Это хорошая статья. Для получения дополнительной информации нажмите здесь.
Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Туманность Ориона
Диффузная туманность
Туманность Ориона - мозаика телескопа Хаббла 2006 18000.jpg
Вся туманность Ориона на составном изображении видимого и инфракрасного света; снято космическим телескопом Хаббл в 2006 г.
Данные наблюдений: эпоха J2000
ПодтипОтражение / Эмиссия [2]
Прямое восхождение05 ч 35 м 17,3 с [1]
Склонение−05 ° 23 ′ 28 ″ [1]
Расстояние1344 ± 20  св. Лет    (412 [3]  шт )
Видимая звездная величина (V)+4,0 [4]
Видимые размеры (V)65 × 60  угловых минут [5]
СозвездиеОрион
Физические характеристики
Радиус12 [а]  LY
Абсолютная звездная величина (В)-
Примечательные особенностиКластер трапеции
ОбозначенияNGC 1976, M42,
LBN 974, Шарплесс 281
См. Также: Списки туманностей

Туманность Ориона (также известная как Мессье 42 , М42 или NGC 1976 ) является диффузная туманность находится в Млечном Пути , будучи к югу от пояса Ориона в созвездии Ориона . [b] Это одна из самых ярких туманностей , которая видна невооруженным глазом в ночном небе. Он находится на расстоянии 1344 ± 20 световых лет (412,1 ± 6,1  пк ) [3] [6] и является ближайшим к Земле районом массивного звездообразования.. Диаметр туманности M42 оценивается в 24 световых года. Его масса примерно в 2000 раз больше массы Солнца . В более старых текстах туманность Ориона часто упоминается как Большая туманность Ориона или Большая туманность Ориона . [7]

Туманность Ориона - один из наиболее изучаемых и фотографируемых объектов на ночном небе, а также одна из наиболее интенсивно изучаемых небесных объектов. [8] Туманность многое рассказала о процессе образования звезд и планетных систем из схлопывающихся 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 [ править ]

Воспроизвести медиа
Обсуждение местоположения туманности Ориона, видимого в области звездообразования и влияния межзвездных ветров на формирование туманности.
Любительский снимок туманности Ориона, сделанный цифровой камерой среднего диапазона
Туманности Ориона и Бегущего Человека и туманность на рефракторе LRGB 384 мм
Созвездие Ориона с туманностью Ориона (внизу в середине)

Туманность видна невооруженным глазом даже из областей, подверженных некоторому световому загрязнению . Она видна как средняя «звезда» в «мече» Ориона, который является тремя звездами, расположенными к югу от Пояса Ориона. Зорким наблюдателям звезда кажется нечеткой, и туманность очевидна в бинокль или небольшой телескоп . Яркости пика поверхности центральной области составляет около 17 Mag / угл.сек 2 (около 14 милли нит ) и внешний голубовато свечение имеет пик поверхностную яркость 21,3 Mag / угл.сек 2 (около 0,27 millinits). [9] (На фотографиях, показанных здесь, яркость или яркость увеличена во много раз.)

Туманность Ориона содержит очень молодое рассеянное скопление , известное как Трапеция из-за астеризма четырех основных звезд. Две из них могут быть разделены на составляющие их двойные системы ночами с хорошей видимостью , что дает в общей сложности шесть звезд. Звезды Трапеции, как и многие другие звезды, все еще находятся в раннем возрасте . Трапеция является компонентом гораздо более крупного скопления туманности Ориона, состоящего из примерно 2800 звезд в диаметре 20 световых лет. [10] Два миллиона лет назад это скопление могло быть домом для убегающих звезд AE Aurigae , 53 Arietis иМу-Колумба , которые в настоящее время удаляются от туманности со скоростью более 100 км / с (62 миль / с). [11]

Окраска [ править ]

Наблюдатели давно отметили характерный зеленоватый оттенок туманности в дополнение к областям красного и сине-фиолетового цветов. Красный оттенок является результатом излучения линии рекомбинации Hα на длине волны 656,3 нм . Сине-фиолетовая окраска - это отраженное излучение массивных звезд класса O в центре 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 его объяснить. Было предположение, что линии были вызваны новым элементом, и название « туманность» было придумано для этого загадочного материала. Однако с более глубоким пониманием атомной физики позже было установлено, что зеленый спектр вызван маловероятным электронным переходом в дважды ионизированном кислороде , так называемым « запрещенным переходом ». Это излучение было практически невозможно воспроизвести в лаборатории в то время, потому что оно зависело от состояния покоя.и почти свободная от столкновений среда в глубоком вакууме глубокого космоса. [12]

