✖


Jump to content

Туманность Ориона

Координаты : Карта неба 05 час 35 м 17.3 с , −05° 23′ 28″
Это хорошая статья. Нажмите здесь для получения дополнительной информации.

Туманность Ориона
Диффузная туманность
Вся туманность Ориона на составном изображении в видимом и инфракрасном свете; сделанный космическим телескопом Хаббл в 2006 году.
Данные наблюдений: J2000. эпоха
Подтип Отражение / Излучение [2]
Прямое восхождение 05 час 35 м 17.3 с [1]
Склонение −05° 23′ 28″ [1]
Расстояние 1344 ± 20 св. лет (412 [3]  ПК )
Apparent magnitude (V) 4.0 [4]
Видимые размеры (В) 65×60 угловых минут [5]
Созвездие Орион
Физические характеристики
Радиус 12 [а] ли
Абсолютная магнитуда (В) —
Примечательные особенности Кластер трапеции
Обозначения НГК 1976, М42,
LBN 974, Шарплесс 281
См. Также: Списки туманностей.

Туманность Ориона (также известная как Мессье 42 , M42 или NGC 1976 ) — диффузная туманность , расположенная в Млечном Пути , к югу от Пояса Ориона в созвездии Ориона . [б] и известна как средняя «звезда» в «мече» Ориона. Это одна из самых ярких туманностей , видимая невооруженным глазом на ночном небе с видимой звездной величиной 4,0. Он находится на расстоянии 1344 ± 20 световых лет (412,1 ± 6,1 шт. ) от нас. [3] [6] областью массивного звездообразования и является ближайшей к Земле . По оценкам, диаметр туманности М42 составляет 24 световых года (поэтому ее видимый размер с Земли составляет примерно 1 градус). Его масса примерно в 2000 раз больше массы Солнца . В более старых текстах туманность Ориона часто упоминается как Большая туманность в Орионе или Большая туманность Ориона . [7]

Туманность Ориона — один из наиболее тщательно изучаемых и фотографируемых объектов ночного неба и одна из наиболее интенсивно изучаемых небесных объектов. [8] Туманность многое рассказала о процессе формирования звезд и планетных систем из коллапсирующих облаков газа и пыли. Астрономы непосредственно наблюдали протопланетные диски и коричневые карлики внутри туманности, интенсивные и турбулентные движения газа, а также фотоионизирующие эффекты массивных близлежащих звезд в туманности.

Физические характеристики

[ редактировать ]
Продолжительность: 5 минут 33 секунды.
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 районов, подверженных световому загрязнению . Ее рассматривают как среднюю «звезду» в «мече» Ориона, который представляет собой три звезды, расположенные к югу от Пояса Ориона. Внимательным наблюдателям «звезда» кажется размытой, а туманность очевидна в бинокль или небольшой телескоп . Пиковая поверхностная яркость центральной области M42 составляет около 17 Mag/угл. 2 а внешнее голубоватое свечение имеет пиковую поверхностную яркость 21,3 Mag/угловую секунду. 2 . [9]

Туманность Ориона содержит очень молодое рассеянное скопление , известное как Скопление Трапеции из-за астеризма его основных четырех звезд диаметром 1,5 световых года. Две из них можно разложить на составляющие двойные системы в ночи с хорошей видимостью , что дает в общей сложности шесть звезд. Звезды скопления Трапеция, как и многие другие звезды, все еще находятся в молодости . Скопление Трапеция является компонентом гораздо более крупного скопления Туманности Ориона, объединения около 2800 звезд диаметром 20 световых лет. [10] Туманность Ориона, в свою очередь, окружена гораздо более крупным комплексом молекулярных облаков Ориона , поперечник которого составляет сотни световых лет и охватывает все созвездие Ориона. Два миллиона лет назад скопление туманности Ориона могло быть домом для убегающих звезд AE Возничего , 53 Овна и Мю Колумбы , которые в настоящее время удаляются от туманности со скоростью более 100 км/с (62 мили/с). [11]

Окраска

[ редактировать ]

Наблюдатели уже давно заметили характерный зеленоватый оттенок туманности в дополнение к областям красного и сине-фиолетового цвета. Красный оттенок является результатом Hα линии рекомбинации излучения на длине волны 656,3 нм . Сине-фиолетовая окраска — это отраженное излучение массивных звезд О-класса в ядре туманности.

