Mgławica Oriona - Orion Nebula

Mgławica Oriona
Mgławica dyfuzyjna
Mgławica Oriona - Hubble 2006 mozaika 18000.jpg
Cała Mgławica Oriona na złożonym obrazie światła widzialnego i podczerwieni; wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a w 2006 r.
Dane obserwacyjne: Epoka J2000
Podtyp Odbicie / Emisja
rektascensja 05 godz. 35 m 17,3 s
Deklinacja -05° 23′ 28″
Dystans 1344 ± 20  ly    (412  PC )
Pozorna wielkość (V) +4,0
Pozorne wymiary (V) 65×60  arcmin
Konstelacja Orion
Charakterystyka fizyczna
Promień 1,2 ly
Wielkość bezwzględna (V) —
Wybitne cechy Klaster trapezowy
Oznaczenia NGC 1976, M42,
LBN 974, Sharpless 281
Zobacz także: Listy mgławic

Orion Nebula (znany również jako Messier 42 , M42 lub NGC 1976 ) to mgławica rozproszone położony w Drodze Mlecznej , będąc na południe od pasa Oriona w konstelacji Oriona . Jest to jedna z najjaśniejszych mgławic i jest widoczna gołym okiem na nocnym niebie. Jest 1,344 ± 20 lat świetlnych (412,1 ± 6,1  pc ) i oddalony jest najbliższy region masywnej gwiazdy formacji na Ziemi . Szacuje się, że mgławica M42 ma 24 lata świetlne średnicy. Ma masę około 2000 razy większą od masy Słońca . Starsze teksty często odnoszą się do Mgławicy Oriona jako Wielkiej Mgławicy Oriona lub Wielkiej Mgławicy Oriona .

Mgławica Oriona jest jednym z najczęściej badanych i fotografowanych obiektów na nocnym niebie i należy do najintensywniej badanych obiektów niebieskich. Mgławica ujawniła wiele na temat procesu powstawania gwiazd i układów planetarnych z zapadających się obłoków gazu i pyłu. Astronomowie bezpośrednio obserwowali dyski protoplanetarne i brązowe karły w mgławicy, intensywne i burzliwe ruchy gazu oraz fotojonizujące efekty masywnych pobliskich gwiazd w mgławicy.

Charakterystyka fizyczna

Omówienie położenia Mgławicy Oriona, tego, co widać w obszarze formowania się gwiazd oraz wpływu wiatrów międzygwiezdnych na kształtowanie mgławicy
Konstelacja Oriona z Mgławicą Oriona (dolny środek)

Mgławica jest widoczna gołym okiem nawet z obszarów dotkniętych pewnym zanieczyszczeniem światłem . Jest widziana jako środkowa „gwiazda” w „mieczu” Oriona, które są trzema gwiazdami znajdującymi się na południe od Pasa Oriona. Dla bystrookich obserwatorów gwiazda wydaje się niewyraźna, a mgławica jest widoczna w lornetce lub małym teleskopie . Jasność powierzchni piku w obszarze środkowym znajduje się około 17 arcsec Mag / 2 (około 14 milisekund nitów ) i zewnętrzna niebieskawy blask ma pik jasność powierzchni 21,3 Mag / arcsec 2 (około 0,27 millinits). (Na pokazanych tutaj zdjęciach jasność lub luminancja jest znacznie wzmocniona.)

Mgławica Oriona zawiera bardzo młodą gromadę otwartą , znaną jako Trapez ze względu na asteryzm jej czterech głównych gwiazd. Dwa z nich można rozdzielić na ich składowe układy podwójne w nocy z dobrym widzeniem , co daje w sumie sześć gwiazd. Gwiazdy trapezu, podobnie jak wiele innych gwiazd, są jeszcze we wczesnych latach . Trapez jest składnikiem znacznie większej Gromady Mgławicy Oriona , zespołu około 2800 gwiazd o średnicy 20 lat świetlnych. Dwa miliony lat temu ta gromada mogła być domem dla uciekających gwiazd AE Aurigae , 53 Arietis i Mu Columbae , które obecnie oddalają się od mgławicy z prędkością większą niż 100 km/s (62 mil/s).

Ubarwienie

Obserwatorzy od dawna zauważyli charakterystyczny zielonkawy odcień mgławicy, oprócz obszarów czerwieni i niebiesko-fioletowego. Czerwony odcień jest wynikiem promieniowania linii rekombinacyjnej Hα o długości fali 656,3 nm . Zabarwienie niebiesko-fioletowe to promieniowanie odbite od masywnych gwiazd klasy O w jądrze mgławicy.

Zielony odcień był zagadką dla astronomów na początku XX wieku, ponieważ żadna ze znanych w tym czasie linii widmowych nie była w stanie tego wyjaśnić. Pojawiły się spekulacje, że linie zostały spowodowane przez nowy pierwiastek, a nazwa nebulium została ukuta dla tego tajemniczego materiału. Jednak przy lepszym zrozumieniu fizyki atomowej ustalono później, że zielone widmo jest spowodowane nisko prawdopodobnym przejściem elektronowym w podwójnie zjonizowanym tlenie , tak zwanym „ zabronionym przejściem ”. Promieniowanie to było wtedy prawie niemożliwe do odtworzenia w laboratorium, ponieważ zależało od spokojnego i niemal bezkolizyjnego środowiska występującego w wysokiej próżni przestrzeni kosmicznej.

Historia

Rysunek Messiera przedstawiający Mgławicę Oriona w jego pamiętnikach z 1771 r., Mémoires de l'Académie Royale

Spekulowano, że Majowie z Ameryki Środkowej mogli opisać mgławicę w swoim micie stworzenia „Trzech Hearthstones”; jeśli tak, to trzy odpowiadałaby dwóch gwiazd u podstawy Orion, Rigel i Saiph , a inny, Alnitak w końcówce „pas” z wyobrażonym myśliwego, wierzchołki o prawie idealnego trójkąta równobocznego o Miecz Oriona (w tym Mgławica Oriona) w środku trójkąta widzianego jako smuga dymu z kadzidła kopalowego we współczesnym micie lub (w tłumaczeniu, które sugeruje) starożytny, dosłowny lub przenośny żar ognistego stworzenia.

Ani Ptolemeusza „s Almagest ani Al Sufi ” s Book gwiazd stałych zauważyć tę mgławicę, choć oboje wymienione płaty mgławicy gdzie indziej na nocnym niebie; Galileusz też o tym nie wspomniał, chociaż w 1610 i 1617 dokonał również obserwacji teleskopowych wokół niej. Doprowadziło to do spekulacji, że rozbłyski świecących gwiazd mogły zwiększyć jasność mgławicy.

Pierwsze odkrycie rozmytej mgławicowej natury Mgławicy Oriona powszechnie przypisuje się francuskiemu astronomowi Nicolasowi-Claude'owi Fabri de Peiresc , 26 listopada 1610 roku, kiedy dokonał zapisu obserwacji jej za pomocą teleskopu refrakcyjnego zakupionego przez jego patrona Guillaume du Vair .

Pierwszą opublikowaną obserwacją mgławicy dokonał jezuicki matematyk i astronom Johann Baptist Cysat z Lucerny w swojej monografii o kometach z 1619 roku (opisującej obserwacje mgławicy, które mogą sięgać 1611 roku). Porównał ją z jasną kometą widzianą w 1618 roku i opisał, jak mgławica pojawiła się przez jego teleskop jako:

widać, jak w podobny sposób niektóre gwiazdy są ściśnięte w bardzo wąską przestrzeń i jak dookoła i między gwiazdami wylewa się białe światło, podobne do białego obłoku

Jego opis gwiazd centralnych jako różniących się od głowy komety tym, że były "prostokątem", mógł być wczesnym opisem Gromady Trapezowej . (Pierwsze wykrycie trzech z czterech gwiazd tej gromady przypisuje się Galileo Galilei 4 lutego 1617, chociaż nie zauważył otaczającej mgławicy – ​​prawdopodobnie z powodu wąskiego pola widzenia jego wczesnego teleskopu.)

Mgławica została niezależnie „odkryta” (choć widoczna gołym okiem) przez kilku innych wybitnych astronomów w kolejnych latach, w tym przez Giovanniego Battistę Hodiernę (którego szkic był pierwszym opublikowanym w De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus ).

Charles Messier obserwował mgławicę 4 marca 1769 roku i zauważył również trzy gwiazdy w Trapezie. Messier opublikował pierwszą edycję swojego katalogu obiektów głębokiego nieba w 1774 (ukończony w 1771). Ponieważ Mgławica Oriona była 42. obiektem na jego liście, została zidentyfikowana jako M42.

Zdjęcie Mgławicy Oriona autorstwa Henry'ego Drapera z 1880 roku, pierwsze w historii.
Jedna z fotografii Mgławicy Oriona, autorstwa Andrew Ainslie Commona z 1883 roku, pierwsza, która pokazuje, że długie naświetlanie może rejestrować nowe gwiazdy i mgławice niewidoczne dla ludzkiego oka.

W 1865 roku angielski astronom-amator William Huggins użył swojej metody wizualnej spektroskopii do zbadania mgławicy pokazującej, że podobnie jak inne mgławice, które badał, składa się z „gazu świetlnego”. 30 września 1880 roku Henry Draper wykorzystał nowy proces fotografii suchej płyty za pomocą 11-calowego (28 cm) teleskopu refrakcyjnego, aby wykonać 51-minutową ekspozycję Mgławicy Oriona, pierwszego w historii egzemplarza astrofotografii mgławicy. Kolejny zestaw fotografii mgławicy z 1883 roku przyniósł przełom w fotografii astronomicznej, kiedy astronom amator Andrew Ainslie Common wykorzystał proces suchej płyty do zarejestrowania kilku obrazów w czasie ekspozycji do 60 minut za pomocą 36-calowego (91 cm) teleskopu zwierciadlanego , który skonstruował na podwórku jego domu w Ealing w zachodnim Londynie. Obrazy te po raz pierwszy ukazywały gwiazdy i szczegóły mgławic zbyt słabe, by mogły być dostrzeżone przez ludzkie oko.

W 1902 Vogel i Eberhard odkryli różne prędkości w mgławicy, a do 1914 astronomowie z Marsylii używali interferometru do wykrywania rotacji i nieregularnych ruchów. Campbell i Moore potwierdzili te wyniki za pomocą spektrografu, demonstrując turbulencje w mgławicy.

W 1931 Robert J. Trumpler zauważył, że słabsze gwiazdy w pobliżu trapezu utworzyły gromadę i jako pierwszy nazwał je gromadą trapezową. Na podstawie ich wielkości i typów widmowych oszacował odległość na 1800 lat świetlnych. Było to trzy razy dalej niż powszechnie akceptowane szacunki odległości z tego okresu, ale było znacznie bliższe wartościom współczesnym.

W 1993 roku Kosmiczny Teleskop Hubble'a po raz pierwszy zaobserwował Mgławicę Oriona. Od tego czasu mgławica jest częstym celem badań HST. Zdjęcia posłużyły do ​​zbudowania szczegółowego modelu mgławicy w trzech wymiarach. Wokół większości nowo powstałych gwiazd w mgławicy zaobserwowano dyski protoplanetarne , a także zbadano niszczący wpływ wysokich poziomów energii ultrafioletowej z najbardziej masywnych gwiazd.

W 2005 roku instrument Advanced Camera for Surveys z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a zakończył przechwytywanie najbardziej szczegółowego obrazu mgławicy, jaki dotychczas wykonano. Zdjęcie wykonano przez 104 orbity teleskopu, przechwytując ponad 3000 gwiazd o jasności do 23 magnitudo, w tym młode brązowe karły i możliwe gwiazdy podwójne brązowych karłów . Rok później naukowcy pracujący z HST ogłosili pierwsze w historii masy pary zaćmieniowych podwójnych brązowych karłów, 2MASS J05352184-0546085 . Para znajduje się w Mgławicy Oriona i ma masy odpowiednio 0,054  M ☉ i 0,034  M ☉ , z okresem orbitalnym 9,8 dnia. Co zaskakujące, bardziej masywny z nich okazał się również mniej świecący.

Struktura

Mapa gwiazdowa Mgławicy Oriona.
Obrazy optyczne ujawniają chmury gazu i pyłu w Mgławicy Oriona; zdjęcie w podczerwieni (po prawej) ujawnia nowe gwiazdy świecące wewnątrz.

Całość Mgławicy Oriona rozciąga się na 1° obszaru nieba i zawiera neutralne obłoki gazu i pyłu , asocjacje gwiazd , zjonizowane objętości gazu i mgławice refleksyjne .

Mgławica jest częścią znacznie większej mgławicy znanej jako Kompleks Obłoków Molekularnych Oriona . Orion cząsteczkowa Chmura Kompleks rozciąga się na konstelacji z Orion i obejmuje pętlę Barnard jest , z mgławicy , M43 , M78 , a płomień Nebula . Gwiazdy powstają w całym Kompleksie Obłoków, ale większość młodych gwiazd skupia się w gęstych gromadach, takich jak ta oświetlająca Mgławicę Oriona.

Orion Obłok molekularny z VISTA ujawnia wiele młodych gwiazd i innych obiektów.

Obecny model astronomiczny mgławicy składa się ze zjonizowanego obszaru ( H II ), z grubsza wyśrodkowanego na Theta 1 Orionis C , który leży z boku wydłużonego obłoku molekularnego we wnęce utworzonej przez masywne młode gwiazdy. (Theta 1 Orionis C emituje 3-4 razy więcej światła fotojonizującego niż następna najjaśniejsza gwiazda, Theta 2 Orionis A.) Obszar H II ma temperaturę sięgającą 10 000 K, ale temperatura ta dramatycznie spada w pobliżu krawędzi mgławicy . Emisja mgławicowa pochodzi głównie z fotojonizowanego gazu na tylnej powierzchni wnęki. Region H II otoczony jest nieregularną, wklęsłą zatoką bardziej neutralnych chmur o dużej gęstości, ze skupiskami neutralnego gazu leżącymi poza obszarem zatoki. To z kolei leży na obwodzie Obłoku Molekularnego Oriona. Gaz w obłoku molekularnym wykazuje szereg prędkości i turbulencji, szczególnie wokół rdzenia. Ruchy względne wynoszą do 10 km/s (22 000 mil/h), z lokalnymi wahaniami do 50 km/s i prawdopodobnie więcej.

Obserwatorzy nadali nazwy różnym cechom Mgławicy Oriona. Ciemny pas, który rozciąga się od północy w kierunku jasnego obszaru, nazywa się „Rybią Paszczą”. Oświetlone obszary po obu stronach nazywane są „Skrzydłami”. Inne funkcje to „Miecz”, „Pchnięcie” i „Żagiel”.

Formacja gwiazd

Widok kilku proplyd w Mgławicy Oriona wykonany przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a
Fajerwerki w formacji gwiazd w Orion

Mgławica Oriona jest przykładem gwiezdnego żłobka, w którym rodzą się nowe gwiazdy. Obserwacje mgławicy ujawniły około 700 gwiazd w różnych stadiach formowania się w obrębie mgławicy.

W 1979 roku obserwacje kamerą elektroniczną Lallemand w Obserwatorium Pic-du-Midi wykazały sześć nierozwiązanych źródeł wysokiej jonizacji w pobliżu Gromady Trapezowej . Źródła te zostały zinterpretowane jako częściowo zjonizowane globule (PIG). Pomysł polegał na tym, że te obiekty są jonizowane z zewnątrz przez M42. Późniejsze obserwacje za pomocą Very Large Array wykazały kondensacje wielkości układu słonecznego związane z tymi źródłami. Tutaj pojawił się pomysł, że obiekty te mogą być małomasywnymi gwiazdami otoczonymi przez wyparowujący protogwiazdowy dysk akrecyjny. W 1993 roku obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a przyniosły główne potwierdzenie istnienia dysków protoplanetarnych w Mgławicy Oriona, które nazwano proplyds . HST ujawniło ponad 150 z nich w mgławicy i uważa się je za układy w najwcześniejszych stadiach formowania się Układu Słonecznego . Sama ich liczba została wykorzystana jako dowód, że formowanie się systemów gwiezdnych jest dość powszechne we wszechświecie .

Gwiazdy powstają, gdy skupiska wodoru i innych gazów w regionie H II kurczą się pod wpływem własnej grawitacji. Jako gaz opada centralny kępy wzmacnia się i to że gaz podgrzewa się do temperatury ekstremalne, przekształcając grawitacyjnego energię potencjalną na energię cieplną . Jeśli temperatura będzie wystarczająco wysoka, fuzja jądrowa zapali się i utworzy protogwiazdę . Protogwiazda „rodzi się”, kiedy zaczyna emitować wystarczającą ilość energii promieniowania, aby zrównoważyć swoją grawitację i zatrzymać zapadanie grawitacyjne .

Zazwyczaj chmura materii pozostaje w znacznej odległości od gwiazdy, zanim nastąpi zapłon reakcji syntezy jądrowej. Ta szczątkowa chmura jest dyskiem protoplanetarnym protogwiazdy, na którym mogą powstawać planety. Ostatnie obserwacje w podczerwieni pokazują, że ziarna pyłu w tych dyskach protoplanetarnych rosną, zaczynając na drodze do formowania planetozymali .

Gdy protogwiazda wejdzie w fazę głównej sekwencji , zostaje sklasyfikowana jako gwiazda. Mimo że większość dysków planetarnych może formować planety, obserwacje pokazują, że intensywne promieniowanie gwiazd powinno zniszczyć wszelkie proplydy, które uformowały się w pobliżu grupy Trapezium, jeśli grupa jest tak stara jak małomasywne gwiazdy w gromadzie. Ponieważ proplydy znajdują się bardzo blisko grupy Trapezium, można argumentować, że te gwiazdy są znacznie młodsze niż reszta członków gromady.

Gwiezdny wiatr i efekty

Po uformowaniu gwiazdy w mgławicy emitują strumień naładowanych cząstek znanych jako wiatr gwiazdowy . Masywne gwiazdy i młode gwiazdy mają znacznie silniejsze wiatry gwiazdowe niż Słońce . Wiatr tworzy fale uderzeniowe lub niestabilność hydrodynamiczną, gdy napotyka gaz w mgławicy, który następnie kształtuje obłoki gazu. Fale uderzeniowe wiatru gwiazdowego również odgrywają dużą rolę w formowaniu się gwiazd, zagęszczając obłoki gazu, tworząc niejednorodności gęstości, które prowadzą do grawitacyjnego zapadania się obłoku.

Widok zmarszczek ( niestabilność Kelvina-Helmholtza ) powstałych w wyniku działania wiatrów gwiazdowych na chmurę.

W Mgławicy Oriona występują trzy różne rodzaje wstrząsów. Wiele z nich występuje w obiektach Herbiga-Haro :

  • Wstrząsy dziobowe są nieruchome i powstają, gdy zderzają się ze sobą dwa strumienie cząstek. Są one obecne w pobliżu najgorętszych gwiazd w mgławicy, gdzie prędkość wiatru gwiazdowego szacowana jest na tysiące kilometrów na sekundę oraz w zewnętrznych częściach mgławicy, gdzie prędkość wiatru wynosi dziesiątki kilometrów na sekundę. Wstrząsy dziobowe mogą również tworzyć się na przednim końcu dżetów gwiezdnych, gdy dżet uderza w cząstki międzygwiazdowe .
  • Wstrząsy napędzane odrzutami powstają z dżetów materii wytryskujących z nowonarodzonych gwiazd T Tauri . Te wąskie strumienie poruszają się z prędkością setek kilometrów na sekundę i stają się wstrząsami, gdy napotykają stosunkowo nieruchome gazy.
  • Wypaczone wstrząsy wyglądają jak łuk dla obserwatora. Powstają, gdy wstrząs napędzany strumieniem napotka gaz poruszający się w prądzie krzyżowym.
  • Oddziaływanie wiatru gwiezdnego z otaczającą chmurą również tworzy „fale”, które, jak się uważa, wynikają z hydrodynamicznej niestabilności Kelvina-Helmholtza .

Dynamiczne ruchy gazu w M42 są złożone, ale wychodzą przez otwór w zatoce w kierunku Ziemi. Duży neutralny obszar za zjonizowanym regionem kurczy się obecnie pod wpływem własnej grawitacji.

Istnieją również naddźwiękowe „pociski” gazu przebijające obłoki wodorowe Mgławicy Oriona. Każdy pocisk ma średnicę dziesięć razy większą od orbity Plutona i jest zakończony atomami żelaza świecącymi w podczerwieni. Powstały prawdopodobnie tysiąc lat wcześniej w wyniku nieznanego gwałtownego wydarzenia.

Ewolucja

Zdjęcie panoramiczne centrum mgławicy wykonane przez Teleskop Hubble'a. Ten widok ma średnicę około 2,5 roku świetlnego. Trapez znajduje się pośrodku po lewej stronie.

Obłoki międzygwiazdowe, takie jak Mgławica Oriona, znajdują się w galaktykach, takich jak Droga Mleczna . Zaczynają się jako związane grawitacyjnie krople zimnego, obojętnego wodoru, zmieszane ze śladami innych pierwiastków. Chmura może zawierać setki tysięcy mas Słońca i rozciągać się na setki lat świetlnych. Niewielka siła grawitacji, która mogłaby zmusić obłok do zapadnięcia się, jest równoważona przez bardzo słabe ciśnienie gazu w obłoku.

Czy to w wyniku zderzeń z ramieniem spiralnym, czy też poprzez falę uderzeniową emitowaną przez supernowe , atomy wytrącają się w cięższe cząsteczki, czego wynikiem jest obłok molekularny. To zapowiada powstawanie gwiazd w obłoku, co zwykle uważa się za okres 10-30 milionów lat, gdy regiony mijają masę Jeansa, a zdestabilizowane objętości zapadają się w dyski. Dysk koncentruje się w jądrze, tworząc gwiazdę, która może być otoczona przez dysk protoplanetarny. Jest to obecny etap ewolucji mgławicy, w którym z zapadającego się obłoku molekularnego wciąż powstają kolejne gwiazdy. Uważa się, że najmłodsze i najjaśniejsze gwiazdy, jakie obecnie widzimy w Mgławicy Oriona, mają mniej niż 300 000 lat, a najjaśniejsze mogą mieć zaledwie 10 000 lat. Niektóre z tych zapadających się gwiazd mogą być szczególnie masywne i mogą emitować duże ilości jonizującego promieniowania ultrafioletowego . Przykładem tego jest gromada Trapez. Z czasem światło ultrafioletowe z masywnych gwiazd w centrum mgławicy wypchnie otaczający gaz i pył w procesie zwanym fotoparowaniem . Proces ten jest odpowiedzialny za stworzenie wewnętrznej wnęki mgławicy, umożliwiając oglądanie gwiazd w jądrze z Ziemi. Największe z tych gwiazd mają krótkie okresy życia i ewoluują, by stać się supernowymi.

W ciągu około 100 000 lat większość gazu i pyłu zostanie wyrzucona. Szczątki uformują młodą gromadę otwartą, gromadę jasnych, młodych gwiazd otoczonych przez delikatne włókna z poprzedniego obłoku.

Zobacz też

Uwagi

  1. ^ 1270 × tan( 66′ / 2 ) = 12 ly. promień
  2. ^ Ze stref umiarkowanych na półkuli północnej mgławica pojawia się poniżej Pasa Oriona; ze stref umiarkowanych na półkuli południowej mgławica pojawia się nad pasem.
  3. ^ C. Robert O'Dell skomentował ten artykuł w Wikipedii: „Jedynym rażącym błędem jest ostatnie zdanie w sekcji Stellar Formation. zniszczył wszelkie proplydy, które uformowały się w pobliżu grupy trapezowej, jeśli grupa jest tak stara jak gwiazdy o małej masie w gromadzie.Ponieważ proplydy znajdują się bardzo blisko grupy trapezowej, można argumentować, że te gwiazdy są znacznie młodsze niż reszta członków klastra”.

Bibliografia

Zewnętrzne linki

Współrzędne : Mapa nieba 05 h 35 m 17,3 s , −05° 23′ 28″