История [ править ]

Рисунок туманности Ориона Мессье в его мемуарах 1771 года Mémoires de l'Académie Royale

Там было предположение , что майя из Центральной Америки , возможно, описал туманность в их создании мифа «Три» Камины; если так, то эти три будут соответствовать двум звездам в основании Ориона, Ригель и Сайф , и еще одной, Альнитак, на конце «пояса» воображаемого охотника, вершинам почти идеального равностороннего треугольника [ нечетко ] с Орионом. Меч (включая туманность Ориона) в центре треугольника [ неопределенно ], виден как пятно дыма от копала.ладан в современном мифе или, в (в переводе, который он предполагает) древнем, буквальные или переносные угли огненного творения. [13] [14]

Ни Птолемей «S Альмагест , ни Аль Суфи » s Книга неподвижных звезд отметили эту туманность, хотя они и перечисленные участки туманности в другом месте в ночном небе; Галилей также не упомянул об этом, хотя он также проводил телескопические наблюдения вокруг него в 1610 и 1617 годах. [15] Это привело к некоторым предположениям о том, что вспышка светящихся звезд, возможно, увеличила яркость туманности. [16]

Первое открытие диффузной туманности туманности Ориона приписывают французскому астроному Николя-Клоду Фабри де Пейреску 26 ноября 1610 года, когда он сделал запись о наблюдении за ней с помощью рефракторного телескопа, приобретенного его покровителем Гийомом дю Вэром . [15]

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

можно увидеть, 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 звезд в центре как отличных от головы кометы тем, что они были «прямоугольником», возможно, было ранним описанием скопления Трапеции . [15] [19] [20] (Первое обнаружение трех из четырех звезд этого скопления приписывается Галилео Галилею 4 февраля 1617 года, хотя он не заметил окружающую туманность - возможно, из-за узкого поля зрения его раннего телескопа. [21] )

Туманность была независимо «открыта» (хотя и видима невооруженным глазом) несколькими другими выдающимися астрономами в последующие годы, в том числе Джованни Баттистой Ходиерна (чей рисунок был впервые опубликован в De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus ). [22]

Шарль Мессье наблюдал туманность 4 марта 1769 года, а также заметил три звезды в Трапеции. Мессье опубликовал первое издание своего каталога объектов дальнего космоса в 1774 году (завершено в 1771 году). [23] Поскольку туманность Ориона была 42-м объектом в его списке, она была идентифицирована как M42.

Фотография туманности Ориона, сделанная Генри Дрейпером 1880 года, первая в истории.
Одна из фотографий туманности Ориона, сделанная Эндрю Эйнсли Коммон в 1883 году, первая, показавшая, что с большой выдержкой можно регистрировать новые звезды и туманности, невидимые человеческому глазу.

В 1865 году английский астроном-любитель Уильям Хаггинс использовал свой метод визуальной спектроскопии, чтобы исследовать туманность, показав, что она, как и другие исследованные им туманности, состоит из «светящегося газа». [24] 30 сентября 1880 года Генри Дрейпер использовал новый процесс фотографирования с сухой пластинки с помощью 11-дюймового (28 см) рефракторного телескопа, чтобы сделать 51-минутную экспозицию туманности Ориона, первый случай астрофотографии туманности в истории. . Другой набор фотографий туманности в 1883 году стал настоящим прорывом в астрономической фотографии, когда астроном-любитель Эндрю Эйнсли Коммон (Andrew Ainslie Common)использовал процесс сухой пластины для записи нескольких изображений с выдержкой до 60 минут с помощью 36-дюймового (91 см) телескопа-рефлектора, который он построил на заднем дворе своего дома в Илинге , на западе Лондона. Эти изображения впервые показали детали звезд и туманностей, слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть человеческим глазом. [25]

В 1902 году Фогель и Эберхард открыли 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. [26]

В 1931 году Роберт Дж. Трамплер заметил, что более слабые звезды около Трапеции образуют скопление, и он первым назвал их скоплением Трапеции. Основываясь на их звездных 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. [27]

В 1993 году космический телескоп Хаббл впервые наблюдал туманность Ориона. С тех пор туманность была частой целью исследований HST. Изображения были использованы для построения детальной модели туманности в трех измерениях. Протопланетные диски наблюдались вокруг большинства недавно образованных звезд в туманности, и изучались разрушительные эффекты высоких уровней ультрафиолетовой энергии от самых массивных звезд. [28]

