Туманность Ориона
Диффузная туманность в созвездии Ориона

Туманность Ориона
Диффузная туманность
Вся туманность Ориона на составном изображении в видимом свете и инфракрасном диапазоне; получено космическим телескопом «Хаббл» в 2006 году.
Данные наблюдений: эпоха J2000
ПодтипОтражение / Излучение [2]
прямое восхождение05 ч 35 м 17,3 с [1]
Склонение−05° 23′ 28″ [1]
Расстояние1,344±20  св. лет    (412 [3]  пк )
Видимая звездная величина (V)4.0 [4]
Видимые размеры (V)65×60  угловых минут [5]
СозвездиеОрион
Физические характеристики
Радиус13 [а]  лл
Абсолютная величина (V)-4.1
Примечательные особенностиТрапециевидный кластер
ОбозначенияNGC 1976, M42,
LBN 974, Шарплесс 281
См. также: Списки туманностей

Туманность Ориона (также известная как Мессье 42 , M42 или NGC 1976 ) — диффузная туманность в Млечном Пути, расположенная к югу от Пояса Ориона в созвездии Ориона [b] и известная как средняя «звезда» в «мече» Ориона. Это одна из самых ярких туманностей , видимая невооруженным глазом на ночном небе с видимой величиной 4,0. Она находится на расстоянии 1344 ± 20 световых лет (412,1 ± 6,1  пк ) от нас [3] [6] и является ближайшей к Земле областью массивного звездообразования . По оценкам, M42 имеет 25 световых лет в поперечнике (поэтому ее видимый размер с Земли составляет приблизительно 1 градус). Ее масса примерно в 2000 раз больше массы Солнца . В более старых текстах туманность Ориона часто упоминается как Великая туманность в Орионе или Великая туманность Ориона . [7]

Туманность Ориона является одним из наиболее тщательно изученных и фотографируемых объектов на ночном небе и входит в число наиболее интенсивно изучаемых небесных образований. [8] Туманность многое открыла о процессе формирования звезд и планетных систем из коллапсирующих облаков газа и пыли. Астрономы напрямую наблюдали протопланетные диски и коричневые карлики внутри туманности, интенсивные и турбулентные движения газа и фотоионизирующие эффекты массивных соседних звезд в туманности.

Физические характеристики

Обсуждение местоположения туманности Ориона, того, что видно в области звездообразования, и влияния межзвездных ветров на формирование туманности.
Созвездие Ориона с туманностью Ориона (внизу посередине)

Туманность Ориона видна невооруженным глазом даже из областей, подверженных световому загрязнению . Она видна как средняя «звезда» в «мече» Ориона, который представляет собой три звезды, расположенные к югу от Пояса Ориона. «Звезда» кажется размытой для наблюдателей с острым зрением, а туманность очевидна в бинокль или небольшой телескоп . Пиковая поверхностная яркость центральной области M42 составляет около 17 Mag/arcsec 2 , а внешнее голубоватое свечение имеет пиковую поверхностную яркость 21,3 Mag/arcsec 2 . [9]

Туманность Ориона содержит очень молодое рассеянное скопление , известное как скопление Трапеции из-за астеризма его основных четырех звезд в пределах диаметра 1,5 световых года. Два из них могут быть разрешены в их составляющие двойные системы в ночи с хорошей видимостью , что дает в общей сложности шесть звезд. Звезды скопления Трапеции, наряду со многими другими звездами, все еще находятся в своих ранних годах . Скопление Трапеции является компонентом гораздо большего скопления Туманности Ориона, объединения примерно из 2800 звезд в пределах диаметра 20 световых лет. [10] Туманность Ориона, в свою очередь, окружена гораздо большим комплексом молекулярных облаков Ориона , который имеет сотни световых лет в поперечнике, охватывая все созвездие Ориона. Два миллиона лет назад скопление туманности Ориона могло быть домом для убегающих звезд AE Возничего , 53 Овна и Мю Голубя , которые в настоящее время удаляются от туманности со скоростью более 100 км/с (62 мили/с). [11]

Окраска

Наблюдатели давно заметили характерный зеленоватый оттенок туманности, в дополнение к областям красного и сине-фиолетового цвета. Красный оттенок является результатом рекомбинационного излучения линии Hα на длине волны 656,3  нм . Сине-фиолетовая окраска является отраженным излучением от массивных звезд O-класса в ядре туманности.

