H. J., & de Zeeuw, P. T.|anno=1999|rivista=NATO ASIC Proc.|volume=540|titolo=The Origin of Stars and Planetary Systems|editore=C. J. Lada & N. D. Kylafis (Dordrecht: Kluwer Academic)|pagine=411}}</ref> Questo valore ha confutato quello ottenuto sempre lo stesso anno in uno studio parallelo di altri autori, che invece avevano calcolato una distanza di 462±36 parsec (1506±117 anni luce).<ref name="NATO"/> Uno studio del [[2005]] che prende in esame le stelle di classe B tenderebbe però a confermare maggiormente quest'ultimo valore, portando un risultato di 443±16 parsec (1444±52 anni luce).<ref>{{cita pubblicazione|autore=Hernández, Jesús; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee; Briceño, César; Sicilia-Aguilar, Aurora; Berlind, Perry|titolo=Herbig Ae/Be Stars in nearby OB Associations|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129..856H|rivista=The Astronomical Journal|volume=129|numero=2|pagine=856-871|anno=2005|mese=febbraio|doi=10.1086/426918|accesso=[[26 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Tramite l'arrossamento si è potuta invece stimare la distanza dei bordi del complesso: secondo questi dati la distanza del bordo più remoto della regione nebulosa sarebbe di 500±30 parsec (1630±98 anni luce).<ref name="NATO"/>
==Struttura==
[[File:OrionHunterWilson.jpg|260px|thumb|right|Orion A; si nota qui l'interconnessione fra tutte le nebulose della Spada di Orione, dalla Nebulosa di Orione (a destra) fino a NGC 1977 (a sinistra).]]
Il Complesso di Orione, come visto, ingloba completamente quella che dalla nostra linea di vista è chiamata "costellazione di Orione"; le sue dimensioni apparenti sono dell'ordine di oltre 30° sulla volta celeste, mentre la superficie di cielo occupata si aggira sugli oltre 500 gradi quadrati. La parte più cospicua e interessante dal punto di vista astronomico è la struttura chiamata Orion A: essa racchiude tutti i sistemi nebulosi presenti lungo l'[[asterismo]] della [[Spada di Orione]], comprendendo pertanto la Grande Nebulosa di Orione, a sud, e la nube NGC 1977, che assieme alle sue stelle di quinta e sesta grandezza rappresentano la parte settentrionale della Spada.
La parte settentrionale di Orion A è anche la regione di formazione stellare più attiva compresa entro un raggio di 500 parsec (circa 1600 anni luce) dal Sole ed è anche una delle più studiate; tuttavia, la massima parte delle osservazioni si concentra nella sezione meridionale, dove risplende la Nebulosa di Orione e le sue aree circostanti. La regione compresa fra i due estremi è occupata da alcune piccole nubi e da filamenti di gas eccitati dalla luce delle stelle vicine, prive però dell'intensa [[raggi ultravioletti|radiazione ultravioletta]] che caratterizza l'ambiente della Nebulosa di Orione.<ref>{{cita|Peterson et al. (2008)|26}}</ref> La regione possiede un aspetto cometario e con delle creste di gas molto compatto sul bordo settentrionale (il cosiddetto "integral shaped filament") e delle code di gas in evaporazione diretto nella direzione opposta al centro dell'associazione Orion OB1.<ref name="Overview"/>
La regione situata sull'estremo sudorientale della Cintura di Orione è chiamata Orion B (o [[cataloghi di Lynds|LDN]] 1630); con una distanza di circa 410 pc (1340 al), viene a trovarsi anche fisicamente molto vicina alla struttura precedente e comprende le più tenui nebulose NGC 2024 (nota anche come [[Nebulosa Fiamma]]), NGC 2023, NGC 2071 e M78. Le prime due sono situate nel settore sudoccidentale della regione e presentano un'elevata attività dei fenomeni di formazione stellare.<ref name="X-2023-2024">{{cita pubblicazione|autore=Yamauchi, Shigeo; Kamimura, Reiko; Koyama, Katsuji|titolo=ASCA X-Ray Observations of the NGC 2023 and NGC 2024 Regions|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000PASJ...52.1087Y|rivista=Publication of the Astronomical Society of Japan|volume=52|pagine=1087-L1096|anno=2000|mese=dicembre|accesso=[[3 luglio]] [[2009]]}}</ref> Verso est è presente una rete di filamenti gassosi e di polveri, spazzati via dall'azione del vento dell'associazione Orion OB1.<ref name="Overview"/>
==Regioni H II e fenomeni di formazione stellare==
{{vedi anche|Regione H II|Formazione stellare}}
Una regione H II è una [[nebulosa a emissione]] associata a [[stella|stelle]] giovani, blu e calde (situate nell'angolo superiore sinistro del [[diagramma H-R]]). H II è il termine che indica l'[[idrogeno]] ionizzato, e le regioni H II sono nubi di gas [[ionizzazione|ionizzato]] dalla [[radiazione ultravioletta]] delle stelle giovani. Le zone di [[formazione stellare]] si trovano sempre in corrispondenza di questo tipo di oggetti nebulosi. In [[luce visibile]], sono caratterizzate dal loro colore rosso, causato dalla forte [[linea di emissione]] dell'[[idrogeno]] a 656,3 [[nanometro|nanometri]]. Oltre all'idrogeno si trovano, in misura minore, anche altre specie atomiche, come l'[[ossigeno]], l'[[azoto]] e lo [[zolfo]].<ref name=Anderson2009>{{cita pubblicazione|cognome=Anderson|nome=L.D.|coautori=Bania, T.M.; Jackson, J.M. ''et al''|anno=2009|titolo=The molecular properties of galactic HII regions|rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=181|pagine=255–271|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..181..255A|doi=10.1088/0067-0049/181/1/255}}</ref>
La morfologia e la posizione dei gruppi stellari nella regione di Orione sono un indice del fatto che i fenomeni di formazione stellare possono avere luogo in vari punti di un complesso senza che vi sia una concatenazione lineare: in Orione il gruppo Orion OB1a è il risultato del primo intenso fenomeno di formazione, e il vento stellare delle sue stelle più massicce potrebbe essere stata la causa della formazione del gruppo OB1b, a sudest di questo e sulla linea di vista della Cintura di Orione, come del gruppo di {{ST|Sigma|Ori}} e, a nord, di {{ST|Lambda|Ori}}. In seguito la propagazione dei fenomeni generativi proseguì verso sud, virando di direzione verso l'attuale sistema di Orion A, e solo più di recente verso le regioni ad est della Cintura, sulla nube Orion B. Ad ultimo, fenomeni isolati di formazione si sono avuti con l'espansione della superbolla creata dal vento delle stelle dell'intera associazione nelle regioni più esterne, specialmente in direzione sudovest.<ref name="Overview"/>
===Orion A===
====La Nebulosa di Orione====
{{vedi anche|Nebulosa di Orione}}
[[File:2006-01-a-large web.jpg|250px|thumb|left|La Nebulosa di Orione, la più famosa nebulosa diffusa della volta celeste.]]
La Nebulosa di Orione (nota anche come [[Catalogo di Messier|M]] 42) è una delle [[Nebulosa diffusa|nebulose diffuse]] più brillanti del cielo notturno. Chiaramente riconoscibile ad [[occhio nudo]] come un [[Oggetto del profondo cielo|oggetto di natura non stellare]], è posta a sud del famoso [[asterismo]] della [[Cintura di Orione]],<ref>Dall'[[emisfero boreale]], la Nebulosa di Orione appare sotto l'[[asterismo]] della [[Cintura di Orione]], mentre osservando dall'[[emisfero australe]], la nebulosa appare sopra; in generale però, a causa della sua simmetria, la costellazione di Orione appare simile da entrambi gli emisferi.</ref> al centro della cosiddetta ''[[Spada di Orione]]''; è visibile ad [[occhio nudo]] anche dalle aree urbane, in cui è forte l'[[inquinamento luminoso]]; appare come una "stella" un po' nebulosa al centro della spada di Orione, un [[asterismo]] composto da tre stelle disposte in senso nord-sud, visibile poco a sud della [[Cintura di Orione]]. Tale caratteristica nebulosità è ben accentuata vista attraverso [[binocoli]] o [[Telescopio amatoriale|telescopi amatoriali]].
La nebulosa si trova in una regione centrale del complesso e contiene un giovanissimo [[ammasso aperto]], noto come [[Trapezio (astronomia)|Trapezio]] a causa della disposizione delle sue stelle principali; due di queste possono essere risolte nelle loro [[Stella doppia|componenti binarie]] nelle notti propizie. Il Trapezio potrebbe essere parte del grande ''Ammasso della Nebulosa di Orione'', un'[[associazione stellare|associazione]] di circa 2000 stelle con un diametro di 20 [[anni luce]]. Fino a due milioni di anni fa questo ammasso potrebbe aver ospitato quelle che ora sono note come le [[Stella fuggitiva|stelle fuggitive]], ossia [[AE Aurigae]], [[53 Arietis]] e {{STL|Mu|Col}}, le quali si dirigono in direzioni opposte all'ammasso con una velocità superiore ai 100 km/s. <ref>{{cita pubblicazione|autore=A. Blaauw|coautori= W. W. Morgan|anno= 1954|titolo=The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula|rivista=Astrophysical Journal| volume=119| pagine= 625}}</ref>
La Nebulosa di Orione possiede una forma grosso modo circolare, la cui massima densità si trova in prossimità del centro;<ref>B. Balick ''et al'', 1974, "[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1974PASP...86..616B The structure of the Orion nebula]", [[1974]], ''Astronomical Society of the Pacific'', Vol. 86, Oct., p. 616. </ref> la sua temperatura si aggira mediamente sui 10.000 [[Kelvin|K]], ma scende notevolmente lungo i bordi della nebulosa.<ref> ''ibid'', Balick, pg. 621.</ref> Diversamente dalla distribuzione della sua densità, la nube mostra una variazione di velocità e turbolenza in particolare nelle regioni centrali. I movimenti relativi superano i 10 [[km/s]], con variazioni locali fino ai 50 km/s, e forse superiori.
Gli attuali modelli astronomici della nebulosa mostrano che la regione è grosso modo centrata sulla stella [[Theta1 Orionis C|θ<sup>1</sup> Orionis C]], nell'ammasso del Trapezio, la stella responsabile della gran parte della radiazione ultravioletta osservata.<ref>C. R. O'Dell, [[2000]], "[http://www.journals.uchicago.edu/PASP/journal/issues/v113n779/201019/201019.html Structure of the Orion Nebula]", ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'', 113:29-40.</ref> Questa regione è circondata da un'altra nube ad alta densità, di forma concava e irregolare, ma più neutra, con campi di gas neutro che giacciono all'esterno della concavità. A pochi primi in direzione nord-ovest da questa stella si trova uno dei complessi nebulosi molecolari più notevoli dell'intera nebulosa; in quest'area, nota come [[OMC-1]], il processo di formazione stellare è notevolmente accelerato, sia per la densità dei banchi di gas e polveri, sia per la radiazione ed il vento stellare di θ<sup>1</sup> Orionis C.<ref name="Orion Complex">{{cita web | titolo=Orion Molecular Cloud Complex | url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Orion_Complex.html| accesso=[[30 aprile]] [[2008]]}}</ref>
La Nebulosa di Orione è un esempio di "fornace" in cui le stelle prendono vita; varie osservazioni hanno infatti rilevato all'interno della nebulosa circa 700 stelle in vari stadi di sviluppo. Recenti osservazioni col Telescopio Spaziale Hubble hanno scoperto un numero così elevato di [[Disco protoplanetario|dischi protoplanetari]], che al giorno d'oggi la gran parte di quelli conosciuti sono stati osservati entro questa nebulosa.<ref>
M.J. McCaughrean and C.R. O'dell, 1996, "Direct Imaging of Circumstellar Disks in the Orion Nebula", ''Astronomical Journal'', v.111, p.1977.</ref> Il telescopio Hubble ha infatti rilevato più di 150 dischi protoplanetari, che sono considerati come lo stadio primario dell'evoluzione dei [[Sistema planetario|sistemi planetari]]. Questi dati sono utilizzati come evidenza che ogni sistema planetario ha origini simili in tutto l'[[Universo]].
A partire dal settore meridionale del Trapezio si estende per alcuni gradi in direzione sudest una nube oscura catalogata come LDN 1641; contiene al suo interno una ricca popolazione stellare ancora avvolta nei gas, le cui componenti sono osservabili specialmente nella banda dell'infrarosso. La sezione settentrionale, LDN 1641 nord, è in particolare oggetto di studio a causa della presenza di un'estesa popolazione di protostelle e stelle T Tauri: in questo settore le stelle meno giovani sono due giganti gialle la cui età si aggira sui 6 milioni di anni, a cui si aggiungono una decina di astri dall'età inferiore ai 2 milioni di anni.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Hodapp, Klaus-Werner; Deane, James|titolo=Star formation in the L1641 North cluster|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJS...88..119H|rivista=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=88|numero=1|pagine=119-135|anno=1993|mese=settembre|doi=10.1086/191817|accesso=[[9 luglio]] [[2009]]}}</ref>
====OMC-2 e OMC-3====
[[File:M42filip.jpg|220px|thumb|right|La Nebulosa di Orione (in basso) e il complesso di NGC 1977 (in alto): a metà strada si trovano i due piccoli complessi di OMC-2 e OMC-3.]]
La regione delle due nebulose [[OMC-2]] e [[OMC-3]] (''Orion Molecular Cloud 2 and 3'') si estende a nord della Nebulosa di Orione, lungo una scia nebulosa che la connette al sistema di NGC 1977, ed è una delle aree del complesso in cui è più attiva la formazione stellare; si trova a una distanza di 420 parsec<ref name="dist1"/><ref>{{cita pubblicazione|autore=Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L.|titolo=A Parallactic Distance of 389<sup>+24</sup><sub>-21</sub> Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...667.1161S|rivista=The Astrophysical Journal|volume=667|numero=2|pagine=1161-1169|anno=2007|mese=ottobre|doi=10.1086/520922|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref> dal Sole e contiene uno dei più ricchi aggregati di [[protostella|protostelle]] entro il raggio di 500 parsec da noi.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Genzel, Reinhard; Stutzki, Juergen|titolo=The Orion Molecular Cloud and star-forming region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ARA%26A..27...41G|rivista=Annual review of astronomy and astrophysics|volume=27|pagine=41-85|anno=1989|doi=10.1146/annurev.aa.27.090189.000353|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref>
La prima, OMC-2, è stata individuata per la prima volta e definita nel corso degli [[anni 1970|anni settanta]], indagando su un gruppo di sorgenti nel vicino [[infrarosso]] circondate da una densa regione nebulosa e situata alle coordinate {{RA|05|35|26,8}} e {{DEC|-05|10|17}}, in [[J2000.0]];<ref>{{cita conferenza|autore=Gatley, I.; Becklin, E. E.; Matthews, K.; Neugebauer, G.; Penston, M. V.; Scoville, N.|titolo=A new infrared complex and molecular cloud in Orion|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974hrgc.conf..197G|conferenza=H II regions and the galactic centre: proceedings of the Eighth ESLAB Symposium|data=4-7 giugno 1974|luogo=[[Frascati]], [[Italia]]|pagine=197}}</ref> OMC-3 invece si trova circa 11 [[primo d'arco|primi d'arco]] a nord della precedente.<ref name="filament1">{{cita pubblicazione|autore=Chini, R.; Reipurth, Bo; Ward-Thompson, D.; Bally, J.; Nyman, L.-A.; Sievers, A.; Billawala, Y.|titolo=Dust Filaments and Star Formation in OMC-2 and OMC-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...474L.135C|rivista=Astrophysical Journal Letters|volume=474|pagine=L135|anno=1997|mese=gennaio|doi=10.1086/310436|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Con la mappatura della regione Orion A, è stato rilevato che entrambe le formazioni sono collegate da un grande filamento gassoso della lunghezza di 13 pc e una massa di 5x10<sup>3</sup> M<sub>☉</sub>, pari a circa il 25% dell'intera nube Orion A; questi filamenti sarebbero il risultato della compressione del [[mezzo interstellare]] ad opera dell'espansione di una [[superbolla]] sospinta dal [[vento stellare]] delle componenti di Ori OB1.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Bally, J.; Stark, A. A.; Wilson, R. W.; Langer, W. D.|titolo=Wide-Field Maping of <sup>13</sup>CO Emission from Molecular Clouds|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987BAAS...19Q.726B|rivista=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=19|pagine=726|anno=1987|mese=marzo|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref> La massa delle due singole nebulose è invece pari a 113 M<sub>☉</sub> e 140 M<sub>☉</sub> rispettivamente, sebbene queste nubi debbano essere considerate non come indipendenti ma come parte di una grande struttura più complessa.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Dutrey, A.; Duvert, G.; Castets, A.; Langer, W. D.; Bally, J.; Wilson, R. W.|titolo=A multi-transition study of carbon monoxide in the Orion A molecular cloud. II - C(O-18)|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993A%26A...270..468D|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=270|numero=1-2|pagine=468-476|anno=1993|mese=marzo|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Entro le due nubi sono note 21 sorgenti compatte coincidenti con altrettanti oggetti pre-stellari, individuati alla [[lunghezza d'onda]] di 1300 μm<ref name="filament1"/>; due di queste sono associate alle sorgenti infrarosse IRAS 05329−0505 e IRAS 05329−0512, individuate dal satellite [[IRAS]].<ref>{{cita pubblicazione|autore=Tsuboi, Yohko; Koyama, Katsuji; Hamaguchi, Kenji; Tatematsu, Ken'ichi; Sekimoto, Yutaro; Bally, John; Reipurth, Bo|titolo=Discovery of X-Rays from Class 0 Protostar Candidates in OMC-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...554..734T|rivista=The Astrophysical Journal|volume=554|numero=2|pagine=734-741|anno=2001|mese=giugno|doi=10.1086/321392|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Le immagini ottenute all'infrarosso e nella [[luce visibile]] mostrano che all'interno delle due nubi sono presenti oltre 80 getti associabili ad altrettanti [[oggetto di Herbig-Haro|oggetti di Herbig-Haro]] (HH); il più notevole di questi è associato alla [[nebulosa a riflessione]] bipolare 5a/6a (5a è il lobo occidentale, 6a quello orientale), che mostra una banda oscura fra i due lobi sia in luce visibile che agli infrarossi.<ref name="flow1">{{cita pubblicazione|autore=Yu, Ka Chun; Bally, J.; Devine, David|titolo=Shock-Excited H 2 Flows in OMC-2 and OMC-3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...485L..45Y|rivista=Astrophysical Journal Letters|volume=485|pagine=L45|anno=1997|mese=agosto|doi=10.1086/310799|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref> La nube 5a/6a ha il suo centro coincidente con la sorgente infrarossa IRAS 05329-0505, che è una delle sorgenti compatte indicate in precedenza; ad essa è associata un getto [[onde radio|radio]]<ref>{{cita pubblicazione|autore=Reipurth, Bo; Rodríguez, Luis F.; Anglada, Guillem; Bally, John|titolo=Radio Continuum Jets from Protostellar Objects|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....127.1736R|rivista=The Astronomical Journal|volume=127|numero=3|pagine=1736-1746|anno=2004|mese=marzo|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref> e un grande getto bipolare di materia.<ref name="flow1"/> Sul lobo occidentale (5a) è presente un addensamento di [[idrogeno]] molecolare che coincide con l'oggetto HH 294, e la parte più remota del flusso a getto raggiunge altri oggetti HH, fra i quali HH 42, HH 128 e HH 295<ref name="flow1"/> Altri flussi sono presenti a nord e in direzione del frammento della Nebulosa di Orione noto come [[Nebulosa De Mairan|M43]].
Le osservazioni condotte ai [[raggi X]] delle due nubi hanno contribuito notevolmente ad estendere la conoscenza delle loro [[stella di pre-sequenza principale|stelle di pre-sequenza principale]] e delle [[protostella|protostelle]], come il monitoraggio [[2MASS]] nell'infrarosso vicino condotto negli anni duemila; selezionando gli [[oggetto stellare giovane|oggetti stellari giovani]] in base alle loro emissioni infrarosse, la loro variabilità nel vicino infrarosso e le emissioni a raggi X, sono state identificate circa 350 stelle di pre-sequenza principale e stelle in formazione ancora avvolte nel loro [[disco di accrescimento]].<ref>{{cita pubblicazione|autore=Peterson, D. E.; Megeath, S. T.|titolo=The Orion Molecular Cloud 2/3 and NGC 1977 Regions|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..590P|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky|editore=The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=590|anno=2008|mese=dicembre|cid=Peterson et al. (2008)|accesso=[[27 giugno]] [[2009]]}}</ref>
====NGC 1977====
[[File:NGC 1977.jpg|260px|thumb|left|NGC 1977, una nebulosa posta nella parte settentrionale della Spada di Orione.]]