В 2005 году инструмент Advanced Camera for Surveys космического телескопа Хаббл завершил съемку самого детального из когда-либо сделанных изображений туманности. Изображение было получено через 104 орбиты телескопа, на нем было запечатлено более 3000 звезд до 23-й величины, включая молодых коричневых карликов и возможные двойные звезды коричневых карликов . [29] Год спустя ученые, работающие с HST, объявили о первых в истории массах пары затменных двойных коричневых карликов, 2MASS J05352184–0546085 . Пары расположены в туманности Ориона и имеют приблизительные массы 0,054  М ☉ и 0,034  М ☉соответственно, с периодом обращения 9,8 суток. Удивительно, но более массивный из двух также оказался менее ярким. [30]

Структура [ править ]

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

Вся туманность Ориона простирается на 1 ° области неба 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 Orion Molecular Cloud распространяется по всему созвездию в Орионе и включает в себя Петля Барнарда , в Туманность Конская голова , M43 , M78 , и туманность Пламя . Звезды образуются по всему комплексу облаков, но большинство молодых звезд сосредоточено в плотных скоплениях, подобных тому, которое освещает туманность Ориона. [31] [32]

Орион Молекулярное облако от VISTA показывает множество молодых звезд и других объектов. [33]

Текущая астрономическая модель туманности состоит из ионизированной ( H II ) области, примерно с центром на Theta 1 Orionis C , которая находится на стороне вытянутого молекулярного облака в полости, образованной массивными молодыми звездами. [34] (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 в диапазоне до 10 000 K, но эта температура резко падает вблизи границы. туманности. [35] Туманное излучение происходит в основном от фотоионизированного газа на задней поверхности полости. [36] Область H II окружена неправильным вогнутым заливом из более нейтрального облака с высокой плотностью, с сгустками нейтрального газа, лежащими за пределами области залива. Это, в свою очередь, находится по периметру молекулярного облака Ориона. Газ в молекулярном облаке демонстрирует диапазон скоростей и турбулентность, особенно вокруг области ядра. Относительные движения составляют до 10 км / с (22 000 миль / ч) с местными колебаниями до 50 км / с и, возможно, более. [35]

Наблюдатели дали названия различным особенностям туманности Ориона. Темная полоса, идущая с севера в светлую область, называется «Рыбная пасть». Освещенные области с обеих сторон называются «Крылья». Другие особенности включают «Меч», «Укол» и «Парус». [37]

Звездообразование [ править ]

Вид на несколько проплистов в туманности Ориона, сделанный космическим телескопом Хаббла.
Фейерверк звездообразования в Орионе

Туманность Ориона - пример звездного питомника, в котором рождаются новые звезды. Наблюдения за туманностью выявили около 700 звезд на разных стадиях формирования внутри туманности.

В 1979 году наблюдения с помощью электронной камеры Лаллеманда в обсерватории Пик-дю-Миди показали шесть неразрешенных источников высокой ионизации вблизи скопления Трапеции . Эти источники были интерпретированы как частично ионизированные глобулы (ЧИГ). Идея заключалась в том, что эти объекты ионизируются извне M42. [38] Более поздние наблюдения на Очень большой решетке показали, что с этими источниками связаны конденсации размером с Солнечную систему. Здесь возникла идея, что эти объекты могут быть маломассивными звездами, окруженными испаряющимся протозвездным аккреционным диском. [39] В 1993 году наблюдения с космического телескопа Хаббл дали серьезное подтверждение того, чтопротопланетные диски в туманности Ориона, получившие название проплидов . [40] [41] HST обнаружил более 150 из них в туманности, и они считаются системами на самых ранних стадиях формирования Солнечной системы . Их огромное количество использовалось как доказательство того, что звездные системы образуются во Вселенной довольно часто .

Звезды образуются, когда сгустки водорода и других газов в области H II сжимаются под действием собственной гравитации. Когда газ схлопывается, центральный сгусток становится сильнее, и газ нагревается до экстремальных температур, преобразовывая гравитационную потенциальную энергию в тепловую . Если температура станет достаточно высокой, ядерный синтез воспламенится и сформирует протозвезду . Протозвезда «рождается», когда начинает излучать достаточно энергии, чтобы уравновесить свою гравитацию и остановить гравитационный коллапс .