Зеленый оттенок был загадкой для астрономов в начале 20-го века, потому что ни одна из известных спектральных линий в то время не могла объяснить его. Были некоторые предположения, что линии были вызваны новым элементом, и название небулий было придумано для этого загадочного материала. Однако с лучшим пониманием атомной физики позже было установлено, что зеленый спектр был вызван маловероятным электронным переходом в дважды ионизированном кислороде , так называемым « запрещенным переходом ». Это излучение было невозможно воспроизвести в лаборатории в то время, потому что оно зависело от покоящейся и почти бесстолкновительной среды, обнаруженной в высоком вакууме глубокого космоса. [12]

История

Рисунок туманности Ориона, сделанный Мессье в его мемуарах 1771 года « Воспоминания о Королевской академии».

Было высказано предположение, что майя Центральной Америки могли описать туманность в своем мифе о сотворении мира «Три очага»; если это так, то эти три звезды соответствовали бы двум звездам у основания Ориона, Ригелю и Саифу , и еще одной, Альнитаку , на южном (левом) конце «пояса охотника», которые вместе образуют вершины почти идеального равностороннего треугольника, той же формы, что и традиционные очаги майя . [13] Рядом с центром треугольника находится Меч Ориона (включая туманность Ориона), который древняя мифология майя считала буквальными или образными углями огненного творения, тлеющего в центре очага. [14] [13] Аналогично, современные майя Лакандона считают его дымом от копалового ладана. [13]

Ни « Альмагест » Птолемея , ни «Книга неподвижных звезд » аль-Суфи не упоминали эту туманность, хотя оба они перечисляли участки туманности в других местах ночного неба; и Галилей не упоминал ее, хотя он также проводил телескопические наблюдения вокруг нее в 1610 и 1617 годах. [15] Это привело к некоторым предположениям о том, что вспышка освещающих звезд могла увеличить яркость туманности. [16]

Первое открытие диффузной туманной природы туманности Ориона обычно приписывается французскому астроному Николя-Клоду Фабри де Пейреску , 26 ноября 1610 года, когда он записал наблюдения за ней с помощью рефракторного телескопа, купленного его покровителем Гийомом дю Вэром . [15]

Первое опубликованное наблюдение туманности было сделано иезуитским математиком и астрономом Иоганном Баптистом Цисатом из Люцерна в его монографии 1619 года о кометах (описывающей наблюдения туманности, которые, возможно, датируются 1611 годом). [17] [18] Он провел сравнение между ней и яркой кометой, увиденной в 1618 году, описав, как туманность выглядела через его телескоп:

Видно, как подобным образом некоторые звезды сжимаются в очень узкое пространство и как вокруг и между звездами разливается белый свет, подобный свету белого облака. [19]

Его описание центральных звезд, отличающихся от головы кометы тем, что они представляли собой «прямоугольник», возможно, было ранним описанием скопления Трапеция . [15] [19] [20] (Первое обнаружение трех из четырех звезд этого скопления приписывается Галилео Галилею 4 февраля 1617 года. [21] [22] ) [ необходим неосновной источник ]

Туманность была независимо «открыта» (хотя и видна невооруженным глазом) несколькими другими выдающимися астрономами в последующие годы, включая Джованни Баттиста Годиерна (чей рисунок был впервые опубликован в De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus ). [23] В 1659 году голландский ученый Христиан Гюйгенс опубликовал первый подробный рисунок центральной области туманности в Systema Saturnium . [24]

Шарль Мессье наблюдал туманность 4 марта 1769 года, и он также отметил три звезды в Трапеции. Мессье опубликовал первое издание своего каталога объектов глубокого космоса в 1774 году (завершен в 1771 году). [25] Поскольку туманность Ориона была 42-м объектом в его списке, она была идентифицирована как M42.

Фотография туманности Ориона, сделанная Генри Дрейпером в 1880 году, является первой в истории.
Одна из фотографий туманности Ориона, сделанных Эндрю Эйнсли Коммоном в 1883 году. На ней впервые показано, что при длительной выдержке можно запечатлеть новые звезды и туманности, невидимые человеческому глазу.

В 1865 году английский астроном-любитель Уильям Хаггинс использовал свой метод визуальной спектроскопии для изучения туманности, показав, что она, как и другие туманности, которые он исследовал, состоит из «светящегося газа». [26] 30 сентября 1880 года Генри Дрейпер использовал новый процесс сухой пластинчатой ​​фотографии с 11-дюймовым (28 см) рефракторным телескопом, чтобы сделать 51-минутную экспозицию туманности Ориона, первый случай астрофотографии туманности в истории. Еще один прорыв в астрономической фотографии произошел в 1883 году, когда астроном-любитель Эндрю Эйнсли Коммон использовал процесс сухой пластинчатой ​​фотографии для записи нескольких изображений с экспозицией до 60 минут с 36-дюймовым (91 см) рефлекторным телескопом , который он построил на заднем дворе своего дома в Илинге , на западе Лондона. Эти изображения впервые показали звезды и детали туманности, слишком слабые, чтобы их мог увидеть человеческий глаз. [27]

В 1902 году Фогель и Эберхард обнаружили различные скорости внутри туманности, а к 1914 году астрономы в Марселе использовали интерферометр для обнаружения вращения и нерегулярных движений. Кэмпбелл и Мур подтвердили эти результаты с помощью спектрографа, продемонстрировав турбулентность внутри туманности. [28]

В 1931 году Роберт Дж. Трамплер заметил, что более слабые звезды около Трапеции образуют скопление, и он был первым, кто назвал их « Скопление Трапеции ». На основе их величин и спектральных типов он вывел оценку расстояния в 1800 световых лет. Это было в три раза дальше общепринятой оценки расстояния того периода, но было гораздо ближе к современному значению. [29]

В 1993 году космический телескоп Хаббл (HST) впервые наблюдал туманность Ориона. С тех пор туманность часто становится объектом исследований HST. Изображения были использованы для построения подробной модели туманности в трех измерениях. Вокруг большинства недавно образовавшихся звезд в туманности наблюдались протопланетные диски , а также изучались разрушительные эффекты высоких уровней ультрафиолетовой энергии от самых массивных звезд. [30]

В 2005 году инструмент Advanced Camera for Surveys космического телескопа Хаббл завершил съемку самого подробного изображения туманности из когда-либо сделанных. Изображение было получено в ходе 104 витков телескопа, захватив более 3000 звезд вплоть до 23-й величины, включая молодых коричневых карликов и возможные двойные коричневые карлики . [31] Год спустя ученые, работающие с HST, объявили о первых в истории массах пары затменных двойных коричневых карликов, 2MASS J05352184–0546085 . Пара расположена в туманности Ориона и имеет приблизительные массы 0,054  M ☉ и 0,034  M ☉ соответственно, с орбитальным периодом 9,8 дня. Удивительно, но более массивный из них также оказался менее ярким. [32]

В октябре 2023 года астрономы, основываясь на наблюдениях за туманностью Ориона с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба , сообщили об открытии пар планет - изгоев , схожих по массе с планетой Юпитер , и названных JuMBO (двойные объекты с массой Юпитера). [33]

Структура

Звездная карта туманности Ориона
Оптические изображения показывают облака газа и пыли в туманности Ориона; инфракрасное изображение (справа) показывает новые звезды, сияющие внутри.

Вся туманность Ориона занимает область неба шириной 1° и включает в себя нейтральные облака газа и пыли , скопления звезд , ионизированные объемы газа и отражательные туманности .

Туманность Ориона является частью гораздо более крупной туманности, известной как молекулярный облачный комплекс Ориона , который простирается по всему созвездию Ориона и включает Петлю Барнарда , Туманность Конская Голова , M43 , M78 и Туманность Пламя . Звезды формируются по всему облачному комплексу, но большинство молодых звезд сосредоточены в плотных скоплениях, подобных тому, что освещает туманность Ориона. [34] [35]

Орион Молекулярное облако от VISTA показывает множество молодых звезд и других объектов. [36]

Текущая астрономическая модель туманности состоит из ионизированной ( H II ) области, примерно с центром на Theta 1 Orionis C , которая лежит на стороне вытянутого молекулярного облака в полости, образованной массивными молодыми звездами. [37] (Theta 1 Orionis C излучает в 3-4 раза больше фотоионизирующего света, чем следующая по яркости звезда, Theta 2 Orionis A.) Область H II имеет температуру до 10 000 К, но эта температура резко падает вблизи края туманности. [38] Излучение туманности происходит в основном от фотоионизированного газа на задней поверхности полости. [39] Область H II окружена нерегулярной вогнутой бухтой более нейтрального облака высокой плотности со сгустками нейтрального газа, лежащими за пределами области залива. Это, в свою очередь, лежит на периметре молекулярного облака Ориона. Газ в молекулярном облаке демонстрирует диапазон скоростей и турбулентности, особенно вокруг области ядра. Относительные движения достигают 10 км/с (22 000 миль/ч), с локальными вариациями до 50 км/с и, возможно, больше. [38]

Наблюдатели дали названия различным деталям туманности Ориона. Темный залив, который простирается с севера в яркую область, известен как «Sinus Magnus» [40] , также называемый «Рыбьим ртом». Освещенные области по обеим сторонам называются «Крыльями». Другие детали включают «Меч», «Толчок» и «Парус». [41]

Звездообразование

Изображение нескольких проплидов в туманности Ориона, полученное космическим телескопом «Хаббл».
Фейерверк звездообразования в Орионе

Туманность Ориона является примером звездных яслей , где рождаются новые звезды. Наблюдения за туманностью выявили около 700 звезд на разных стадиях формирования внутри туманности.

В 1979 году наблюдения с помощью электронной камеры Лаллемана в обсерватории Пик-дю-Миди показали шесть неразрешенных источников высокой ионизации вблизи скопления Трапеция . Эти источники были интерпретированы как частично ионизированные глобулы (PIG). Идея заключалась в том, что эти объекты ионизируются извне M42. [42] Более поздние наблюдения с помощью Very Large Array показали конденсации размером с солнечную систему, связанные с этими источниками. Здесь возникла идея, что эти объекты могут быть звездами малой массы, окруженными испаряющимся протозвездным аккреционным диском. [43] В 1993 году наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл дали важное подтверждение существования протопланетных дисков внутри туманности Ориона, которые были названы проплидами . [44] [45] HST обнаружил более 150 из них внутри туманности, и они считаются системами на самых ранних стадиях формирования солнечной системы . Их огромное количество использовалось в качестве доказательства того, что образование планетных систем — довольно распространенное явление во Вселенной .

Звезды образуются , когда сгустки водорода и других газов в области H II сжимаются под действием собственной гравитации. По мере коллапса газа центральный сгусток становится сильнее, и газ нагревается до экстремальных температур, преобразуя гравитационную потенциальную энергию в тепловую . Если температура становится достаточно высокой, ядерный синтез зажигается и образует протозвезду . Протозвезда «рождается», когда она начинает испускать достаточно лучистой энергии, чтобы уравновесить свою гравитацию и остановить гравитационный коллапс .

Обычно облако материала остается на значительном расстоянии от звезды, прежде чем загорится реакция синтеза. Это остаточное облако является протопланетным диском протозвезды, где могут образовываться планеты. Недавние инфракрасные наблюдения показывают, что протопланетные диски в туманности Ориона содержат пылевые зерна, которые растут, начиная процесс формирования планетезималей . [46]

Как только протозвезда входит в фазу своей главной последовательности , она классифицируется как звезда. Хотя большинство планетарных дисков могут образовывать планеты, наблюдения показывают, что интенсивное звездное излучение должно было уничтожить любые проплиды, которые образовались вблизи группы Трапеции, если группа такая же старая, как и звезды с малой массой в скоплении. [30] Поскольку проплиды находятся очень близко к группе Трапеции, можно утверждать, что эти звезды намного моложе остальных членов скопления. [c]

Звездный ветер и эффекты

После образования звезды внутри туманности испускают поток заряженных частиц, известный как звездный ветер . Массивные звезды и молодые звезды имеют гораздо более сильные звездные ветры, чем Солнце . [47] Ветер образует ударные волны или гидродинамические нестабильности, когда сталкивается с газом в туманности, который затем формирует газовые облака. Ударные волны от звездного ветра также играют большую роль в формировании звезд, уплотняя газовые облака, создавая неоднородности плотности, которые приводят к гравитационному коллапсу облака.

Вид ряби ( неустойчивость Кельвина–Гельмгольца ), образующейся под воздействием звездных ветров на облако.

В туманности Ориона есть три различных типа ударных волн. Многие из них представлены в объектах Хербига-Аро : [48]

  • Головные ударные волны являются стационарными и образуются при столкновении двух потоков частиц. Они присутствуют вблизи самых горячих звезд в туманности, где скорость звездного ветра оценивается в тысячи километров в секунду, и во внешних частях туманности, где скорости составляют десятки километров в секунду. Головные ударные волны также могут образовываться в передней части звездных струй, когда струя сталкивается с межзвездными частицами .
  • Ударные волны, вызванные реактивными двигателями, образуются из струй материала, вырывающихся из новорожденных звезд типа Т Тельца . Эти узкие потоки движутся со скоростью в сотни километров в секунду и становятся ударными волнами, когда сталкиваются с относительно неподвижными газами.
  • Искривленные ударные волны кажутся наблюдателю похожими на дуги. Они возникают, когда реактивная ударная волна сталкивается с газом, движущимся в поперечном потоке.
  • Взаимодействие звездного ветра с окружающим облаком также образует «волны», которые, как полагают, возникают из-за гидродинамической неустойчивости Кельвина-Гельмгольца . [49]

Динамические движения газа в M42 сложны, но они направлены наружу через отверстие в заливе и к Земле. [38] Большая нейтральная область за ионизированной областью в настоящее время сжимается под действием собственной гравитации.

Существуют также сверхзвуковые «пули» газа, пронзающие водородные облака туманности Ориона. Каждая пуля в десять раз больше диаметра орбиты Плутона и заканчивается атомами железа, светящимися в инфракрасном диапазоне. Вероятно, они образовались тысячу лет назад в результате неизвестного сильного события. [50]

Эволюция

Панорамное изображение центра туманности, полученное телескопом Хаббл. Этот вид имеет размер около 2,5 световых лет в поперечнике. Трапеция находится в центре слева.

Межзвездные облака, такие как туманность Ориона, встречаются во всех галактиках, таких как Млечный Путь . Они начинаются как гравитационно связанные сгустки холодного нейтрального водорода, смешанного со следами других элементов. Облако может содержать сотни тысяч солнечных масс и простираться на сотни световых лет. Крошечная сила гравитации, которая могла бы заставить облако схлопнуться, уравновешивается очень слабым давлением газа в облаке.

Будь то из-за столкновений со спиральным рукавом или через ударную волну, испускаемую сверхновыми , атомы осаждаются в более тяжелые молекулы, и в результате получается молекулярное облако. Это предвещает образование звезд внутри облака, которое обычно считается происходящим в течение периода 10–30 миллионов лет, поскольку регионы проходят массу Джинса , а дестабилизированные объемы коллапсируют в диски. Диск концентрируется в ядре, образуя звезду, которая может быть окружена протопланетным диском. Это текущая стадия эволюции туманности, при этом дополнительные звезды все еще формируются из коллапсирующего молекулярного облака. Считается, что самые молодые и яркие звезды, которые мы сейчас видим в туманности Ориона, имеют возраст менее 300 000 лет, [51] а самые яркие могут иметь возраст всего 10 000 лет. Некоторые из этих коллапсирующих звезд могут быть особенно массивными и могут испускать большое количество ионизирующего ультрафиолетового излучения. Примером этого является скопление Трапеция. Со временем ультрафиолетовый свет от массивных звезд в центре туманности выталкивает окружающий газ и пыль в процессе, называемом фотоиспарением . Этот процесс отвечает за создание внутренней полости туманности, что позволяет наблюдать звезды в ядре с Земли. [8] Самые крупные из этих звезд имеют короткую продолжительность жизни и эволюционируют, чтобы стать сверхновыми.

Примерно через 100 000 лет большая часть газа и пыли будет выброшена. Остатки сформируют молодое рассеянное скопление: скопление ярких молодых звезд, окруженных тонкими нитями бывшего облака. [52]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ 1,344 × tan( 65 угловых минут / 2 ) = радиус 12,7 световых лет
  2. ^ В умеренных зонах Северного полушария туманность видна ниже Пояса Ориона; в умеренных зонах Южного полушария туманность видна выше Пояса.
  3. ^ C. Robert O'Dell прокомментировал эту статью в Википедии: «Единственная грубая ошибка — последнее предложение в разделе «Формирование звезд». На самом деле его следует читать так:
    «Хотя большинство планетарных дисков могут образовывать планеты, наблюдения показывают, что интенсивное звездное излучение должно было уничтожить любые проплиды, которые образовались вблизи группы Трапеции, если эта группа такая же старая, как и маломассивные звезды в скоплении. Поскольку проплиды находятся очень близко к группе Трапеции, можно утверждать, что эти звезды намного моложе остальных членов скопления » .

Ссылки

  1. ^ ab "NGC 7538". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 20 октября 2006 г.
  2. ^ Гейтер, Уилл; Вэмплью, Антон (2010). Практический астроном (1-е американское издание). Лондон: DK Pub. стр. 242. ISBN 978-0-7566-7324-6.
  3. ^ ab Reid, MJ; et al. (2009). "Тригонометрические параллаксы массивных областей звездообразования: VI. Галактическая структура, фундаментальные параметры и некруговые движения". Astrophysical Journal . 700 (1): 137– 148. arXiv : 0902.3913 . Bibcode :2009ApJ...700..137R. doi :10.1088/0004-637X/700/1/137. S2CID  11347166.
  4. ^ "NGC 1976 = M42". SEDS.org . Получено 13 декабря 2009 г. .
  5. ^ Пересмотренные данные NGC для NGC 1976 согласно Пересмотренному новому общему каталогу и индексному каталогу Вольфганга Штайнике.
  6. ^ Хирота, Томоя; и др. (2007). «Расстояние до Ориона KL, измеренное с помощью VERA». Публикации Астрономического общества Японии . 59 (5): 897–903 . arXiv : 0705.3792 . Бибкод : 2007PASJ...59..897H. дои : 10.1093/pasj/59.5.897.
  7. ^ Рипли, Джордж; Дэна, Чарльз А., ред. (1879). "Туманность"  . Американская энциклопедия .
  8. ^ ab Пресс-релиз, «Астрономы обнаружили преемника Большой туманности Ориона, архивировано 18 февраля 2006 г. в Wayback Machine », Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики, 2006 г.
  9. ^ Кларк, Роджер (28 марта 2004 г.). "Поверхностная яркость объектов глубокого космоса" . Получено 29 июня 2013 г..
  10. ^ Hillenbrand, LA; Hartmann, LW (1998). "Предварительное исследование структуры и динамики скопления туманности Ориона" (PDF) . Astrophysical Journal . 492 (2): 540–553 . Bibcode :1998ApJ...492..540H. doi :10.1086/305076. S2CID  43038127.
  11. ^ Блаау, А.; и др. (1954). «Пространственные движения AE Aurigae и μ Columbae относительно туманности Ориона». Астрофизический журнал . 119 : 625. Бибкод : 1954ApJ...119..625B. дои : 10.1086/145866 .
  12. ^ Боуэн, Айра Спраг (1927). «Происхождение спектра небулия». Nature . 120 (3022): 473. Bibcode :1927Natur.120..473B. doi : 10.1038/120473a0 .
  13. ^ abc Krupp, Edward (февраль 1999). "Igniting the Hearth". Sky & Telescope : 94. Архивировано из оригинала 11 декабря 2007 года . Получено 19 октября 2006 года .
  14. ^ Карраско, Дэвид, ред. (2001). Оксфордская энциклопедия мезоамериканских культур: цивилизации Мексики и Центральной Америки. Оксфорд [ua]: Oxford Univ. Press. стр. 165. ISBN 978-0-19-514257-0.
  15. ^ abc Джеймс, Эндрю (27 июня 2012 г.). "Большая туманность Ориона: M42 и M43". Southern Astronomical Delights . Получено 27 июня 2012 г. .
  16. ↑ Тибор Герцег, Норман (22 января 1999 г.). «Туманность Ориона: глава ранних исследований небуляров». Acta Historica Astronomiae . 3 : 246. Бибкод : 1998AcHA....3..246H . Проверено 27 октября 2006 г.
  17. ^ «Открыватель Великой туманности в Орионе». Scientific American . 114 : 615. 10 июня 1916 г.
  18. ^ Линн, У. (июнь 1887 г.). «Первое открытие Большой туманности в Орионе». Обсерватория . 10 : 232. Bibcode : 1887Obs....10R.232L.
  19. ^ ab Шрайбер, Джон (1904). "Иезуитская астрономия". Popular Astronomy . 12 : 101.
  20. ^ Харрисон, Томас Г. (1984). «Туманность Ориона: где она в истории?». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 25 : 71. Бибкод : 1984QJRAS..25...65H.
  21. ^ Галилей, Галилео (9 октября 2003 г.). «Звездный вестник» (PDF) . Хадсон, Нью-Йорк. Архивировано из оригинала (PDF) 6 июля 2004 г. Получено 12 января 2023 г.
  22. ^ Галилей, Галилео (1610). «Siderius Nuncius». Венеция , Италия . Архивировано из оригинала 29 августа 2000 года . Получено 12 января 2023 года .
  23. ^ Frommert, H.; Kronberg, C. (25 августа 2007 г.). "Hodierna's Deep Sky Observations". SEDS . Получено 11 августа 2015 г. .