La nebulosa [[NGC 1977]] si trova circa un grado a nord della Nebulosa di Orione, nella parte più settentrionale dell'asterismo della Spada; è stata scoperta da [[William Herschel]] nel [[1786]] e costituisce la parte più meridionale della grande regione H II Sh-2 279.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Kutner, M. L.; Evans, N. J., II; Tucker, K. D.|titolo=A dense molecular cloud in the OMC-1/OMC-2 region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...209..452K|rivista=Astrophysical Journal|volume=209|pagine=452-457, 459-461|anno=1976|mese=ottobre|doi=10.1086/154739|accesso=[[28 giugno]] [[2009]]}}</ref> La fonte di ionizzazione dei gas della regione è principalmente la stella azzurra {{STL|42|Ori}}, sebbene molte altre stelle concorrano ad illuminare le nubi, come altre due stelle simili e la [[gigante gialla]] {{STL|45|Ori}}; la responsabile del piccolo lembo nebuloso catalogato come [[NGC 1973]] è invece la variabile {{STL|KX|Ori}}.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Johnson, H. M.; Snow, T. P., Jr.; Gehrz, R. D.; Hackwell, J. A.|titolo=Copernicus spectra and infrared photometry of 42 Orionis|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977PASP...89..165J|rivista=Astronomical Society of the Pacific, Publications|volume=89|pagine=165-181|anno=1977|mese=aprile|doi=10.1086/130096|accesso=[[28 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Grazie alle osservazioni del [[Telescopio Spaziale Spitzer]] si è scoperto che questa nube fa parte di una grande cavità lavorata dal vento stellare delle stelle di classe B della regione; la parte più brillante alla linea degli 8 μm è quella meridionale, dove la bolla si interseca con i filamenti delle regioni OMC-2 e OMC-3. All'esterno la regione è riscaldata ed eccitata dalla brillante stella HD 37018, sebbene potrebbero esserci anche altre stelle ionizzanti in quella direzione in uno stadio evolutivo più giovane.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Makinen, P.; Harvey, P. M.; Wilking, B. A.; Evans, N. J., II|titolo=An infrared study of the NGC 1977 H II region/molecular cloud interface|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985ApJ...299..341M|rivista=Astrophysical Journal|volume=229|pagine=341-350|anno=1985|mese=dicembre|doi=10.1086/163704\accesso=[[28 giugno]] [[2009]]}}</ref>
La prova che la formazione stellare è attiva nella nube deriva dalla scoperta di alcuni oggetti HH, il più notevole dei quali è HH 45, che possiede una forma a [[bow shock]] con il lato orientale dai confini netti e quello occidentale più esteso e diffuso; il bow shock mostra degli addensamenti in più punti, mentre la sorgente dell'oggetto non è conosciuta.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Reipurth, Bo|titolo=Herbig-Haro objects in flows from young stars in Orion|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989A%26A...220..249R|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=220|numero=1-2|pagine=249-268|anno=1989|mese=agosto|accesso=[[28 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Le stelle più giovani e di piccola massa sono associate alle più brillanti stelle blu, comprese all'interno della bolla; di queste stelle ne sono note circa 150, di cui 6 sono vere e proprie protostelle, mentre le restanti sono stelle giovani circondate da un disco di detriti. Nella stessa regione sono state identificate 97 variabili.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Carpenter, John M.; Hillenbrand, Lynne A.; Skrutskie, M. F.|titolo=Near-Infrared Photometric Variability of Stars toward the Orion A Molecular Cloud|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AJ....121.3160C|rivista=The Astronomical Journal|volume0121|numero=6|pagine=3160-3190|anno=2001|mese=giugno|doi=10.1086/321086|accesso=[[28 giugno]] [[2009]]}}</ref>
===Orion B e il settore della Cintura di Orione===
Orion B si estende principalmente ad est del celebre asterismo della Cintura di Orione; la Cintura è formata da tre stelle [[gigante blu|giganti blu]] intrinsecamente molto luminose: la più brillante in termini assoluti è quella centrale, [[Alnilam]], che trovandosi a una distanza di 1340 anni luce risulta anche la più vicina al complesso nebuloso in senso stretto. Le altre due, [[Alnitak]] e [[Mintaka]], si trovano rispettivamente a 820 e 915 anni luce, e venendo a trovarsi molto in primo piano rispetto al complesso, non partecipano direttamente alla sua illuminazione.
====La Nebulosa Fiamma====
[[File:Ngc2024 med.jpg|250px|thumb|right|La Nebulosa Fiamma, con a destra la brillante stella Alnitak, appartenente alla Cintura di Orione.]]
La [[Nebulosa Fiamma]] (NGC 2024) è una grande regione H II visibile poco ad est della brillante Alnitak; la sua caratteristica fisica principale è una grande banda scura di polveri che l'attraversa da nord a sud, allargandosi progressivamente e conferendo alla parte brillante della nebulosa una forma a fiamma; la sorgente illuminante non è, come potrebbe sembrare, Alnitak, poiché questa stella si trova a circa 820 al, dunque in primo piano a una distanza quasi dimezzata rispetto alla nebulosa. La fonte potrebbe essere un giovane ammasso di circa 300 stelle scoperte nella parte meridionale della nube nel corso degli anni novanta, le cui componenti possiedono una magnitudine apparente che arriva fino alla tredicesima, o anche meno luminose;<ref>{{cita pubblicazione|autore=Lada, Elizabeth A.; Depoy, D. L.; Evans, Neal J., II; Gatley, Ian|titolo=A 2.2 micron survey in the L1630 molecular cloud|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJ...371..171L|rivista=Astrophysical Journal|volume=371|pagine=171-182|anno=1991|mese=aprile|doi=10.1086/169881|accesso=[[4 luglio]] [[2009]]}}</ref> oltre a queste sono note alcune sorgenti nel lontano infrarosso, di cui due sono associate a protostelle di classe 0.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Andre, P.; Ward-Thompson, D.; Barsony, M.|titolo=From Prestellar Cores to Protostars: the Initial Conditions of Star Formation|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000prpl.conf...59A|rivista=Protostars and Planets IV|editore=Tucson: University of Arizona Press; eds Mannings, V., Boss, A.P., Russell, S. S.|pagine=59|anno=2000|mese0maggio|accesso=[[4 luglio]] [[2000]]}}</ref>
La principale fonte [[ionizzazione|ionizzatrice]] dei gas sarebbe una stella blu di [[sequenza principale]] di classe spettrale O8, catalogata come IRS2b; una seconda sorgente, nota come IRS2, contribuirebbe notevolmente al fenomeno della ionizzazione. Entrambe le stelle mostrano un eccesso di radiazione infrarossa, e in particolare IRS2 appare anche associata ad una sorgente di [[onde radio]] ultracompatta, G206.543-16.347, dalla natura sconosciuta; l'eccesso di radiazione infrarossa fa pensare che IRS2 sia una stella di classe spettrale B circondata da un denso disco di accrescimento.<ref name="N2024">{{cita pubblicazione|autore=Bik, A.; Lenorzer, A.; Kaper, L.; Comerón, F.; Waters, L. B. F. M.; de Koter, A.; Hanson, M. M.|titolo=Identification of the ionizing source of NGC 2024|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A%26A...404..249B|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=404|pagine=249-254|anno=2003|mese=giugno|doi=10.1051/0004-6361:20030301|accesso=[[4 luglio]] [[2009]]}}</ref> Queste ed altre sorgenti sono state identificate già a partire dagli anni ottanta: fra queste vi sono IRS1, IRS4 e IRS5, ritenute anch'esse partecipanti alla ionizzazione, assieme a IRS3, la quale consiste non di una singola sorgente ma di un [[stella multipla|sistema multiplo di stelle]].<ref>{{cita pubblicazione|autore=Barnes, Peter J.; Crutcher, Richard M.; Bieging, J. H.; Storey, J. W. V.; Willner, S. P.|titolo=Orion B (NGC 2024). I - VLA and IR observations of the H II region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ApJ...342..883B|rivista=Astrophysical Journal|volume=342|pagine=883-907|anno=1989|mese=luglio|doi=0.1086/167645|accesso=[[4 luglio]] [[2009]]}}</ref>
Analizzando ai raggi X la banda oscura sono state scoperte alcune sorgenti di raggi X dalla luminosità e caratteristiche paragonabili a quelle delle giovani [[stella T Tauri|stelle T Tauri]]: sembra pertanto che le regioni centrali della nube possano ospitare delle stelle di questo tipo. La temperatura del [[plasma (fisica)|plasma]] della regione sembra inoltre essere più elevata rispetto a quanto osservato in regioni simili; ciò è indice del fatto che le stelle T Tauri generatrici di calore possiedono una temperatura molto elevata, più simile a quella delle giovani protostelle osservate nella regione della Nebulosa di Orione, piuttosto che delle regioni di formazione stellare di piccola massa.<ref name="X-2023-2024"/>
====NGC 2023====
[[File:NGC 2023.jpg|260px|thumb|left|La freccia indica NGC 2023, una piccola nube azzurra poco a nordest della famosa [[Nebulosa Testa di Cavallo]].]]
[[NGC 2023]] è una piccola nebulosa che [[nebulosa a riflessione|brilla per riflessione]] della luce prodotta dalla stella HD 37903, di classe spettrale B5, da cui prende il colore marcatamente azzurrognolo; si tratta della parte illuminata più meridionale di Orion B. Gli studi condotti all'infrarosso hanno mostrato che al suo interno si trova un ammasso composto da 16 sorgenti infrarosse coincidenti con altrettante stelle giovani, circondate dai gas da cui si sono originate; fra queste l'unica osservabile anche nella banda della [[luce visibile]] è la stessa che illumina la nube, essendo la più massiccia e l'unica non oscurata direttamente dalle polveri.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Depoy, D. L.; Lada, E. A.; Gatley, Ian; Probst, R.|titolo=The luminosity function in NGC 2023|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...356L..55D|rivista=Astrophysical Journal|volume=356|pagine=L55-L58|anno=1990|mese=giugno|doi=10.1086/185749|accesso=[[5 luglio]] [[2009]]}}</ref>
La distanza della nube è stimata sui 475 pc (1550 al) e le sue stelle illuminanti sono molto meno brillanti di quelle di grande massa tanto comuni nella regione di Orione; nonostante la presenza di protostelle, negli studi condotti a più lunghezze d'onda sono emersi indizi che farebbero intendere che la regione centrale della nebulosa è fredda e ancora priva di stelle. Le molecole qui sarebbero infatti aggregate e congelate in granuli, come sembra emergere dalle [[linea di emissione|linee di emissione]] rilevate nel nucleo della nube.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Wyrowski, F.; Walmsley, C. M.; Goss, W. M.; Tielens, A. G. G. M.|titolo=The Location of the Dense and Ionized Gas in the NGC 2023 Photon-dominated Region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...543..245W|rivista=The Astrophysical Journal|volume=543|numero=1|pagine=245-256|anno=2000|mese=novembre|doi=10.1086/317096|accesso=[[5 luglio]] [[2009]]}}</ref>
La nebulosa costituisce inoltre una delle sorgenti di [[idrogeno]] molecolare più brillanti dell'intera volta celeste; ciò la rende un perfetto laboratorio per lo studio della fluorescenza di questo gas. La sua struttura forma una cavità sulla superficie del complesso nebuloso in cui è immersa, mentre la [[radiazione ultravioletta]] delle stelle in essa avvolte opera una [[fotolisi]] sulle sue molecole.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Burton, M. G.; Howe, J. E.; Geballe, T. R.; Brand, P. W. J. L.|titolo=Near-IR fluorescent molecular hydrogen emission from NGC 2023|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998PASA...15..194B|rivista=Publications Astronomical Society of Australia|volume=15|numero=2|pagine=194-201|anno=1998|mese=luglio|accesso=[[5 luglio]] [[2009]]}}</ref>
Ai raggi X la sorgente più brillante è catalogata come A11, più una protostella di classe 0, ossia del tipo più giovane, catalogata come NGC 2023-MM1: si tratta di una delle prime protostelle di questo tipo mai individuate, poiché lo spesso strato di gas e polveri che le avvolge rende la loro scoperta particolarmente difficile, anche ai raggi X.<ref name="X-2023-2024"/>
====M78====
[[File:M78 sdss.jpg|261px|thumb|right|M78, una nebulosa a riflessione fra le più brillanti del cielo.]]
[[M78 (astronomia)|M78]] (nota anche come [[New General Catalogue|NGC]] 2068) è una nebulosa a riflessione molto conosciuta a causa della sua brillantezza; emette un colore bluastro caratteristico per questo genere di oggetti, in quanto la fonte di luce è una stella di colore azzurro. Nella nube sono note 45 stelle giovani con forti emissioni [[H-alfa|Hα]],<ref name="HH2068">{{cita pubblicazione|autore=Herbig, G. H.; Kuhi, L. V.|titolo=Emission-Line Stars in the Region of NGC 2068|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1963ApJ...137..398H|rivista=Astrophysical Journal|volume=137|pagine=398|anno=1963|mese=febbraio|doi=10.1086/147519|accesso=[[6 luglio]] [[2009]]}}</ref> più una candidata protostella di classe 0, catalogata come LBS 17-H.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Gibb, A. G.; Little, L. T.|titolo=Discovery of a dense bipolar outflow from a new class 0 protostar in NGC 2068/LBS 17|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..663G|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=313|numero=4|pagine=663-670\anno=2000|mese=aprile|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03235.x|accesso=[[6 luglio]] [[2009]]}}</ref>
Poco a sudovest di M78, in una regione molto oscurata del complesso di LDN 1630, si osservano tre oggetti HH connessi fra loro, catalogati come HH 24, HH 25 e HH 26; questa sezione di nube presenta una complessa morfologia a causa degli intensi fenomeni di formazione stellare che qui hanno luogo.<ref name="HH24-6">{{cita pubblicazione|autore=Benedettini, M.; Giannini, T.; Nisini, B.; Tommasi, E.; Lorenzetti, D.; Di Giorgio, A. M.; Saraceno, P.; Smith, H. A.; White, G. J.|titolo=The ISO spectroscopic view of the HH 24-26 region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A%26A...359..148B|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=359|pagine=148-158|anno=2000|mese=luglio|accesso=[[6 luglio]] [[2009]]}}</ref> Come conseguenza di ciò, la regione è ricca di oggetti stellari giovani, fra cui sono state individuate due giovanissime protostelle di classe 0,<ref name="protoHH24-6">{{cita pubblicazione|autore=Bontemps, S.; Andre, P.; Ward-Thompson, D.|titolo=Deep VLA serach for the youngest protostars: A Class 0 source in the HH24-26 region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995A%26A...297...98B|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=297|numero=1|pagine=98-105|anno=1995|mese=maggio|accesso=[[6 luglio]] [[2009]]}}</ref> la protostella di classe 1 HH26IR, dalla forte emissione di radiazione infrarossa<ref>{{cita pubblicazione|autore=Davis, C. J.; Ray, T. P.; Eisloeffel, J.; Corcoran, D.|titolo=Near-IR imaging of the molecular outflows in HH24-26, L1634(HH240-241), L1660(HH72) and RNO15FIR|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A%26A...324..263D|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=324|pagine=263-275|anno=1997|mese=agosto|accesso=[[6 luglio]] [[2009]]}}</ref> e quattro ulteriori sorgenti infrarosse riosservate da [[IRAS]] e già note negli [[anni 1970|anni settanta]],<ref>{{cita pubblicazione|autore=Strom, K. M.; Strom, S. E.; Vrba, F. J.|titolo=Infrared surveys of dark-cloud complexes. I. The Lynds 1630 dark cloud|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1976AJ.....81..308S|rivista=Astronomical Journal|volume=81|pagine=308 - 313, 385|anno=1976|mese=maggio|doi=10.1086/111888|accesso=[[6 luglio]] [[2009]]}}</ref> che possiedono una luminosità compresa fra le 15 e le 25 [[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]].<ref name="HH24-6"/> Dai bozzoli gassosi delle due protostelle di classe 0 fuoriescono getti di materia molto densi lungo il cui asse si trovano fasci di idrogeno molecolare; i nuclei dei bozzoli sono allo stesso modo molto densi.<ref name="HH24-6"/>
Nel gennaio del [[2004]] la stella {{STL|V1647|Ori}}, una giovane [[variabile eruttiva]] situata sul bordo nordoccidentale della nube, subì un improvviso picco di luminosità, illuminando una parte dei gas della nube, che fu chiamata Nube di McNeil dal nome del suo scopritore: questo evento ebbe notevole importanza nello studio delle dinamiche correlate alle giovani stelle di pre-sequenza principale e la stella responsabile fu intensamente studiata per due anni, corrispondenti al periodo in cui mantenne una luminosità superiore alla norma; nell'ottobre del [[2005]] la sua luminosità scese bruscamente.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Acosta-Pulido, J. A.; Kun, M.; Ábrahám, P.; Kóspál, Á.; Csizmadia, Sz.; Kiss, L. L.; Moór, A.; Szabados, L.; Benkő, J. M.; Delgado, R. Barrena; Charcos-Llorens, M.; Eredics, M.; Kiss, Z. T.; Manchado, A.; Rácz, M.; Almeida, C. Ramos; Székely, P.; Vidal-Núñez, M. J.|titolo=The 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AJ....133.2020A|rivista=The Astronomical Journal|volume=133|numero=5|pagine=2020-2036|anno=2007|mese=maggio|doi=10.1086/512101|accesso=[[8 luglio]] [[2009]]}}</ref>
====NGC 2071====
[[File:Messier78.jpg|220px|thumb|left|M78, in basso, e NGC 2071, in alto.]]
[[NGC 2071]] è una brillante nebulosa a riflessione posta pochi primi a NNE di M78, situata ad una distanza simile (390 pc) e dunque immersa nel complesso Orion B, di cui costituisce la parte più protesa verso nordest, in direzione dell'Anello di Barnard; possiede al suo interno una grande popolazione di stelle T Tauri<ref name="HH2068"/> e una piccola nube di idrogeno ionizzato individuata alla banda delle onde radio e catalogata come NGC 2071-OH, al cui interno è presente una stella massiccia ancora avvolta nel suo bozzolo originario.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Gilmore, W.|titolo=Radio Continuum Interferometry of Dark Clouds - Part Two - a Study of the Physical Properties of Local Newly Formed HII Regions|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980AJ.....85..912G|rivista=Astronomical Journal|volume=85|pagine=812|anno=1980|mese=luglio|doi=10.1086/112756|accesso=[[8 luglio]] [[2009]]}}</ref> Nella nube è noto anche un getto bipolare altamente collimato e ben osservabile nella banda del [[monossido di carbonio|CO]]; alcuni studi condotti nella linea dell'[[ammoniaca|NH<sub>3</sub>]] hanno mostrato la presenza nella zona centrale da cui si originano i getti di una nube di ammoniaca a forma di disco, che ruoterebbe attorno a un asse coincidente con la direzione del getto bipolare.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Moriarty-Schieven, G. H.; Hughes, V. A.; Snell, R. L.|titolo=CO J = 2-1 observations of the NGC 2071 molecular outflow - A wind-driven shell|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ApJ...347..358M|rivista=Astrophysical Journal|volume=347|pagine=358-364|anno=1989|mese=dicembre|doi=10.1086/168124|accesso=[[8 luglio]] [[2009]]}}</ref> Alla banda del lontano infrarosso è stata individuata una sorgente vagamente sferica sovrapposta a questa struttura, con un diametro apparente di circa 12", pari a 4700 [[Unità Astronomica|UA]] nella banda dei 50 μm, mentre a 100 μm la sorgente raggiunge i 16" (6200 UA).<ref name="Infrared2071">{{cita pubblicazione|autore=Butner, Harold M.; Evans, Neal J., II; Harvey, Paul M.; Mundy, Lee G.; Natta, Antonella; Randich, Maria Sofia|titolo=High-resolution, far-infrared observations of NGC 2071|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...364..164B|rivista=Astrophysical Journal|volume=364|pagine=164-172|anno=1990|mese=novembre|doi=10.1086/169398|accesso=[[8 luglio]] [[2009]]}}</ref>
L'ammasso principale della nube, al cui interno si trova il getto descritto, è invece catalogato come NGC 7021IR: si trova in un settore periferico di NGC 2071, possiede un diametro di circa 30" ed è formato da otto sorgenti infrarosse distinte<ref>{{cita pubblicazione|autore=Walther, D. M.; Robson, E. I.; Aspin, C.; Dent, W. R. F.|titolo=JHKL Imaging and K Polarimetry of the Bipolar Outflow NGC 2071|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1993ApJ...418..310W|rivista=Astrophysical Journal|volume=418|pagine=310|anno=1993|mese=novembre|doi=10.1086/173392|accesso=[[8 luglio]] [[2009]]}}</ref> con una luminosità totale di 520 L<sub>☉</sub>, il che suggerisce che sono in atto processi di formazione stellare di massa media.<ref name="Infrared2071"/> Le prime controparti ottiche scoperte di queste sorgenti infrarosse corrispondono a IRS 1 e IRS 3, che appaiono separate fra loro da 6"; la prima domina l'ammasso nella banda del vicino infrarosso, mentre la seconda è maggiormente visibile a lunghezze d'onda superiori.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Snell, R. L.; Bally, J.|titolo=Compact radio sources associated with molecular outflows|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1986ApJ...303..683S|rivista=Astrophysical Journal|volume=303|pagine=683-701|anno=2986|mese=aprile|doi=10.1086/164117|accesso=[[8 luglio]] [[2009]]}}</ref>
Nei pressi della nebulosa, in direzione nordovest, è noto fin dagli anni settanta un [[maser]] a [[ione idrossido|OH]] consistente di due componenti aventi una [[velocità radiale]] relativamente simile fra loro; questo, assieme alla presenza di un maser ad [[acqua]] scoperto sempre in quegli anni, rafforza l'ipotesi secondo cui questa parte del complesso nebuloso sia stata anche la sede di fenomeni di formazione stellare recenti.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Campbell, P. D.|titolo=An H2O maser source near NGC 2071|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978PASP...90..262C|rivista=Astronomical Society of the Pacific, Publications|volume=90|pagine=262, 263|anno=1978|mese=giugno|doi=10.1086/130322|accesso=[[8 luglio]] [[2009]]}}</ref> Associato al maser ad acqua è stato scoperto sul finire degli anni novanta un oggetto HH, catalogato come HH 437.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Zhao, Bing; Wang, Min; Yang, Ji; Wang, Hongchi; Deng, Licai; Yan, Jun; Chen, Jiansheng|titolo=Newly Discovered Herbig-Haro Objects in the NGC 2068 and NGC 2071 Regions|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....118.1347Z|rivista=The Astronomical Journal|volume=118|numero=3|pagine=1347-1353|anno=1999|mese=settembre|doi=10.1086/301002|accesso=[[9 luglio]] [[2009]]}}</ref>
===IC 434 e la Nebulosa Testa di Cavallo===
[[File:Horse head and Flame-N.jpg|240px|thumb|right|IC 434, la lunga nebulosa rossa visibile sulla destra, su cui si sovrappone l'oscura Nebulosa Testa di Cavallo; a sinistra invece la Nebulosa Fiamma e la brillante stella Alnitak. Il nord è a sinistra.]]
[[IC 434]] è una regione H II che si estende a sud di Alnitak, sul bordo sudoccidentale della grande nube Orion B; presenta una forma molto allungata in senso nord-sud e riceve il vento ionizzante direttamente dalla stella {{STL|Sigma|Ori}}, un brillante membro della grande associazione Orion OB1.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Kuiper, T. B. H.|titolo=Radio observations of IC 434|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1975A%26A....42..323K|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=42|numero=3|pagine=323-327|anno=1975|mese=settembre|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref> La nebulosa raggiunge i 70' di lunghezza e si mostra con facilità nelle foto a lunga posa o nelle riprese [[Charge Coupled Device|CCD]], sebbene il suo spessore sia di pochi primi d'arco.
La temperatura della regione è stata misurata tramite varie metodologie, sfruttando i rapporti di luminosità di varie righe di emissione di diversi elementi, ottenendo dei valori compresi fra gli 8000 [[kelvin|K]] e 7600 K;<ref>{{cita pubblicazione|autore=Louise, R.; Sapin, C.|titolo=Observations of the Bright Rim of the Horsehead Nebula in Hα and [N II]|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApL....14..119L|rivista=Astrophysical Letters|volume=14|pagine=119|anno=1973|accesso=[[19 luglio]] [[2009]]}}</ref> successivamente questo valore fu ridotto a 3360 K e anche meno a seconda della mappa presa come riferimento.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Caswell, J. L.; Goss, W. M.|titolo=A 2700 MHz map of IC 434 and the surrounding Orion region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974A%26A....32..209C|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=32|pagine=209 - 216|anno=1974|mese=maggio|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref> Uno studio sulla temperatura elettronica condotto nel [[1992]] ha invece fornito un valore più simile ai precedenti, che si aggira sui 6000 K.<ref name="temploop">{{cita pubblicazione|autore=Abramenkov, E. A.; Krymkin, V. V.|titolo=Observations of the diffuse gaseous nebulae Barnard Loop and IC 434 at decametric wavelengths|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AZh....69..489A|rivista=Astronomicheskii Zhurnal|volume=69|numero=3|pagine=489-496|anno=1992|mese=giugno|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref>
[[File:Horsehead-Hubble.jpg|240px|thumb|left|La [[Nebulosa Testa di Cavallo]], una grande colonna di gas oscuro che si sovrappone al chiarore di IC 434.]]
Una piccola protuberanza della nube oscura LDN 1630 si sovrappone alla scia chiara della nube IC 434, formando una delle nebulose oscure più celebri e fotografate del cielo, [[Catalogo Barnard|B]] 33, meglio nota come [[Nebulosa Testa di Cavallo]]. Negli anni cinquanta è stata scoperta la prima prova che questa nebulosa sarebbe correlata a degli oggetti stellari giovani, con l'identificazione di stelle con linee di emissioni nella banda dell'Hα<ref>{{cita pubblicazione|autore=Haro, G.; Moreno, A.|titolo=Estrellas con Half EM emission EN las cercanias de IC 434|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1953BOTT....1g..11H|rivista=Bol. Obs. Tonantz. Tacub.|volume=1|pagine=11-22|anno=1953|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref> e di alcune stelle variabili dalle caratteristiche tipiche delle stelle giovani e ulteriori stelle Hα;<ref>{{cita pubblicazione|autore=Wiramihardja, Suhardja D.; Kogure, Tomokazu; Yoshida, Shigeomi; Ogura, Katsuo; Nakano, Makoto|titolo=Survey observations of emission-line stars in the Orion region. I - The KISO area A-0904|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1989PASJ...41..155W|rivista=Astronomical Society of Japan,|volume=41|numero=1|pagine=155-174|anno=1989|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref> alla fine degli anni ottanta fu invece identificata direttamente la prima stella giovane, rivelata tramite uno studio all'infrarosso e catalogata come B33-1, coincidente con la sorgente IRAS 05383-0228: si tratta di un oggetto celeste circondato a nordovest da una cavità della nube relativamente piccola e visibile anche in luce ottica. Questa scoperta ha permesso di elaborare un modello della nube, in cui viene presentata come una regione di gas più densa del mezzo circostante in via di disgregazione a causa dell'intensa radiazione ultravioletta di stelle come {{ST|Sigma|Ori}}, che opera una fotolisi a partire dal suo settore occidentale.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Reipurth, B.; Bouchet, P.|titolo=Star formation in BOK globules and low-mass clouds. II - A collimated flow in the Horsehead|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1984A&A...137L...1R|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=137|numero=1|pagine=L1-L4|anno=1984|mese=agosto|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref> Questo modello si accorda bene con quello proposto per la formazione dei [[Globulo di Bok|gloguli di Bok]]: secondo questo modello infatti la Nebulosa Testa di Cavallo sarebbe in uno stadio iniziale del processo che porterà alla formazione di un globulo di Bok, similmente a quanto si osserva nella [[Nebulosa di Gum]].<ref>{{cita pubblicazione|autore=Reipurth, B.|titolo=Star formation in BOK globules and low-mass clouds. I - The cometary globules in the GUM Nebula|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1983A&A...117..183R|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=117|numero=2|pagine=183-198|anno=1983|mese=gennaio|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref><ref name="Horse">{{cita pubblicazione|autore=Pound, Marc W.; Reipurth, Bo; Bally, John|titolo=Looking into the Horsehead|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003AJ....125.2108P|rivista=The Astronomical Journal|volume=125|numero=4|pagine=2108-2122|anno=2003|mese=aprile|doi=10.1086/368138|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref>
La massa totale della Nebulosa Testa di cavallo è di circa 27 M<sub>☉</sub> e la sua velocità radiale è di 5 [[km/s|km s]]<sup>-1</sup>, con uno [[spostamento verso il rosso]] nella parte sudorientale; il corpo della nube è di fatto una colonna di gas in sovrapposizione con IC 434, da cui emerge una sporgenza nella parte settentrionale (il "naso") che possiede una velocità radiale leggermente superiore, indice che sta subendo una spinta accelerativa a causa delle turbolenze. Le sue dimensioni e il gradiente di velocità indicherebbero che l'evoluzione della colonna di gas è avvenuta su una scala temporale di circa mezzo milione di anni; i modelli costruiti in base a questi dati indicano che la nube potrebbe essere completamente disgregata nel corso di circa 5 milioni di anni.<ref name="Horse"/>
====La regione di Sigma Orionis====
[[File:Orion Belt.jpg|260px|thumb|right|La [[Cintura di Orione]]; nella parte bassa dell'immagine, sotto la cintura, brilla la stella azzurra {{ST|Sigma|Ori}}, che qui appare circondata da una vasta e tenue nube di colore arancione. A sinistra della stella si osserva la Nebulosa Testa di Cavallo.]]