Обычно облако вещества остается на значительном расстоянии от звезды до того, как начнется реакция термоядерного синтеза. Это остаточное облако - протопланетный диск протозвезды, где могут формироваться планеты. Недавние инфракрасные наблюдения показывают, что частицы пыли в этих протопланетных дисках растут, начиная с пути к формированию планетезималей . [42]

Когда протозвезда входит в фазу своей главной последовательности , она классифицируется как звезда. Несмотря на то, что большинство планетных дисков могут образовывать планеты, наблюдения показывают, что интенсивное звездное излучение должно было уничтожить любые элементы, которые образовались около группы Трапеции, если группа такая же старая, как звезды с низкой массой в скоплении. [28] Поскольку проплиды находятся очень близко к группе Trapezium, можно утверждать, что эти звезды намного моложе остальных членов скопления. [c]

Звездный ветер и эффекты [ править ]

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 . [43] Ветер образует ударные волны или гидродинамическую нестабильность, когда сталкивается с газом в туманности, который затем формирует газовые облака. Ударные волны от звездного ветра также играют большую роль в звездообразовании, уплотняя газовые облака, создавая неоднородности плотности, которые приводят к гравитационному коллапсу облака.

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

В туманности Ориона есть три разных типа толчков. Многие из них представлены в объектах Хербига – Аро : [44]

  • Носовые ударные волны являются стационарными и образуются при столкновении двух потоков частиц друг с другом. Они присутствуют возле 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. Носовые толчки также могут образовываться в передней части звездных струй, когда струя сталкивается с межзвездными частицами .
  • Удары с реактивным двигателем образуются из струй материала, вырастающего из новорожденных звезд Т Тельца . Эти узкие потоки движутся со скоростью сотни километров в секунду и становятся ударными, когда сталкиваются с относительно неподвижными газами.
  • Искаженные толчки кажутся наблюдателю луковичными. Они возникают, когда ударная волна с реактивным двигателем встречает газ, движущийся в поперечном потоке.
  • Взаимодействие звездного ветра с окружающим облаком также формирует «волны», которые, как полагают, возникают из-за гидродинамической неустойчивости Кельвина-Гельмгольца . [45]

Динамические движения газа в M42 сложны, но они выходят через отверстие в заливе к Земле. [35] Большая нейтральная область за ионизированной областью в настоящее время сжимается под действием собственной силы тяжести.

Есть также сверхзвуковые «пули» газа, пробивающие водородные облака туманности Ориона. Каждая пуля в десять раз больше диаметра орбиты Плутона и снабжена атомами железа, светящимися в инфракрасном диапазоне. Вероятно, они образовались тысячу лет назад в результате неизвестного насильственного события. [46]

Эволюция [ править ]

Панорамный снимок центра туманности, сделанный телескопом Хаббла. Это изображение составляет около 2,5 световых лет в поперечнике. Трапеция находится в центре слева.

Межзвездные облака, подобные туманности Ориона, встречаются повсюду в галактиках, таких как Млечный Путь . Они начинаются как гравитационно связанные капли холодного нейтрального водорода, смешанные со следами других элементов. Облако может содержать сотни тысяч солнечных масс и простираться на сотни световых лет. Крошечная сила тяжести, которая может заставить облако схлопнуться, уравновешивается очень слабым давлением газа в облаке.

Будь то столкновение со спиральным рукавом или ударная волна, испускаемая сверхновыми , атомы превращаются в более тяжелые молекулы, и в результате получается молекулярное облако. Это предвещает формирование звезд внутри облака, обычно считающееся периодом 10–30 миллионов лет, когда регионы проходят через массу Джинса и дестабилизированные объемы схлопываются в диски. Диск концентрируется в ядре, образуя звезду, которая может быть окружена протопланетным диском. Это текущий этап эволюции туманности, когда 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 [47].а самому яркому может быть всего 10 000 лет. Некоторые из этих коллапсирующих звезд могут быть особенно массивными и испускать большое количество ионизирующего ультрафиолетового излучения. Пример этого можно увидеть с кластером Trapezium. Со временем ультрафиолетовый свет массивных звезд в центре туманности будет отталкивать окружающий газ и пыль в процессе, называемом фотоиспарением . Этот процесс отвечает за создание внутренней полости туманности, позволяя наблюдать за звездами в ядре с Земли. [8] Самые большие 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. Останки сформируют молодое рассеянное скопление, скопление ярких молодых звезд, окруженное тонкими нитями из бывшего облака. [48]

Галерея изображений [ править ]

  • RGB-изображение туманности Ориона (M42) и туманности Бегущего человека (Sh2-279), полученное с помощью 5-дюймового апохроматического рефрактора и цифровой зеркальной камеры.

  • Комплекс туманности Ориона, включающий M42, M43 , туманность Бегущего человека (NGC 1973, 1975 и 1977) и большую часть окружающей туманности.

  • Панорамный снимок туманности Ориона, сделанный Иоаннидисом Паносом с помощью 8-дюймового ньютоновского телескопа и камеры Nikon D70.

  • Туманность Ориона, снятая любительской аппаратурой

  • Туманность Ориона была запечатлена камерой Wide Field Imager на 2,2-метровом телескопе MPG / ESO.

  • Туманность Ориона, полученная с помощью 2,2-метрового телескопа ESO / MPG.

  • H-альфа-изображение туманности с любительского телескопа.

  • Центральная часть туманности Ориона (туманность Клейнмана – Лоу ).

См. Также [ править ]

  • Петля Барнарда
  • Туманность Клейнмана-Лоу
  • Пламенная туманность (NGC 2024)
  • Туманность Конская Голова
  • Хаббл 3D (2010), фильм IMAX с детально проработанным CGI-перелетом туманности Ориона
  • Список диффузных туманностей
  • Список объектов Мессье
  • M43 , которая является частью туманности Ориона
  • M78 , отражательная туманность
  • Новый общий каталог
  • Теория корреляции Ориона
  • Комплекс молекулярных облаков Ориона
  • Туманность Ориона в художественной литературе
  • Ассоциация Орион ОБ1

Заметки [ править ]

  1. ^ 1,270 × загар (66 ′ / 2) = 12 лет. радиус
  2. ^ Из умеренных зон в Северном полушарии туманность появляется ниже пояса Ориона; из умеренных зон Южного полушария туманность появляется над Поясом.
  3. ^ С. Роберт О'Делл прокомментировал эту статью в Википедии: «Единственная вопиющая ошибка - это последнее предложение в разделе« Звездные образования ». На самом деле оно должно гласить:« Хотя большинство планетных дисков могут образовывать планеты, наблюдения показывают, что интенсивное звездное излучение должно иметь уничтожили все проплиды, которые образовались около группы Трапеции, если 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 звезд. члены кластера. '"

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b "NGC 7538" . SIMBAD . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 20 октября 2006 года .
  2. ^ Gater, Уилл; Vamplew, Антон (2010). Практический астроном (1-е американское изд.). Лондон: DK Pub. п. 242. ISBN. 978-0-7566-7324-6.
  3. ^ а б Рид, MJ; и другие. (2009). "Тригонометрические параллаксы массивных областей звездообразования: VI. Структура Галактики, основные параметры и некруглые движения". Астрофизический журнал . 700 (1): 137–148. arXiv : 0902.3913 . Bibcode : 2009ApJ ... 700..137R . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 700/1/137 .
  4. ^ "NGC 1976 = M42" . SEDS.org . Проверено 13 декабря 2009 года .
  5. ^ Пересмотренные данные NGC для NGC 1976 в пересмотренном новом общем каталоге и индексном каталоге Вольфганга Стейнике.
  6. ^ Хирота, Томоя; и другие. (2007). «Расстояние до Ориона KL, измеренное с помощью VERA». Публикации Астрономического общества Японии . 59 (5): 897–903. arXiv : 0705.3792 . Bibcode : 2007PASJ ... 59..897H . DOI : 10.1093 / pasj / 59.5.897 .
  7. ^ Рипли, Джордж; Дана, Чарльз А., ред. (1879). «Туманность»  . Американская циклопедия .
  8. ^ a b Пресс-релиз, " Астрономы заметили преемника Большой туманности Ориона, архивировано 18 февраля 2006 г. на Wayback Machine ", Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики, 2006.
  9. ↑ Кларк, Роджер (28 марта 2004 г.). «Яркость поверхности объектов глубокого космоса» . Проверено 29 июня 2013 года .. Преобразование в нит основано на величине 0, равной 2,08 микролюкс.
  10. ^ Хилленбранд, Лос-Анджелес; Хартманн, LW (1998). "Предварительное исследование структуры и динамики скопления туманности Ориона" (PDF) . Астрофизический журнал . 492 (2): 540–553. Bibcode : 1998ApJ ... 492..540H . DOI : 10.1086 / 305076 .
  11. ^ Blaauw, A .; и другие. (1954). "Космические движения AE Возничего и μ Columbae относительно туманности Ориона". