Orion Nebula

Orion Nebula

Mlhovina v Orionu (také známá jako Messier 42 , M42 nebo NGC 1976 ) je difúzní mlhovina nacházející se v Mléčné dráze jižně od Orionova pásu v souhvězdí Orionu . Je to jedna z nejjasnějších mlhovin a je viditelná pouhým okem na noční obloze. Je vzdálená 1 344 ± 20 světelných let (412,1 ± 6,1 pc ) a je nejbližší oblastí vzniku masivních hvězd k Zemi.. Průměr mlhoviny M42 se odhaduje na 24 světelných let. Má hmotnost asi 2000krát větší než Slunce . Starší texty často odkazují na mlhovinu v Orionu jako na Velká mlhovina v Orionu nebo Velká mlhovina v Orionu .

Mlhovina v Orionu je jedním z nejvíce zkoumaných a fotografovaných objektů na noční obloze a patří mezi nejintenzivněji zkoumané nebeské útvary.Mlhovina odhalila mnohé o procesu, jak se hvězdy a planetární systémy formují z kolabujících mračen plynu a prachu. Astronomové přímo pozorovali protoplanetární disky a hnědé trpaslíky v mlhovině, intenzivní a turbulentní pohyby plynu a fotoionizační efekty hmotných blízkých hvězd v mlhovině.

Fyzikální vlastnosti

"> Diskutovat o umístění mlhoviny v Orionu, o tom, co je vidět v oblasti tvorby hvězd, ao účincích mezihvězdných větrů na tvarování mlhoviny Souhvězdí Orion s mlhovinou v Orionu (nižší uprostřed)

Mlhovina v Orionu je viditelná pouhým okem i z oblastí zasažených určitým světelným znečištěním . Je viděn jako prostřední "hvězda" v "meči" Orionu, což jsou tři hvězdy umístěné jižně od Orionova pásu. Pozorovatelům s ostrýma očima se hvězda jeví jako rozmazaná a mlhovina je zřejmá dalekohledem nebo malým dalekohledem . Nejvyšší povrchová jasnost centrální oblasti je asi 17 Mag/arcsec 2 (asi 14 milinitů ) a vnější namodralá záře má maximální povrchovou jasnost 21,3 Mag/arcsec 2 ( asi 0,27 milinitů). (Na zde zobrazených fotografiích je jas, neboli svítivost , vylepšen velkým faktorem.)

Mlhovina v Orionu obsahuje velmi mladou otevřenou hvězdokupu známou jako Trapezium kvůli asterismu jejích primárních čtyř hvězd. Dvě z nich lze v noci s dobrým viděním rozložit na jejich dílčí binární systémy , což dává celkem šest hvězd. Hvězdy Trapezia, spolu s mnoha dalšími hvězdami, jsou stále ve svých raných letech . Trapéz je součástí mnohem větší kupy mlhovin v Orionu , což je sdružení asi 2 800 hvězd o průměru 20 světelných let. Před dvěma miliony let mohla být tato hvězdokupa domovem uprchlých hvězd AE Aurigae , 53 Arietis aMu Columbae , které se v současné době vzdalují od mlhoviny rychlostí větší než 100 km/s (62 mi/s).

Barevnost

Pozorovatelé již dlouho zaznamenali výrazný nazelenalý odstín mlhoviny, kromě oblastí červené a modrofialové. Červený odstín je výsledkem záření rekombinační linie Hα o vlnové délce 656,3 nm . Modrofialové zbarvení je odražené záření od hmotných hvězd třídy O v jádru mlhoviny.

Zelený odstín byl hádankou pro astronomy na počátku 20. století, protože žádná ze známých spektrálních čar v té době jej nedokázala vysvětlit. Objevily se určité spekulace, že čáry byly způsobeny novým prvkem a pro tento tajemný materiál byl vytvořen název mlhovina . S lepším pochopením atomové fyziky se však později zjistilo, že zelené spektrum bylo způsobeno málo pravděpodobným elektronovým přechodem ve dvojnásobně ionizovaném kyslíku , takzvaným " zakázaným přechodem ". Toto záření bylo tehdy v laboratoři nemožné reprodukovat, protože záviselo na klidua téměř bezkolizní prostředí nacházející se ve vysokém vakuu hlubokého vesmíru.

Historie

Messierova kresba mlhoviny v Orionu ve svých memoárech z roku 1771 Mémoires de l'Académie Royale

Objevily se spekulace, že Mayové ze Střední Ameriky mohli popsat mlhovinu v rámci svého mýtu o stvoření "Tři krbové kameny"; pokud ano, ty tři by odpovídaly dvěma hvězdám na základně Orionu, Rigel a Saiph , a další, Alnitaku na špičce "opasku" imaginárního lovce, vrcholům téměř dokonalého rovnostranného trojúhelníku s Orionovým Meč (včetně mlhoviny v Orionu) uprostřed trojúhelníku viděný jako šmouha kouře z kopálukadidlo v moderním mýtu, nebo v (překlad, který to naznačuje) starověký, doslovné nebo obrazné uhlíky ohnivého stvoření.

Ani Ptolemaiův Almagest , ani Al Sufiho Kniha stálých hvězd si této mlhoviny nevšimly, i když oba vypisovaly skvrny mlhoviny jinde na noční obloze; nezmínil se o tom ani Galileo , i když v letech 1610 a 1617 také provedl teleskopická pozorování kolem ní. To vedlo k určitým spekulacím, že vzplanutí svítících hvězd mohlo zvýšit jasnost mlhoviny.

První objev difúzní mlhoviny mlhoviny v Orionu je obecně připisován francouzskému astronomovi Nicolas-Claude Fabri de Peiresc 26. listopadu 1610, když zaznamenal její pozorování pomocí refrakčního dalekohledu , který koupil jeho patron Guillaume du Vair.

První publikované pozorování mlhoviny provedl jezuitský matematik a astronom Johann Baptist Cysat z Lucernu ve své monografii o kometách z roku 1619 (popisující pozorování mlhoviny, která mohou sahat až do roku 1611). Provedl srovnání mezi ní a jasnou kometou viděnou v roce 1618 a popsal, jak se mlhovina objevila v jeho dalekohledu jako:

je vidět, jak jsou některé hvězdy podobným způsobem stlačeny do velmi úzkého prostoru a jak kolem a mezi hvězdami se rozlévá bílé světlo jako bílý mrak

Jeho popis centrálních hvězd jako odlišných od hlavy komety v tom, že šlo o "obdélník", mohl být raným popisem kupy lichoběžníků .(První detekce tří ze čtyř hvězd této hvězdokupy je připisována Galileovi Galileimu 4. února 1617, ačkoli si nevšiml okolní mlhoviny - možná kvůli úzkému zornému poli. jeho raného dalekohledu. )

Mlhovina byla nezávisle "objevena" (ačkoli viditelná pouhým okem) v následujících letech několika dalšími významnými astronomy, včetně Giovanniho Battisty Hodierny (jehož náčrt byl první publikovaný v De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus ).

Charles Messier pozoroval mlhovinu 4. března 1769 a také zaznamenal tři hvězdy v Trapeziu. Messier vydal první vydání svého katalogu objektů hlubokého nebe v roce 1774 (dokončeno v roce 1771).Vzhledem k tomu, že mlhovina v Orionu byla 42. objektem v jeho seznamu, byla identifikována jako M42.

První fotografie mlhoviny v Orionu od Henryho Drapera z roku 1880. Jedna z fotografií mlhoviny v Orionu od Andrewa Ainslie Commona z roku 1883, první, která ukázala, že dlouhá expozice mohla zaznamenat nové hvězdy a mlhoviny neviditelné lidským okem.

V roce 1865 anglický amatérský astronom William Huggins použil svou metodu vizuální spektroskopie k prozkoumání mlhoviny, která ukázala, že je stejně jako jiné mlhoviny, které zkoumal, tvořena "světelným plynem". 30. září 1880 Henry Draper použil nový fotografický proces se suchými deskami pomocí 11palcového (28 cm) refrakčního dalekohledu k 51minutové expozici mlhoviny v Orionu, což je první případ astrofotografie mlhoviny v historii. . Další soubor fotografií mlhoviny z roku 1883 zaznamenal průlom v astronomické fotografii, když amatérský astronom Andrew Ainslie Commonpoužil proces suché desky k záznamu několika snímků v expozicích až 60 minut pomocí 36palcového (91 cm) odrazného dalekohledu , který zkonstruoval na dvorku svého domu v Ealingu v západním Londýně. Tyto snímky poprvé ukázaly detaily hvězd a mlhovin příliš slabé na to, aby je lidské oko vidělo.

V roce 1902 Vogel a Eberhard objevili v mlhovině různé rychlosti a do roku 1914 astronomové v Marseille použili interferometr k detekci rotace a nepravidelných pohybů. Campbell a Moore potvrdili tyto výsledky pomocí spektrografu a prokázali turbulence v mlhovině.

V roce 1931 Robert J. Trumpler poznamenal, že slabší hvězdy poblíž lichoběžníku vytvořily kupu a jako první je pojmenoval kupa lichoběžníku. Na základě jejich magnitud a spektrálních typů odvodil odhad vzdálenosti 1800 světelných let. To bylo třikrát dále než běžně přijímaný odhad vzdálenosti v daném období, ale bylo mnohem blíže moderní hodnotě.

V roce 1993 Hubbleův vesmírný dalekohled poprvé pozoroval mlhovinu v Orionu. Od té doby je mlhovina častým cílem studií HST. Snímky byly použity k vytvoření podrobného modelu mlhoviny ve třech rozměrech. Protoplanetární disky byly pozorovány kolem většiny nově vzniklých hvězd v mlhovině a byly studovány ničivé účinky vysoké úrovně ultrafialové energie z nejhmotnějších hvězd.

V roce 2005 dokončil nástroj Advanced Camera for Surveys Hubbleova vesmírného dalekohledu zachycení dosud nejpodrobnějšího snímku mlhoviny. Snímek byl pořízen přes 104 oběžných drah dalekohledu a zachytil více než 3 000 hvězd až do 23. magnitudy, včetně malých hnědých trpaslíků a možných dvojhvězd hnědého trpaslíka . O rok později vědci pracující s HST oznámili vůbec první hmotnosti dvojice zákrytových binárních hnědých trpaslíků, 2MASS J05352184-0546085 . Pár se nachází v mlhovině Orion a má přibližné hmotnosti 0,054 M a 0,034 M respektive s oběžnou dobou 9,8 dne. Překvapivě se také ukázalo, že masivnější z dvojice je méně svítivý.

Struktura

Hvězdná mapa mlhoviny v Orionu. Optické snímky odhalují oblaka plynu a prachu v mlhovině Orion; infračervený snímek (vpravo) odhaluje nové hvězdy zářící uvnitř.

Celá mlhovina v Orionu se rozprostírá přes 1° oblast oblohy a zahrnuje neutrální mračna plynu a prachu , asociace hvězd , ionizované objemy plynu a reflexní mlhoviny .

Mlhovina je součástí mnohem větší mlhoviny, která je známá jako komplex molekulárních mraků v Orionu . Komplex molekulárního mračna v Orionu se rozprostírá v souhvězdí Orionu a zahrnuje Barnardovu smyčku , mlhovinu Koňská hlava , M43 , M78 a mlhovinu Plamen . Hvězdy se tvoří v celém oblačném komplexu, ale většina mladých hvězd je soustředěna v hustých kupách, jako je ta, která osvětluje mlhovinu v Orionu.

Orion Molekulární mrak z VISTA odhaluje mnoho mladých hvězd a dalších objektů.

Současný astronomický model mlhoviny sestává z ionizované ( H II ) oblasti, zhruba se středem na Theta 1 Orionis C , která leží na straně protáhlého molekulárního mračna v dutině tvořené hmotnými mladými hvězdami. (Theta 1 Orionis C vyzařuje 3-4krát více fotoionizujícího světla než další nejjasnější hvězda Theta 2 Orionis A.) Oblast H II má teplotu v rozmezí až 10 000 K, ale tato teplota dramaticky klesá blízko okraje. mlhoviny. Mlhová emise pochází primárně z fotoionizovaného plynu na zadním povrchu dutiny. Oblast H II je obklopena nepravidelným, konkávním zálivem neutrálnějšího mraku s vysokou hustotou, se shluky neutrálního plynu ležícími mimo oblast zálivu. To zase leží na obvodu Orionského molekulárního mračna. Plyn v molekulárním oblaku vykazuje řadu rychlostí a turbulencí, zejména v oblasti jádra. Relativní pohyby jsou až 10 km/s (22 000 mi/h), s místními odchylkami až 50 km/s a možná i více.

Pozorovatelé pojmenovali různé útvary v mlhovině v Orionu. Tmavá ulička, která se táhne od severu směrem ke světlé oblasti, se nazývá "rybí tlama". Osvětlené oblasti na obou stranách se nazývají "křídla". Mezi další funkce patří "The Sword", "The Thrust" a "The Sail".

formace hvězd

Pohled na několik proplydů v mlhovině Orion pořízený Hubbleovým vesmírným dalekohledem Ohňostroj formace hvězd v Orionu

Mlhovina v Orionu je příkladem hvězdné školky , kde se rodí nové hvězdy. Pozorování mlhoviny odhalilo přibližně 700 hvězd v různých fázích formování v mlhovině.

V roce 1979 pozorování elektronickou kamerou Lallemand na observatoři Pic-du-Midi ukázala šest nevyřešených vysoce ionizačních zdrojů poblíž kupy Trapezium .Tyto zdroje byly interpretovány jako částečně ionizované globule (PIGs). Myšlenka byla, že tyto objekty jsou ionizovány zvenčí M42. Pozdější pozorování pomocí Very Large Array ukázala kondenzace o velikosti sluneční soustavy spojené s těmito zdroji. Zde se objevila myšlenka, že tyto objekty by mohly být hvězdy s nízkou hmotností obklopené vypařujícím se protohvězdným akrečním diskem. Pozorování pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu v roce 1993 přinesla hlavní potvrzeníprotoplanetární disky v mlhovině Orion, které byly nazvány proplyd . HST jich v mlhovině odhalilo více než 150 a jsou považovány za systémy v nejranějších fázích formování sluneční soustavy . Pouhé množství z nich bylo použito jako důkaz, že formování hvězdných systémů je ve vesmíru poměrně běžné .

Hvězdy se tvoří , když se shluky vodíku a jiných plynů v oblasti H II smršťují vlastní gravitací. Jak plyn kolabuje, centrální shluk sílí a plyn se zahřívá na extrémní teploty přeměnou gravitační potenciální energie na tepelnou energii . Pokud se teplota dostatečně zvýší, jaderná fúze se zapálí a vytvoří protohvězdu . Protostar se "zrodí", když začne vyzařovat dostatek radiační energie, aby vyrovnala svou gravitaci a zastavila gravitační kolaps.

Oblak materiálu obvykle zůstává v podstatné vzdálenosti od hvězdy, než dojde k zapálení fúzní reakce. Tento zbytkový mrak je protoplanetární disk protohvězdy, kde se mohou tvořit planety. Nedávná infračervená pozorování ukazují, že prachová zrna v těchto protoplanetárních discích rostou a začínají na cestě k formování planetesimál .

Jakmile protohvězda vstoupí do fáze své hlavní sekvence , je klasifikována jako hvězda. I když většina planetárních disků může tvořit planety, pozorování ukazují, že intenzivní hvězdné záření by mělo zničit všechny proplydy, které se vytvořily poblíž skupiny Trapezium, pokud je skupina tak stará jako nízkohmotné hvězdy v kupě. Protože proplydy se nacházejí velmi blízko skupiny Trapezium, lze tvrdit, že tyto hvězdy jsou mnohem mladší než ostatní členové kupy.

Hvězdný vítr a efekty

Jakmile se hvězdy v mlhovině zformují, vyzařují proud nabitých částic známých jako hvězdný vítr . Masivní hvězdy a mladé hvězdy mají mnohem silnější hvězdné větry než Slunce . Vítr při setkání s plynem v mlhovině vytváří rázové vlny nebo hydrodynamické nestability, které následně tvarují plynová oblaka. Rázové vlny z hvězdného větru také hrají velkou roli při tvorbě hvězd tím, že zhutňují oblaka plynu a vytvářejí nehomogenity hustoty, které vedou ke gravitačnímu kolapsu oblaku.

Pohled na vlnky ( Kelvin-Helmholtz instability ) vzniklé působením hvězdných větrů na mrak.

V mlhovině v Orionu existují tři různé druhy otřesů. Mnohé se objevují v objektech Herbig-Haro :

• Bow šoky jsou stacionární a vznikají, když se dva proudy částic navzájem srazí. Jsou přítomny v blízkosti nejžhavějších hvězd v mlhovině, kde se rychlost hvězdného větru odhaduje na tisíce kilometrů za sekundu, a ve vnějších částech mlhoviny, kde jsou rychlosti desítky kilometrů za sekundu. Na předním konci hvězdných výtrysků se mohou také tvořit rázy přídě, když výtrysk narazí na mezihvězdné částice .
• Tryskové rázy vznikají z výtrysků materiálu vyrážejících z novorozených hvězd T Tauri . Tyto úzké proudy se pohybují rychlostí stovek kilometrů za sekundu a stávají se šoky, když narazí na relativně stacionární plyny.
• Pokřivené rázy se pozorovateli jeví jako luk. Vznikají, když proudem poháněný šok narazí na plyn pohybující se v křížovém proudu.
• Interakce hvězdného větru s okolním mrakem také tvoří "vlny", o kterých se předpokládá, že jsou způsobeny hydrodynamickou Kelvin-Helmholtzovou nestabilitou .

Dynamické pohyby plynu v M42 jsou složité, ale směřují ven otvorem v zálivu a směrem k Zemi. Velká neutrální oblast za ionizovanou oblastí se v současnosti smršťuje vlastní gravitací.

Existují také nadzvukové "kulky" plynu prorážející vodíková mračna mlhoviny v Orionu. Každá kulka má desetkrát větší průměr než oběžná dráha Pluta a je zakončena atomy železa zářícími v infračervené oblasti. Vznikly pravděpodobně o tisíc let dříve neznámou násilnou událostí.

Evoluce

Panoramatický snímek středu mlhoviny pořízený Hubbleovým dalekohledem. Tento pohled má průměr asi 2,5 světelného roku. Trapezium je uprostřed vlevo.

Mezihvězdná mračna , jako je mlhovina v Orionu, se nacházejí v galaxiích , jako je Mléčná dráha . Začínají jako gravitačně vázané kapky studeného neutrálního vodíku, smíšené se stopami dalších prvků. Oblak může obsahovat stovky tisíc slunečních hmot a rozprostírá se stovky světelných let. Malá gravitační síla, která by mohla donutit mrak ke kolapsu, je vyvážena velmi slabým tlakem plynu v oblaku.

Atomy jsou vysráženy do těžších molekul a výsledkem je molekulární mrak , ať už kvůli srážkám se spirálním ramenem nebo rázovou vlnou vyzařovanou ze supernov . To předznamenává vznik hvězd v oblaku, o kterém se obvykle předpokládá, že k němu dojde v období 10-30 milionů let, jak oblasti míjejí Jeansovu hmotu a destabilizované svazky se zhroutí do disků. Disk se soustředí v jádru a vytvoří hvězdu, která může být obklopena protoplanetárním diskem. Toto je současná fáze vývoje mlhoviny, přičemž z kolabujícího molekulárního mračna stále vznikají další hvězdy. Předpokládá se, že nejmladší a nejjasnější hvězdy, které nyní vidíme v mlhovině Orion, jsou mladší než 300 000 let, a nejjasnější může být starý jen 10 000 let. Některé z těchto kolabujících hvězd mohou být obzvláště masivní a mohou emitovat velké množství ionizujícího ultrafialového záření. Příkladem je shluk Trapezium. Postupem času ultrafialové světlo z hmotných hvězd ve středu mlhoviny odtlačí okolní plyn a prach v procesu zvaném fotovypařování . Tento proces je zodpovědný za vytvoření vnitřní dutiny mlhoviny, což umožňuje pozorování hvězd v jádru ze Země. Největší z těchto hvězd mají krátkou životnost a vyvinou se v supernovy.

Během asi 100 000 let bude většina plynu a prachu vyvržena. Pozůstatky vytvoří mladou otevřenou hvězdokupu, shluk jasných, mladých hvězd obklopených tenkými vlákny z bývalého oblaku.