{{ST|Sigma|Ori}}, la responsabile dell'eccitamento dei gas della nube, è una stella blu luminosa di classe O9, composta da cinque astri legati fisicamente; essa appartiene e dà il nome ad un gruppo stellare composto da astri aventi un'origine comune e inquadrato nella sottoassociazione Ori OB1b, che appare dinamicamente distinta rispetto alle altre sottoassociazioni vicine. Il gruppo è composto da circa 700 stelle, con una massa totale pari a 225 M<sub>☉</sub>, comprese dunque anche le componenti di piccola massa e substellari; il raggio apparente è di 30'.<ref name="sigma">{{cita pubblicazione|autore=Walter, F. M.; Sherry, W. H.; Wolk, S. J.; Adams, N. R.|titolo=The σ Orionis Cluster|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..732W|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=732|anno=2008|mese=dicembre|accesso=[[28 giugno]] [[2009]]}}</ref> La sua età è di appena 3 milioni di anni ed appare come il risultato ultimo di un fenomeno di formazione stellare simile a quello che sta avvenendo attualmente nella Nebulosa di Orione, sebbene in scala leggermente ridotta;<ref name="sigma"/> l'estinzione dovuta alle polveri interstellari sulla linea di vista di quest'associazione è inoltre praticamente inesistente, fattore che influisce notevolmente sulla semplificazione dello studio.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Lee, T. A.|titolo=Interstellar extinction in the Orion association|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/bib_query?1968ApJ...152..913L|rivista=Astrophysical Journal|volume=152|pagine=913|anno=1968|mese=giugno|doi=10.1086/149607|accesso=[[29 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Questo gruppo costituisce per gli astronomi un punto di riferimento nello studio e nella comprensione dei fenomeni di formazione delle stelle e dei corpi di massa substellare, fino a quelli di massa [[pianeta|planetaria]]; tuttavia, la sua [[popolazione stellare]] non è ancora conosciuta appieno. Tramite lo studio dei monitoraggi [[2MASS]] sono state individuate 26 stelle con un'età più giovane rispetto alle altre del gruppo, di cui 7 mostrano tracce della presenza di un disco di detriti, ed è stata inoltre scoperta una popolazione stellare che nella nostra linea di vista si sovrappone al gruppo in direzione di {{ST|Sigma|Ori}}.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Caballero, J. A.|titolo=The brightest stars of the σ Orionis cluster|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...466..917C|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=466|numero=3|pagine=917-930|anno=2007|mese=maggio|doi=10.1051/0004-6361:20066652|accesso=[[28 giugno]] [[2009]]}}</ref>
Il gruppo contiene anche un numero considerevole di stelle di piccola massa; secondo uno studio pubblicato nel [[2008]] che fa uso dei monitoraggi condotti dal [[Telescopio Spaziale Spitzer]], è stato scoperto che due delle [[nana bruna|nane brune]] e una delle protostelle del gruppo sono circondate da un disco di detriti. Questo risultato è paragonabile a quelli ottenuti tramite lo studio di altre regioni di recente formazione stellare, come [[IC 348]] e la [[Regione oscura del Camaleonte e della Mosca|Regione del Camaleonte]], che possiedono un'età simile.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Luhman, K. L.; Hernández, J.; Downes, J. J.; Hartmann, L.; Briceño, C.|titolo=Disks around Brown Dwarfs in the σ Orionis Cluster|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...688..362L|rivista=The Astrophysical Journal|volume=688|numero=1|pagine=362-376|anno=2008|mese=novembre|doi=10.1086/592264|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref>
Nelle aree fisicamente prossime al gruppo di {{ST|Sigma|Ori}} sono presenti dei piccoli frammenti di aggregati di gas, la cui morfologia e caratteristiche farebbero pensare che si tratti di nubi residue della formazione del gruppo; in linea visiva, queste nubi si trovano in direzione della Cintura di Orione e possiedono una forma cometaria, con delle lunghe chiome di gas in evaporazione localizzate nella direzione opposta a {{ST|Sigma|Ori}}: ciò è indice evidente che esse subiscono l'effetto disgregante del forte vento della stella. In questi bozzoli in alcuni casi si sono pure avviati dei fenomeni di formazione stellare in scala ridotta.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Ogura, K.; Sugitani, K.|titolo=Remnant molecular clouds in the ORI OB 1 association|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998PASA...15...91O|rivista=Publications Astronomical Society of Australia|volume=15|numero=1|pagine=91-98|anno=1998|mese=aprile|accesso=[[18 luglio]] [[2009]]}}</ref>
===Regioni periferiche===
{{Vedi anche|Regioni periferiche del Complesso di Orione}}
[[File:The Witch Head nebula - IC 2118.jpg|260px|thumb|left|La [[Nebulosa Testa di Strega]], in Eridano, una celebre nebulosa a riflessione. Il nord è in basso.]]
Le regioni più esterne del complesso ospitano principalmente delle piccole nubi e addensamenti di polvere interstellare; la maggior parte di queste nubi sono situate nella parte occidentale del complesso e sconfinano nelle costellazioni adiacenti a Orione. Spesso si mostrano di aspetto cometario e allungato, a causa dell'impatto del vento stellare originato dalle stelle più luminose dell'Associazione Orion OB1, e non a caso mostrano a loro "coda" di gas in dissoluzione in direzione opposta rispetto a queste stelle; questo tipo di interazione in alcuni casi ha anche favorito i processi di formazione stellare.<ref name="outling">{{cita pubblicazione|autore=Alcalá, J. M.; Covino, E.; Leccia, S.|titolo=Orion Outlying Clouds|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..801A|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=801|anno=2008|mese=dicembre|accesso=[[10 luglio]] [[2009]]}}</ref>
La distanza di queste nubi periferiche, paragonata con quella media delle nubi centrali del complesso, indica che esse sono protese verso la direzione del [[sistema solare]] rispetto al complesso stesso; in particolare, emerge che le nubi visivamente più prossime alle regioni centrali sono anche le più vicine al centro del complesso, mentre i frammenti situati alle alte latitudini galattiche e in interazione con il bordo esterno della Bolla di Eridano si trovano più prossime a noi. La nube LDN 1634 ad esempio, con una distanza di 450 parsec è la più vicina alla nube Orion A e alla celebre Nebulosa di Orione; le nebulose poste sul confine fra Toro ed Eridano, come la Nebulosa Testa di Strega, giacciono a 230 parsec circa, mentre quelle ancora più ad ovest arrivano fino a 150-200 parsec dal [[Sole]].<ref name="outling"/>
Fra gli addensamenti nebulosi più conosciuti di queste regioni sono compresi LDN 1634 e la [[Nebulosa Testa di Strega]]; la prima è anche la più prossima alla regione di Orion A, trovandosi a circa 3° da essa; si tratta di una nube oscura di piccole dimensioni, che contiene alcune parti parzialmente illuminate, come LBN 956 e LBN 957.<ref name="LDN">{{cita pubblicazione|autore=Lynds, B. T.|titolo=Lynds' Catalogue of Dark Nebulae (LDN) (Lynds 1962)|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996yCat.7007....0L|rivista=SIMBAD}}</ref><ref name="LBN">{{cita pubblicazione|autore=Lynds, B. T.|titolo=Lynds' Catalogue of Bright Nebulae (Lynds 1965)|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996yCat.7009....0L|rivista=SIMBAD}}</ref> La Nebulosa Testa di Strega invece ([[Index Catalogue|IC]] 2118) è una nebulosa a riflessione situata nella parte nordorientale della costellazione di Eridano, poco a sud della stella Cursa e circa otto gradi ad ovest di Orion A; la fonte della luce che la nebulosa riflette sarebbe la brillante stella [[Rigel]] ({{ST|Beta|Ori}}), situata circa due gradi ad est.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Kun, Maria; Aoyama, Hiroko; Yoshikawa, Nao; Kawamura, Akiko; Yonekura, Yoshinori; Onishi, Toshikazu; Fukui, Yasuo|titolo=Study of Molecular Clouds and Star Formation in the Region of IC 2118|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASJ...53.1063K|rivista=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=53|numero=6|pagine=1063-1070|anno=2001|mese=dicembre|accesso=[[16 luglio]] [[2009]]}}</ref>
La parte più settentrionale del Complesso di Orione, a nord del grande quadrilatero di stelle che costituisce la costellazione, è costituita da una piccola associazione OB relativamente brillante, catalogata come [[Cr 69]] e nota come Associazione di Lambda Orionis; la sua stella dominante, {{STL|Lambda|Ori}} (Heka), è ben visibile ad occhio nudo e domina il gruppo composto da una dozzina di stelle azzurre di [[classe spettrale]] B. Le componenti dell'associazione sono tutte ben visibili anche con un [[binocolo]]. {{ST|Lambda|Ori||1}} è una stella di classe O 8 III (una [[gigante blu]]) ed è la principale ionizzatrice di un grande sistema di gas ionizzato dalla forma grosso modo simmetrica e ben visibile agli infrarossi, dal diametro di circa otto gradi e leggermente più luminosa nel lato occidentale; al suo interno sono noti circa un'ottantina di oggetti, di cui la gran parte sono [[stella Ae/Be di Herbig|stelle Ae/Be di Herbig]] e giovani stelle T Tauri, indice questo che la nube ospita fenomeni di formazione stellare di stelle di massa intermedia o piccola.<ref name="Lambda1">{{cita pubblicazione|autore=uerr, R.; Imhoff, C. L.; Lada, C. J.|titolo=Star formation in the Lambda Orionis region. I - The distribution of young objects|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...261..135D|rivista=Astrophysical Journal|volume=261|pagine-135-150|anno=1982|mese=ottobre|doi=10.1086/160325|accesso=[[22 luglio]] [[2009]]}}</ref>
==Componenti stellari==
{{vedi anche|Associazione OB}}
Tutte le stelle blu visibili nella parte centrale di Orione fanno parte di un'[[associazione OB]], ossia un'[[associazione stellare]] di recente formazione che contiene decine di [[stella massiccia|stelle massicce]] di [[classe spettrale]] O e B, ossia blu e molto calde; questi gruppi stellari si formano assieme nelle nubi molecolari giganti, il cui gas residuo, una volta che le stelle sono formate, viene spazzato via dal forte vento stellare.<ref name="GAIA">{{cita web | data =6 aprile 2000 | url = http://www.rssd.esa.int/SA-general/Projects/GAIA_files/LATEX2HTML/node27.html | titolo = OB Associations | editore = The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section | accesso = [[8 giugno]] [[2008]]}}</ref> Entro pochi milioni di anni, gran parte delle stelle più luminose dell'associazione esplodono come [[supernova]]e, mentre le stelle più piccole sopravvivono per molto più tempo, avendo una massa inferiore. Si crede che la gran parte delle stelle della nostra Galassia siano in origine appartenute ad associazioni OB.<ref name="GAIA" /> Paradossalmente, si possono conoscere più facilmente le associazioni OB di altre galassie piuttosto che della nostra, a causa della presenza delle nubi oscure che mascherano la gran parte degli oggetti interni alla Via Lattea.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Massey, Philip; Thompson, A. B.|titolo=Massive stars in CYG OB2|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991AJ....101.1408M|rivista=Astronomical Journal|volume=101|pagine=1408-1428|anno=1991|mese=aprile|doi=10.1086/115774|accesso=[[19 febbraio]] [[2009]]}}</ref>
===L'Associazione Orion OB1===
[[File:Orion 3008 huge-OB1.png|250px|thumb|right|Immagine mappata della costellazione di Orione, con in evidenza i sottogruppi dell'Associazione Orion OB1.]]
L'associazione [[Orion OB1]] è una delle associazioni OB meglio conosciute e studiate della volta celeste, sia a causa della sua breve distanza, sia per la luminosità delle sue componenti, che appaiono per la maggior parte poco oscurate dalle polveri galattiche; lo studio delle varie fasi evoluzionistiche di quest'associazione ha permesso di comprendere meglio le dinamiche e la scala evolutiva dei gruppi stellari di recente formazione.
Orion OB1 è suddivisibile in base alla sua evoluzione e alla dislocazione delle sue componenti in quattro sottogruppi principali; il più antico è definito Orion OB1a: le stelle di questo sottogruppo sono dislocate a nordovest della Cintura di Orione e possiedono un'età compresa fra 8 e 12 milioni di anni. Il secondo gruppo per età è Orion OB1b, che corrisponde alle stelle di fondo della Cintura e possiede un'età compresa fra 1,7 e 8 milioni di anni, sebbene fra queste ricadano anche le tre supergiganti che fanno parte della Cintura stessa, con un'età compresa attorno ai 5 milioni di anni. Orion OB1c coincide invece con le stelle visibili nella Spada di Orione e che si addensano attorno e davanti alla Nebulosa di Orione; di questo sottogruppo fanno parte pure due associazioni stellari poco concentrate, catalogate come [[NGC 1980]] e [[NGC 1981]], rispettivamente ai limiti meridionali e settentrionali dell'asterismo della Spada. La loro età è compresa fra i 2 e i 6 milioni di anni. Di questo sottogruppo non fanno parte le stelle più giovani direttamente avvolte nel sistema nebuloso di OMC-1, OMC-2 e OMC-3 e nella stessa Nebulosa di Orione, che invece compongono il sottoinsieme Orion OB1d.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Brown, A. G. A.; de Geus, E. J.; de Zeeuw, P. T.|titolo=The Orion OB1 association. 1: Stellar content|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994A%26A...289..101B|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=289|numero=1|pagine=101-120|anno=1994|mese=settembre|accesso=[[18 luglio]] [[2009]]}}</ref>
Un caso ambiguo è rappresentato del piccolo gruppo legato alla stella {{ST|25|Ori}}: la sua posizione è in direzione del gruppo Orion OB1a, ma la sua [[velocità radiale]] è distinta rispetto alle stelle del resto del sottogruppo, essendo più bassa di circa 10 [[km/s]]<sup>-1</sup>; una teoria per spiegare questa differenza afferma che questa e le stelle ad essa legate si siano originate in una gerione H II formatasi dall'espansione della bolla creata dalla nascita delle stelle di Orion OB1a e dunque con un'età compresa fra quella delle componenti di OB1a e OB1b.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Briceño, César; Hartmann, Lee; Hernández, Jesús; Calvet, Nuria; Vivas, A. Katherina; Furesz, Gabor; Szentgyorgyi, Andrew|titolo=25 Orionis: A Kinematically Distinct 10 Myr Old Group in Orion OB1a|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...661.1119B|rivista=The Astrophysical Journal|volume=661|numero=2|pagine=1119-1128|anno=2007|mese=giugno|doi=10.1086/513087|accesso=[[18 luglio]] [[2009]]}}</ref>
Tramite lo studio della [[parallasse]], sono state determinate le distanze dei vari sottogruppi, scoprendo anche che quelli più vecchi sono pure più vicini al sistema solare di quelli più giovani; il gruppo OB1a è dunque anche il più vicino, con una distanza media stimata sui 350 pc (1140 al). OB1b e OB1c si troverebbero a distanza simili fra loro, stimate sui 400 pc (1300 al), mentre le giovani stelle di OB1d avrebbero una distanza paragonabile a quella della Nebulosa di Orione (420 pc, ossia 1370 al).<ref name="Overview"/>
Dal gruppo OB1c provengono anche le celebri [[stella fuggitiva|stelle fuggitive]] {{STL|AE|Aur}} e {{STL|Mu|Col}}, due astri che si muovono in direzioni opposte nello spazio;<ref>{{cita pubblicazione|autore=Blaauw, Adriaan|titolo=OB Associations and the Fossil Record of Star Formation|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991psfe.conf..125B|rivista=The Physics of Star Formation and Early Stellar Evolution, NATO Advanced Science Institutes (ASI) Series C|volume=342|pagine=125|anno=1991|mese=27 maggio - 8 giugno|editore=Charles J. Lada and Nikolaos D. Kylafis|accesso=[[18 luglio]] [[2009]]}}</ref> Tramite i dati del satellite [[Hipparcos]] è emerso che circa 2,6 milioni di anni fa queste due stelle e la brillante [[stella doppia|binaria]] {{STL|Iota|Ori}} si trovavano nella stessa posizione nello spazio,<ref>{{cita pubblicazione|autore=Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; de Zeeuw, P. T.|titolo=On the origin of the O and B-type stars with high velocities. II. Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A%26A...365...49H|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=365|pagine=49-77|anno=2001|mese=gennaio|doi=10.1051/0004-6361:20000014|accesso=[[18 luglio]] [[2009]]}}</ref> e su questa scoperta è stata formulata l'ipotesi secondo cui queste stelle subirono un'interazione a quattro corpi, in seguito alla quale due binarie dello stesso ammasso si scambiarono; il risultato fu che le due stelle più massicce subirono i reciproci influssi gravitazionali diventando un nuovo sistema binario, l'attuale {{ST|Iota|Ori}}, mentre le due stelle meno massicce furono sospinte via a grande velocità dall'intensa [[energia gravitazionale]], allontanandosi dalla regione della loro formazione.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Gualandris, Alessia; Portegies Zwart, Simon; Eggleton, Peter P.|titolo=N-body simulations of stars escaping from the Orion nebula|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.350..615G|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=350|numero=2|pagine=615-626|anno=2004|mese=maggio|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07673.x|accesso=[[18 luglio]] [[2009]]}}</ref>
==Interazioni con l'ambiente esterno==
Nel Complesso di Orione, se si considera un mezzo interstellare standard per i complessi nebulosi molecolari, si è determinato che nella regione negli ultimi 12 milioni di anni si sarebbe formato un numero di stelle con massa maggiore alle 8 M<sub>☉</sub> compreso fra 30 e 100; il limite di 8 M<sub>☉</sub> è indicativo pioché si tratta della massa minima necessaria affinché una stella esploda come [[supernova]].<ref name="supernova">{{cita web|data=6 aprile 2006|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|titolo=Introduction to Supernova Remnants|editore=Goddadr Space Flight Center|accesso=[[16 luglio]] [[2006]]}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|nome=Hans|cognome=Bethe|titolo=SUPERNOVAE. By what mechanism do massive stars explode?|rivista=Physics Today|volume=43|numero=9|pagine=24–27|mese=settembre|anno=1990|formato=PDF|url=http://www.physicstoday.org/vol-43/iss-9/vol43no9p24_27.pdf|doi=doi=10.1063/1.881256}}</ref> In base a questi calcoli, data la vita breve delle stelle supermassicce, si suppone che gran parte di esse abbiano concluso il loro ciclo vitale esplodendo come supernovae negli ultimi 10 milioni di anni. Per il sottogruppo OB1a, tramite la relazione età-massa, tutte le stelle con una massa superiore alle 13M<sub>☉</sub> sono esplose; nei sottogruppi OB1b e OB1c le stelle esplose sarebbero invece quelle con massa superiore alle 20M<sub>☉</sub>. L'energia rilasciata da queste esplosioni ha creato una [[superbolla]] in espansione ben individuabile ai raggi X.<ref name="Overview"/>
===L'Anello di Barnard e la superbolla di Orione-Eridano===
[[File:Orion1~.jpg|250px|thumb|left|Anche nelle immagini amatoriali è ben visibile, sul lato orientale (a sinistra), un grande arco nebuloso che sembra avvolgere il centro della costellazione, l'Anello di Barnard.]]
Il primo rilevamento della superbolla avvenne sul finire dell'[[XIX secolo|Ottocento]], quando [[Edward Emerson Barnard]] scoprì una struttura nebulosa di vaste proporzioni a forma di semicerchio che avvolgeva e delimitava il lato orientale delle regioni nebulose di Orione, il cosiddetto [[Anello di Barnard]]; questo anello fu in seguito riconosciuto come la parte più luminosa e più orientale di una superbolla di grandi dimensioni che si estendeva per oltre 40° di diametro angolare, fino a sconfinare e penetrare in profondità nella costellazione di Eridano.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Reynolds, R. J.; Ogden, P. M.|titolo=Optical evidence for a very large, expanding shell associated with the I Orion OB association, Barnard's loop, and the high galactic latitude H-alpha filaments in Eridanus|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...229..942R|rivista=Astrophysical Journal|volume=229|pagine=942-953|anno=1979|mese=maggio|doi=10.1086/157028|accesso=[[19 luglio]] [[2009]]}}</ref> La bolla si estende in direzione quasi perpendicolare al piano galattico, discostandosene notevolmente, mentre le sue dimensioni reali corrispondono a 140x300 pc, valore ottenuto calcolando le dimensioni apparenti (20°x40°) e conoscendo la distanza (circa 400 pc di media); la sua velocità di espansione è compresa fra 10 e 20 km/s<sup>-1</sup>.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Mac Low, Mordecai-Mark; McCray, Richard|titolo=Superbubbles in disk galaxies|url=Astrophysical Journal|volume=324|pagine=776-785|anno=1988|mese=gennaio|doi=10.1086/165936|accesso=[[19 luglio]] [[2009]]}}</ref> A causa dell'effetto eccitante della [[radiazione ultravioletta]] e della presenza di alcune deboli sorgenti di raggi X, la temperatura interna del mezzo interstellare della bolla è compresa fra 10.000 e 50.000 [[Kelvin|K]].<ref>{{cita pubblicazione|autore=Diehl, R.; Cerviño, M.; Hartmann, D. H.; Kretschmer, K.|titolo=<sup>26</sup>Al in galaxy regions: massive-star interactions with the ISM|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004NewAR..48...81D|rivista=New Astronomy Reviews|volume=148|numero=1-4|pagine=81-86|anno=2004|mese=febbraio|doi=10.1016/j.newar.2003.11.048|accesso=[[19 luglio]] [[2009]]}}</ref><ref name="Overview"/>
Il confine della bolla più prossimo alla nostra direzione sembrerebbe trovarsi a circa 180 pc dal [[Sole]], ossia a meno della metà della distanza fra quest'ultimo e la regione centrale del complesso nebuloso molecolare; secondo alcune teorie, queste estese dimensioni, unite alla presenza del plasma caldo osservato nel settore più esterno della bolla, sarebbero un indizio che farebbe pensare all'esplosione di una [[supernova]] avvenuta negli ultimi milioni di anni in una posizione intermedia fra il sistema solare e la regione di Orione.<ref name="HI">{{cita pubblicazione|autore=Green, D. A.; Padman, R.|titolo=A Survey of HI in Orion - Part Two - Largescale Features and the Lack of Evidence for Rotation|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.263..535G|rivista=R.A.S. Monthly Notices|volume=263|pagine=535|anno=1993|mese=luglio|accesso=[[19 luglio]] [[2009]]}}</ref>
Il bordo esterno dell'involucro formato dalla superbolla in espansione è ben visibile nel lontano infrarosso, mentre alcuni tratti, come l'Anello di Barnard, sono ben rilevabili anche nelle normali [[astrofotografia|foto astronomiche]] a lunga esposizione ottenute con strumenti amatoriali in dotazione agli astrofili; all'infrarosso e nella banda dell'emissione 21 [[centimetro|cm]] caratteristiche dell'idrogeno neutro, l'involucro mostra una struttura filamentosa, mentre la gran parte delle emissioni proviene da una regione situata all'esterno del guscio di idrogeno. La massa di questo gas è di circa 23.000 M<sub>☉</sub>.<ref name="HI"/>
I tenui filamenti della superbolla visibili in direzione di Eridano prendono il nome di [[Bolla di Eridano]]; qui è possibile individuare due strutture disposte ad arco: quella più orientale è anche la più grande, ed è stata chiamata Arco A; tramite l'analisi a più [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] e lo studio della velocità radiale, è emerso che l'arco A potrebbe essere una struttura indipendente sia dall'arco più occidentale, l'Arco B, sia dall'Anello di Barnard, del quale potrebbe sembrare invece quasi un naturale proseguimento ad ovest. L'arco B, anche se più piccolo, sarebbe invece più vicino a noi, a una distanza di circa 150 [[parsec]], contro i 210 parsec stimati per l'Arco A.<ref name="Erishells">{{cita pubblicazione|autore=Boumis, P.; Dickinson, C.; Meaburn, J.; Goudis, C. D.; Christopoulou, P. E.; López, J. A.; Bryce, M.; Redman, M. P.|titolo=Deep Hα imagery of the Eridanus shells|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph..8200B|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=320|numero=1|pagine=61-65|anno=2001|mese=gennaio|doi=10.1046/j.1365-8711.2001.03950.x|accesso=[[6 marzo]] [[2009]]}}</ref>
==Note==
{{references|2}}
==Bibliografia==
===Libri===
====Opere generali====
* {{en}} {{cita libro | cognome= O'Meara| nome= Stephen James | titolo= Deep Sky Companions: Hidden Treasures| editore= Cambridge University Press| città= | anno= 2007 | id= ISBN 0521837049}}
* {{en}} {{cita libro|autore=Robert Burnham, Jr|titolo=Burnham's Celestial Handbook: Volume Two|città=New York|editore=Dover Publications, Inc.|anno= 1978}}
* {{en}} {{cita libro|autore=Chaisson| coautori=McMillan| titolo= Astronomy Today|città=Englewood Cliffs|editore=Prentice-Hall, Inc.|anno=1993|id=ISBN 0-1324-0085-5}}
* {{en}} {{cita libro|autore=Thomas T. Arny|titolo=Explorations: An Introduction to Astronomy |ed=3 updated|città=Boston|editore= McGraw-Hill|anno= 2007| id=ISBN 0073213691}}
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| id= ISBN 88-11-50517-8}}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. | coautori= et al| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| id= ISBN 88-365-3679-4}}
* {{cita libro | cognome= Lindstrom| nome= J. | titolo= Stelle, galassie e misteri cosmici| editore= Editoriale Scienza| città= Trieste | anno= 2006 | id= ISBN 88-7307-326-3}}
====Sull'evoluzione stellare====
* {{en}} {{cita libro | cognome= Lada| nome= C. J. | coautori= N. D. Kylafits| titolo= The Origin of Stars and Planetary Systems| editore= Kluwer Academic Publishers| città= | anno= 1999| id= ISBN 0-7923-5909-7}}
* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= [[Bologna]]| anno= 2002| id= ISBN 88-491-1832-5}}
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| id= ISBN 8889150327}}
* {{cita libro | cognome= Hack| nome= M. | wkautore= Margherita Hack | titolo= Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo| editore= Sperling & Kupfer| città= Milano | anno= 2004| id= ISBN 88-8274-912-6}}
====Sul Complesso di Orione====
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Bally, J.|titolo=Overview of the Orion Complex|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..459B|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Muench, A.; Getman, K.; Hillenbrand, L.; Preibisch, T.|titolo=Star Formation in the Orion Nebula I: Stellar Content|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..483M|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=O'Dell, C. R.; Muench, A.; Smith, N.; Zapata, L.|titolo=Star Formation in the Orion Nebula II: Gas, Dust, Proplyds and Outflows|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..544O|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Peterson, D. E.; Megeath, S. T.|titolo=The Orion Molecular Cloud 2/3 and NGC 1977 Regions|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..590P|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Allen, L. E.; Davis, C. J.|titolo=Low Mass Star Formation in the Lynds 1641 Molecular Cloud|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..621A|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Meyer, M. R.; Flaherty, K.; Levine, J. L.; Lada, E. A.; Bowler, B. P.; Kandori, R.|titolo=Star Formation in NGC 2023, NGC 2024, and Southern L1630|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..662M|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Gibb, A. G.|titolo=Star Formation in NGC 2068, NGC 2071, and Northern L1630|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..693G|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Walter, F. M.; Sherry, W. H.; Wolk, S. J.; Adams, N. R.|titolo=The σ Orionis Cluster|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..732W|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Mathieu, R. D.|titolo=The λ Orionis Star Forming Region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..757M|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Reipurth, B.; Megeath, S. T.; Bally, J.; Walawender, J.|titolo=The L1617 and L1622 Cometary Clouds in Orion|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..782R|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Alcalá, J. M.; Covino, E.; Leccia, S.|titolo=Orion Outlying Clouds|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..801A|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
*{{en}}{{cita pubblicazione|autore=Brice, C.|titolo=The Dispersed Young Population in Orion|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..838B|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pagine=1|anno=2008|mese=dicembre|cid=Bally, J. (2008)}}
===Carte celesti===
* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | id= ISBN 0-943396-14-X}}
* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 | ed=2 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998| id= ISBN 0-933346-90-5}}
* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001| id= ISBN 0-521-80084-6}}
==Voci correlate==
===Argomenti generali===
*[[Orione (costellazione)]]
*[[Nebulosa]]
*[[Nebulose nella cultura popolare]]
===Argomenti specifici===
*[[Bolla di Eridano]]
*[[Braccio di Orione]]
*[[Nebulosa di Orione]]
*[[Oggetti non stellari nella costellazione di Orione]]
*[[Regioni periferiche del Complesso di Orione]]
===Fenomeni e oggetti correlati===
*[[Associazione OB]]
*[[Formazione stellare]]
*[[Nube molecolare gigante]]
*[[Regione H II]]
*[[Gigante blu|Stella gigante blu]]
*[[Supergigante blu|Stella supergigante blu]]
*[[Superbolla]]
==Collegamenti esterni==
*{{en}} [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Orion_Complex.html Il complesso di orione]
*{{en}} [http://www.seds.org/messier/more/oricloud.html SEDS website]
*{{en}} [http://www.space-and-telescope.com/MessierObjects.aspx Tavola interattiva del Catalogo di Messier]
*{{en}} [http://www.space-and-telescope.com/ChrisOrionNebula.aspx Immagini di Orione]
*[http://www.foodsciencecentral.com/ Food Science Central] International Food Information Service (IFIS).
{{Complessi nebulosi giganti galattici}}
*[http://www.foodprocessing-technology.com/ Food processing technology] Worldwide food processing industry organisations and projects.
{{Complesso di Orione}}
*[http://www.food-info.net/it Food-Info] Largest consumer oriented information on food science and technology in many languages
{{Portale|oggetti del profondo cielo}}
*[http://www.hyfoma.com/ Food processing technology knowledge portal] Big knowledge base on the food processing industry in Europe.
*[http://www.effost.org European Federation of Food Science and Technology]
*[http://www.ansto.gov.au/ansto/bragg/projects/food_science.html Food Science Programme] Food Science research at the Bragg Institute in Australia
*[http://www.food-ingredients.com/ Food-ingredients.com] Industrial food ingredients search engine, especially meant for food technologists
[[Categoria:NebuloseTecnologia diffusealimentare | Tecnologia]]
[[Categoria:Complesso di Orione|*]]
[[Categoria:Complessi nebulosi molecolari]]
[[Categoria:Strutture del Braccio di Orione]]
[[caen:ComplexFood d'Oriótechnology]]
[[en:Orion Molecular Cloud Complex]]
[[pl:Obłok Molekularny w Orionie]]
[[ru:Облако Ориона]]
[[zh:獵戶座分子雲團]]
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