Зеленый оттенок был загадкой для астрономов в начале 20-го века, поскольку ни одна из известных в то время спектральных линий не могла его объяснить. Были некоторые предположения, что линии были вызваны новым элементом, и название «небулий» для этого загадочного материала было придумано . Однако позже, после лучшего понимания атомной физики , было установлено, что зеленый спектр был вызван маловероятным электронным переходом в дважды ионизированном кислороде , так называемым « запрещенным переходом ». В то время это излучение было невозможно воспроизвести в лаборатории, поскольку оно зависело от спокойной и почти свободной от столкновений среды, находящейся в глубоком вакууме глубокого космоса. [12]

История

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

Было предположение, что майя Центральной Америки, возможно, описали туманность в своем мифе о сотворении «Трех камней возвращения»; если так, то эти три будут соответствовать двум звездам в основании Ориона, Ригелю и Саифу , и еще одной, Альнитак , на кончике «пояса» воображаемого охотника, вершинам почти идеального равностороннего треугольника. [ нечеткий ] с Мечом Ориона (включая туманность Ориона) в середине треугольника [ нечеткий ] рассматривается как пятно дыма от копалового благовония в современном мифе или, в (в переводе, который он предполагает) древнем, как буквальные или фигуральные угли огненного творения. [13] [14]

Ни в , » Птолемея «Альмагесте ни аль-Суфи » в «Книге неподвижных звезд эта туманность не упоминается, хотя оба они перечисляют участки туманности в других частях ночного неба; не и Галилей упомянул о нем, хотя он также проводил телескопические наблюдения вокруг него в 1610 и 1617 годах. [15] Это привело к некоторым предположениям, что вспышка освещающих звезд могла увеличить яркость туманности. [16]

Первое открытие диффузной туманной природы туманности Ориона обычно приписывают французскому астроному Николя-Клоду Фабри де Пейреску 26 ноября 1610 года, когда он сделал запись о наблюдении ее с помощью преломляющего телескопа, купленного его покровителем Гийомом дю Вэром. . [15]

Первое опубликованное наблюдение туманности было сделано математиком и астрономом-иезуитом Иоганном Баптистом Цизатом из Люцерна в его монографии о кометах 1619 года (описывающей наблюдения туманности, которые могут быть датированы 1611 годом). [17] [18] Он сравнил ее с яркой кометой, увиденной в 1618 году, и описал, как туманность появилась в его телескоп:

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

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

Туманность была независимо «открыта» (хотя и видна невооруженным глазом) несколькими другими выдающимися астрономами в последующие годы, в том числе Джованни Баттистой Годиерной (чей эскиз был впервые опубликован в De systemate orbis Cometici, deque admirandis coelicharibus ). [23] В 1659 году голландский учёный Христиан Гюйгенс опубликовал первый подробный рисунок центральной области туманности в системе Сатурниум . [24]

Шарль Мессье наблюдал туманность 4 марта 1769 года, а также заметил три звезды в Трапеции. Мессье опубликовал первое издание своего каталога объектов глубокого космоса в 1774 году (завершено в 1771 году). [25] Поскольку туманность Ориона была 42-м объектом в его списке, она получила обозначение M42.

Фотография туманности Ориона, сделанная Генри Дрейпером в 1880 году, первая в истории фотография.
Одна из фотографий туманности Ориона, сделанных Эндрю Эйнсли Коммоном в 1883 году. 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 фотографический процесс с сухой пластиной с помощью 11-дюймового (28 см) рефракторного телескопа , чтобы сделать 51-минутную экспозицию туманности Ориона, что стало первым примером астрофотографии туманности в истории. Другая серия фотографий туманности, сделанная в 1883 году, стала прорывом в астрономической фотографии, когда астроном-любитель Эндрю Эйнсли Коммон использовал процесс сухой пластинки для записи нескольких изображений с выдержкой до 60 минут с помощью 36-дюймового (91 см) телескопа-рефлектора сконструированного им . на заднем дворе своего дома в Илинге , западный Лондон. На этих изображениях впервые были показаны звезды и детали туманностей, слишком слабые, чтобы их можно было увидеть человеческим глазом. [27]

В 1902 году Фогель и Эберхард обнаружили разные скорости внутри туманности, а к 1914 году астрономы из Марселя 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 тусклые звезды вблизи Трапеции образуют скопление, и он был первым, кто назвал их скоплением Трапеции. Основываясь на их величинах и спектральных типах, он получил оценку расстояния в 1800 световых лет. Это было в три раза дальше, чем общепринятая оценка расстояния того периода, но было намного ближе к современному значению. [29]

В 1993 году космический телескоп «Хаббл» впервые наблюдал туманность Ориона. С тех пор туманность стала частой целью исследований HST. Изображения были использованы для построения подробной модели туманности в трех измерениях. протопланетные диски Вокруг большинства недавно образовавшихся звезд в туманности наблюдались разрушительное воздействие высоких уровней ультрафиолетовой энергии самых массивных звезд. , а также изучалось [30]

В 2005 году усовершенствованная камера для обзоров космического телескопа Хаббл завершила получение самого детального изображения туманности, когда-либо полученного. Изображение было получено через 104 витка телескопа, на нем запечатлено более 3000 звезд до 23-й звездной величины, включая молодых коричневых карликов и возможные двойные звезды коричневых карликов . [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 дней. Удивительно, но более массивный из двух оказался и менее ярким. [32]

В октябре 2023 года астрономы на основе наблюдений за туманностью Ориона с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба сообщили об открытии пар планет -изгоев , аналогичных по массе планете Юпитер , и получивших название JuMBO (сокращение от Jupiter Mass Binary Objects ). [33]

Структура

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

Вся туманность Ориона занимает область неба размером 1° и включает нейтральные облака газа и пыли , ассоциации звезд , ионизированные объемы газа и отражательные туманности .

Туманность является частью гораздо более крупной туманности, известной как комплекс молекулярных облаков Ориона . Комплекс молекулярных облаков Ориона простирается по всему созвездию Ориона M78 и включает в себя Барнарда , туманность Конская Голова , M43 , Петлю 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 в Тета. 1 Орион C , лежащий сбоку от вытянутого молекулярного облака в полости, образованной массивными молодыми звездами. [37] (Тета 1 Орион С излучает в 3-4 раза больше фотоионизирующего света, чем следующая по яркости звезда Тета. 2 Орион А.) Область H II имеет температуру до 10 000 К, но вблизи края туманности эта температура резко падает. [38] Туманное излучение исходит в основном от фотоионизированного газа на задней поверхности полости. [39] Область H II окружена неравномерной вогнутой бухтой из более нейтральных облаков высокой плотности, а за ее пределами лежат сгустки нейтрального газа. Это, в свою очередь, находится по периметру Молекулярного Облака Ориона. Газ в молекулярном облаке демонстрирует различные скорости и турбулентность, особенно вокруг области ядра. Относительные движения составляют до 10 км/с (22 000 миль/ч), с местными вариациями до 50 км/с и, возможно, больше. [38]

Наблюдатели дали названия различным объектам туманности Ориона. Темная бухта, простирающаяся с севера в яркую область, известна как «Великий Синус». [40] также называется «Рыбий рот». Освещенные области с обеих сторон называются «Крыльями». Другие функции включают «Меч», «Укол» и «Парус». [41]

Звездообразование

[ редактировать ]
Вид на несколько проплидов в туманности Ориона, сделанный космическим телескопом Хаббл.
Фейерверк звездообразования в Орионе

Туманность Ориона — пример звездного питомника , 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 (ЧИГ). Идея заключалась в том, что эти объекты ионизируются снаружи М42. [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 маломассивными звездами, окруженными испаряющимся протозвездным аккреционным диском. [43] В 1993 году наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» дали главное подтверждение существования протопланетных дисков внутри туманности Ориона, которые были названы проплидами . [44] [45] HST выявил более 150 из них внутри туманности, и они считаются системами, находящимися на самых ранних стадиях формирования Солнечной системы . Их огромное количество использовалось в качестве доказательства того, что формирование планетных систем довольно распространено во Вселенной .