  24. ^ Lachieze-Rey, Marc, ed. (2001). Небесная сокровищница: от музыки сфер до завоевания космоса . Кембридж [ua]: Cambridge Univ. Press. стр. 153. ISBN 9780521800402.
  25. ^ Мессье, Шарль (1774). «Каталог туманностей и любовей Этуаля, которые находятся на открытии парми ле Этуаль, фиксируют горизонт Парижа; наблюдения в Морской обсерватории с разными инструментами». Мемуары Королевской академии наук .
  26. ^ Беккер, Барбара Дж. (1993). «Глава 2—Часть 3: Раскрытие «Неизвестной тайны истинной природы небесных тел»». Эклектизм, оппортунизм и эволюция новой исследовательской программы: Уильям и Маргарет Хаггинс и истоки астрофизики (PhD) . Получено 4 марта 2016 г. .
  27. ^ Hearnshaw, JB (1996). Измерение звездного света: два века астрономической фотометрии . Нью-Йорк: Cambridge University Press. стр. 122. ISBN 9780521403931. Получено 4 марта 2016 г. .
  28. ^ Кэмпбелл, WW; и др. (1917). «О радиальных скоростях туманности Ориона». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 29 (169): 143. Bibcode :1917PASP...29..143C. doi : 10.1086/122612 .
  29. ^ Трамплер, Роберт Джулиус (1931). «Расстояние до туманности Ориона». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 43 (254): 255. Bibcode :1931PASP...43..255T. doi : 10.1086/124134 .
  30. ^ ab Salisbury, David F. (10 апреля 2001 г.). "Последние исследования туманности Ориона снижают вероятность образования планет". Архивировано из оригинала 27 мая 2006 г.
  31. ^ Robberto, M.; et al. (2005). «Обзор программы казначейства HST по туманности Ориона». Бюллетень Американского астрономического общества . 37 : 1404. Bibcode : 2005AAS...20714601R.См. также пресс-релиз NASA.
  32. ^ KG Stassun; et al. (2006). «Открытие двух молодых коричневых карликов в затменной двойной системе». Nature . 440 (7082): 311– 314. Bibcode :2006Natur.440..311S. doi :10.1038/nature04570. PMID  16541067. S2CID  4310407.
  33. ^ О'Каллаган, Джонатан (2 октября 2023 г.). «Туманность Ориона полна невозможных загадок, которые встречаются парами — на новых снимках области звездообразования с высоким разрешением ученые обнаружили миры, не поддающиеся объяснению, назвав их двойными объектами массы Юпитера». The New York Times . Архивировано из оригинала 2 октября 2023 г. . Получено 2 октября 2023 г.
  34. ^ Megeath, ST; et al. (2012). "Обзор молекулярных облаков Ориона A и B космическим телескопом Spitzer. I. Перепись молодых пылевых звездных объектов и исследование их среднеинфракрасной изменчивости". Astronomical Journal . 144 (6): 192. arXiv : 1209.3826 . Bibcode : 2012AJ....144..192M. doi : 10.1088/0004-6256/144/6/192. S2CID  119112861.
  35. ^ Kuhn, MA; et al. (2015). "Пространственная структура молодых звездных скоплений. II. Общее количество молодых звездных популяций". Astrophysical Journal . 802 (1): 60. arXiv : 1501.05300 . Bibcode :2015ApJ...802...60K. doi :10.1088/0004-637X/802/1/60. S2CID  119309858.
  36. ^ «Скрытые секреты облаков Ориона – обзор VISTA дает наиболее детальное представление о молекулярном облаке Ориона А в ближнем инфракрасном диапазоне». www.eso.org . Получено 5 января 2017 г.
  37. ^ O'Dell, CR (2001). «Структура туманности Ориона». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 113 (779): 29– 40. Bibcode :2001PASP..113...29O. doi : 10.1086/317982 .
  38. ^ abc Balick, B.; et al. (1974). "Структура туманности Ориона". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 86 (513): 616. Bibcode :1974PASP...86..616B. doi : 10.1086/129654 .
  39. ^ O'Dell, CR; et al. (2009). "Трехмерная динамическая структура внутренней туманности Ориона". Astronomical Journal . 137 (779): 367– 382. arXiv : 0810.4375 . Bibcode : 2001PASP..113...29O. doi : 10.1086/317982. S2CID  124923444.
  40. ^ Стоян, Рональд (2008). Атлас объектов Мессье: Основные моменты глубокого неба . Cambridge University Press. стр. 179. ISBN 978-0521895545.
  41. ↑ «М-42», Студенты за исследование и освоение космоса, 12 апреля 2006 г.
  42. ^ Laques, P.; Vidal, JL (март 1979). «Обнаружение нового вида конденсаций в центре туманности Ориона с помощью фотокатодов S 20, связанных с электронной камерой Лаллемана». Astronomy & Astrophysics . 73 : 97– 106. Bibcode :1979A&A....73...97L. ISSN  0004-6361.
  43. ^ Чёрчвелл, Э.; Фелли, М.; Вуд, Д.О.С.; Масси, М. (октябрь 1987 г.). «Конденсации размером с Солнечную систему в туманности Ориона». Astrophysical Journal . 321 : 516. Bibcode : 1987ApJ...321..516C. doi : 10.1086/165648 . ISSN  0004-637X.
  44. ^ МакКохрин, Марк Дж. и др. (1996). «Прямое получение изображений околозвездных дисков в туманности Ориона». Astronomical Journal . 111 : 1977. Bibcode : 1996AJ....111.1977M. doi : 10.1086/117934 . S2CID  122335780.
  45. ^ О'делл, CR; Вэнь, Чжэн; Ху, Сихай (июнь 1993 г.). «Открытие новых объектов в туманности Ориона на снимках с телескопа Хаббла: ударные волны, компактные источники и протопланетные диски». Astrophysical Journal . 410 : 696. Bibcode : 1993ApJ...410..696O. doi : 10.1086/172786 . ISSN  0004-637X.
  46. ^ Kassis, Marc; et al. (2006). "Mid-Infrared Emission at Photodissociation Regions in the Orion Nebula". Astrophysical Journal . 637 (2): 823– 837. Bibcode :2006ApJ...637..823K. doi : 10.1086/498404 .См. также пресс-релиз, архивированный 24 октября 2006 г. на Wayback Machine.
  47. ↑ Кер Тан, 11 января 2006 г., «Великолепие Ориона: раскрытие фабрики звезд», Space.com
  48. ^ «Картографирование ветров Ориона», 16 января 2006 г., Vanderbilt News Service
  49. ^ Дениз Чоу. Молодые звезды обвиняют в ряби космических облаков, NBC News
  50. ^ "Gemini's Laser Vision Reveals Striking New Details in Orion Nebula". Обсерватория Gemini . 22 марта 2007 г. Получено 1 июня 2010 г.
  51. ^ «Деталь туманности Ориона», изображение и текст HST.
  52. ^ Kroupa, P., Aarseth, SJ, Hurley, J. 2001, MNRAS, 321, 699, «Формирование связанного звездного скопления: от скопления туманности Ориона до Плеяд»
На Викискладе есть медиафайлы по теме «Туманность Ориона» .
В Wikisource есть оригинальный текст, относящийся к этой статье:
Большая туманность в Орионе
В Wikisource есть оригинальный текст, относящийся к этой статье:
Телескопические исследования туманности Ориона
  • Фотографии туманности Ориона, сделанные Эндрю Эйнсли Коммоном в 1883 году, часть коллекции Лондонского музея науки.
  • Анимированная экскурсия по туманности Ориона в Wayback Machine (архив 6 июня 2013 г.), Университет Южного Уэльса
  • Туманность Ориона, наблюдаемая Chandra/HST
  • Туманность Ориона, наблюдаемая обсерваторией Gemini
  • Туманность Ориона в ESA/Hubble Архивировано 30 января 2009 г. на Wayback Machine
  • Мессье 42, страницы Мессье SEDS и, в частности, NGC 1976.
  • Январь 2006 года. Изображение туманности Ориона, полученное космическим телескопом «Хаббл».
  • Январь 2006 года. Изображение скопления Трапеция, полученное космическим телескопом «Хаббл».
  • Туманность Ориона M42, снимки Хаббла
  • Замечательные новые снимки туманности Ориона, SpaceFlight Now, 2001 г.
  • NightSkyInfo.com – Большая туманность Ориона
  • Астрономическая картинка дня
    • Орион Спитцера 2010 10 апреля
    • Планетные системы, формирующиеся в Орионе 22 декабря 2009 г.
    • Большие туманности Ориона 2008 23 октября
  • Грей, Меган и др. "M42 – Туманность Ориона". Видеоролики Deep Sky . Брэди Харан .
  • Туманность Ориона на WikiSky : DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Статьи и изображения
  • ESO: Скрытые секреты облаков Ориона включают фотографии и анимацию


Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Туманность_Ориона&oldid=1272457235"