Звезды образуются , когда сгустки водорода и других газов в области H II сжимаются под действием собственной гравитации. По мере коллапса газа центральный комок становится сильнее, и газ нагревается до экстремальных температур за счет преобразования потенциальной энергии гравитации в тепловую энергию . Если температура станет достаточно высокой, ядерный синтез произойдет и образуется протозвезда . Протозвезда «рождается», когда она начинает излучать достаточно радиационной энергии, чтобы сбалансировать свою гравитацию и остановить гравитационный коллапс .

Обычно облако материала остается на значительном расстоянии от звезды до того, как загорится реакция термоядерного синтеза. Это остаточное облако является протопланетным диском протозвезды, где могут формироваться планеты. Недавние инфракрасные наблюдения показывают, что пылинки в этих протопланетных дисках растут, начиная с пути к образованию планетезималей . [46]

Как только протозвезда вступает в фазу своей главной последовательности , она классифицируется как звезда. Несмотря на то, что большинство планетарных дисков могут образовывать планеты, наблюдения показывают, что интенсивное звездное излучение должно было уничтожить любые проплиды, образовавшиеся вблизи группы Трапеции, если группа столь же стара, как звезды малой массы в скоплении. [30] Поскольку проплиды находятся очень близко к группе Трапеций, можно утверждать, что эти звезды намного моложе остальных членов скопления. [с]

Звездный ветер и эффекты

[ редактировать ]

После формирования 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 гидродинамическую нестабильность, когда он сталкивается с газом в туманности, который затем формирует газовые облака. Ударные волны звездного ветра также играют большую роль в формировании звезд, уплотняя газовые облака, создавая неоднородности плотности, которые приводят к гравитационному коллапсу облака.

Вид на рябь ( неустойчивость Кельвина–Гельмгольца ), образующуюся под действием звездных ветров на облако.

В туманности Ориона есть три разных типа толчков. 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 туманности, где скорость звездного ветра оценивается в тысячи километров в секунду, и во внешних частях туманности, где скорости достигают десятков километров в секунду. Головные ударные волны также могут образовываться на переднем конце звездных струй, когда струя сталкивается с межзвездными частицами .
  • Реактивные ударные волны образуются из струй материала, вырывающихся из новорожденных звезд Т Тельца . Эти узкие потоки движутся со скоростью сотни километров в секунду и становятся ударными волнами, когда сталкиваются с относительно неподвижными газами.
  • Искаженные толчки кажутся наблюдателю похожими на лук. 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 направлены через отверстие в заливе к Земле. [38] Большая нейтральная область позади ионизированной области в настоящее время сжимается под действием собственной гравитации.

Есть также сверхзвуковые «пули» газа, пронзающие водородные облака туманности Ориона. Каждая пуля в десять раз превышает диаметр орбиты Плутона и снабжена атомами железа, светящимися в инфракрасном диапазоне. Вероятно, они образовались тысячу лет назад в результате неизвестного насильственного события. [50]

Эволюция

[ редактировать ]
Панорамное изображение центра туманности, полученное телескопом Хаббл. Размер этого изображения составляет 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 капли 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.

То ли из-за столкновений со спиральным рукавом, то ли из-за ударной волны, испускаемой сверхновыми , атомы превращаются в более тяжелые молекулы, и в результате образуется молекулярное облако. Это предвещает образование звезд внутри облака, которое, как обычно полагают, произойдет в течение 10–30 миллионов лет, когда регионы преодолеют массу Джинса , а дестабилизированные объемы схлопнутся в диски. Диск концентрируется в ядре, образуя звезду, которая может быть окружена протопланетным диском. Это текущая стадия эволюции туманности, на которой из коллапсирующего молекулярного облака все еще формируются дополнительные звезды. Считается, что возраст самых молодых и ярких звезд, которые мы сейчас видим в туманности Ориона, составляет менее 300 000 лет. [51] возраст самого яркого из них может составлять всего 10 000 лет.Некоторые из этих коллапсирующих звезд могут быть особенно массивными и испускать большое количество ионизирующего ультрафиолетового излучения. Примером этого является скопление Трапеция. Со временем ультрафиолетовый свет массивных звезд в центре туманности вытеснит окружающий газ и пыль в процессе, называемом фотоиспарением . Этот процесс отвечает за создание внутренней полости туманности, позволяющей наблюдать звезды в ядре с Земли. [8] Самые крупные из этих звезд имеют короткую продолжительность жизни и в процессе эволюции станут сверхновыми.

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

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ 1270 × tan(66′/2) = 12 св. лет. радиус
  2. ^ Из умеренных зон Северного полушария туманность появляется ниже Пояса Ориона; из умеренных зон Южного полушария туманность появляется над Поясом.
  3. ^ К. Роберт О'Делл прокомментировал эту статью в Википедии: «Единственная вопиющая ошибка — это последнее предложение в разделе «Звездное образование». На самом деле его следует читать так:«Несмотря на то, что большинство планетарных дисков могут образовывать планеты, наблюдения показывают, что интенсивное звездное излучение должно было уничтожить любые проплиды, образовавшиеся вблизи группы Трапеции, если группа столь же стара, как и звезды малой массы в скоплении. Поскольку проплиды находятся очень близко к группе Трапеций, можно утверждать, что эти звезды намного моложе остальных членов скопления».

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б «НГК 7538» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 20 октября 2006 г.
  2. ^ Гейтер, Уилл; Вамплев, Антон (2010). Практический астроном (1-е американское изд.). Лондон: Паб ДК. п. 242. ИСБН  978-0-7566-7324-6 .
  3. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Рид, MJ; и др. (2009). «Тригонометрические параллаксы областей массивного звездообразования: VI. Структура Галактики, фундаментальные параметры и некруговые движения». Астрофизический журнал . 700 (1): 137–148. arXiv : 0902.3913 . Бибкод : 2009ApJ...700..137R . дои : 10.1088/0004-637X/700/1/137 . S2CID   11347166 .
  4. ^ «NGC 1976 = M42» . SEDS.org . Проверено 13 декабря 2009 г.
  5. ^ Пересмотренные данные NGC для NGC 1976 Вольфганга Штайнике согласно Пересмотренному новому общему каталогу и индексному каталогу .
  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; Дана, Чарльз А., ред. (1879). «Туманность» . Американская Циклопедия .
  8. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б 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» . Проверено 29 июня 2013 г. .
  10. ^ Хилленбранд, Луизиана; Хартманн, Л.В. (1998). «Предварительное исследование структуры и динамики скопления туманности Ориона» (PDF) . Астрофизический журнал . 492 (2): 540–553. Бибкод : 1998ApJ...492..540H . дои : 10.1086/305076 . S2CID   43038127 .
  11. ^ Блаув, А.; и др. (1954). «Пространственные движения А.Е. Возничего и μ Колумбы относительно туманности Ориона ». Астрофизический журнал . 119 : 625. Бибкод : 1954ApJ...119..625B . дои : 10.1086/145866 .
  12. ^ Боуэн, Ира Спрэг (1927). «Происхождение спектра небулия» . Природа . 120 (3022): 473. Бибкод : 1927Natur.120..473B . дои : 10.1038/120473a0 .
  13. ^ Карраско, Дэвид, изд. (2001). Оксфордская энциклопедия мезоамериканских культур: цивилизации Мексики и Центральной Америки . Оксфорд [ua]: Oxford Univ. Нажимать. п. 165. ИСБН  978-0-19-514257-0 .
  14. ^ Крупп, Эдвард (февраль 1999 г.). «Разжигание очага» . Sky & Telescope : 94. Архивировано из оригинала 11 декабря 2007 года . Проверено 19 октября 2006 г.
  15. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с Джеймс, Эндрю (27 июня 2012 г.). «Большая туманность Ориона: M42 и M43» . Южные астрономические наслаждения . Проверено 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 Большой туманности Ориона» . Научный американец . 114 : 615. 10 июня 1916 г.
  18. ^ Линн, В. (июнь 1887 г.). «Первое открытие Большой туманности в Орионе». Обсерватория . 10 : 232. Бибкод : 1887Obs....10R.232L .
  19. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Шрайбер, Джон (1904). «Иезуитская астрономия» . Популярная астрономия . 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, Галилей (9 октября 2003 г.). «Звездный вестник» (PDF) . Хадсон, Нью-Йорк. Архивировано из оригинала (PDF) 6 июля 2004 г. Проверено 12 января 2023 г.
  22. ^ Галилей, Галилей (1610). «Сидерий Нунций» . Венеция , Италия . Архивировано из оригинала 29 августа 2000 года . Проверено 12 января 2023 г.
  23. ^ Фроммерт, Х.; Кронберг, К. (25 августа 2007 г.). «Наблюдения за глубоким небом Годиерны» . СЭДС . Проверено 11 августа 2015 г.
  24. ^ Лашиез-Рей, Марк, изд. (2001). Небесная сокровищница: от музыки сфер к покорению космоса . Кембридж [ua]: Cambridge Univ. Нажимать. п. 153. ИСБН  9780521800402 .
  25. ^ Мессье, Шарль (1774). «Каталог туманностей и звездных скоплений, которые мы обнаруживаем среди неподвижных звезд на горизонте Парижа; наблюдались в Морской обсерватории с помощью различных инструментов» . 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 программы исследований: Уильям и Маргарет Хаггинсы и истоки астрофизики (доктор философии) . Проверено 4 марта 2016 г.
  27. ^ Хирншоу, Дж. Б. (1996). Измерение звездного света: два столетия астрономической фотометрии . Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. п. 122 . ISBN  9780521403931 . Проверено 4 марта 2016 г.
  28. ^ Кэмпбелл, WW; и др. (1917). «О лучевых скоростях туманности Ориона» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 29 (169): 143. Бибкод : 1917PASP...29..143C . дои : 10.1086/122612 .
  29. ^ Трамплер, Роберт Джулиус (1931). «Расстояние туманности Ориона» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 43 (254): 255. Бибкод : 1931PASP...43..255T . дои : 10.1086/124134 .
  30. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Солсбери, Дэвид Ф. (10 апреля 2001 г.). «Последние исследования туманности Ориона уменьшают вероятность образования планет» . Архивировано из оригинала 27 мая 2006 года.
  31. ^ Робберто, М.; и др. (2005). «Обзор казначейской программы HST по туманности Ориона». Бюллетень Американского астрономического общества . 37 : 1404. Бибкод : 2005AAS...20714601R . См. также пресс-релиз НАСА .
  32. ^ К.Г. Стассун; и др. (2006). «Открытие двух молодых коричневых карликов в затменной двойной системе». Природа . 440 (7082): 311–314. Бибкод : 2006Natur.440..311S . дои : 10.1038/nature04570 . ПМИД   16541067 . S2CID   4310407 .
  33. ^ О'Каллаган, Джонатан (2 октября 2023 г.). «Туманность Ориона полна невозможных загадок, которые встречаются парами. На новых изображениях области звездообразования в высоком разрешении ученые обнаружили миры, которые не поддаются объяснению, назвав их двойными объектами массы Юпитера» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 2 октября 2023 года . Проверено 2 октября 2023 г.
  34. ^ Мегит, Северная Каролина; и др. (2012). «Обследование молекулярных облаков Ориона A и B космическим телескопом Спитцер. I. Перепись пыльных молодых звездных объектов и исследование их изменчивости в среднем инфракрасном диапазоне». Астрономический журнал . 144 (6): 192. arXiv : 1209.3826 . Бибкод : 2012AJ....144..192M . дои : 10.1088/0004-6256/144/6/192 . S2CID   119112861 .
  35. ^ Кун, Массачусетс; и др. (2015). «Пространственная структура молодых звездных скоплений. II. Общее количество молодых звездных популяций». Астрофизический журнал . 802 (1): 60. arXiv : 1501.05300 . Бибкод : 2015ApJ...802...60K . дои : 10.1088/0004-637X/802/1/60 . S2CID   119309858 .
  36. ^ «Скрытые тайны облаков Ориона - обзор VISTA дает наиболее детальное представление о молекулярном облаке Ориона в ближнем инфракрасном диапазоне» . www.eso.org . Проверено 5 января 2017 г.
  37. ^ О'Делл, CR (2001). «Строение туманности Ориона» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 113 (779): 29–40. Бибкод : 2001PASP..113...29O . дои : 10.1086/317982 .
  38. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с Балик, Б.; и др. (1974). «Строение туманности Ориона» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 86 (513): 616. Бибкод : 1974PASP...86..616B . дои : 10.1086/129654 .
  39. ^ О'Делл, ЧР; и др. (2009). «Трехмерная динамическая структура внутренней туманности Ориона». Астрономический журнал . 137 (779): 367–382. arXiv : 0810.4375 . Бибкод : 2001PASP..113...29O . дои : 10.1086/317982 . S2CID   124923444 .
  40. ^ Стоян, Рональд (2008). Атлас объектов Мессье: Основные моменты глубокого неба . Издательство Кембриджского университета. п. 179. ИСБН  978-0521895545 .
  41. ^ « М-42 », Студенты за исследование и освоение космоса, 12 апреля 2006 г.
  42. ^ Лакес, П.; Видаль, Дж. Л. (март 1979 г.). «Обнаружение нового типа конденсаций в центре туманности Ориона с помощью фотокатодов S 20, связанных с электронной камерой Лаллемана». Астрономия и астрофизика . 73 : 97–106. Бибкод : 1979A&A....73...97L . ISSN   0004-6361 .
  43. ^ Черчвелл, Э.; Фелли, М.; Вуд, DOS; Масси, М. (октябрь 1987 г.). «Конденсации размером с Солнечную систему в туманности Ориона» . Астрофизический журнал . 321 : 516. Бибкод : 1987ApJ...321..516C . дои : 10.1086/165648 . ISSN   0004-637X .
  44. ^ МакКогрин, Марк Дж.; и др. (1996). «Прямое изображение околозвездных дисков в туманности Ориона» . Астрономический журнал . 111 : 1977. Бибкод : 1996AJ....111.1977M . дои : 10.1086/117934 . S2CID   122335780 .
  45. ^ О'делл, ЧР; Вэнь, Чжэн; Ху, Сихай (июнь 1993 г.). «Открытие новых объектов в туманности Ориона на изображениях HST: ударные волны, компактные источники и протопланетные диски» . Астрофизический журнал . 410 : 696. Бибкод : 1993ApJ...410..696O . дои : 10.1086/172786 . ISSN   0004-637X .
  46. ^ Кассис, Марк; и др. (2006). «Среднее инфракрасное излучение в областях фотодиссоциации в туманности Ориона» . Астрофизический журнал . 637 (2): 823–837. Бибкод : 2006ApJ...637..823K . дои : 10.1086/498404 . См. также пресс-релиз , заархивированный 24 октября 2006 г., в Wayback Machine.
  47. ^ Кер Тан, 11 января 2006 г., « Великолепие Ориона: открытая фабрика звезд », Space.com
  48. ^ « Картирование ветров Ориона », 16 января 2006 г., Служба новостей Вандербильта .
  49. ^ Дениз Чоу. Молодые звезды обвиняются в ряби космических облаков , NBC News
  50. ^ «Лазерное зрение Близнецов открывает поразительные новые детали туманности Ориона» . Обсерватория Джемини . 22 марта 2007 года . Проверено 1 июня 2010 г.
  51. ^ « Деталь туманности Ориона », изображение и текст HST.
  52. ^ Крупа, П., Орсет, С.Дж., Херли, Дж. 2001, MNRAS, 321, 699, «Формирование связанного звездного скопления: от скопления туманности Ориона до Плеяд»
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме туманности Ориона .
В Wikisource есть оригинальный текст, относящийся к этой статье:
В Wikisource есть оригинальный текст, относящийся к этой статье:


Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Orion_Nebula&oldid=1234512949"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: d735bc0026fee7dcbcb3e605f003a68b__1720983840
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/d7/8b/d735bc0026fee7dcbcb3e605f003a68b.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Orion Nebula - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)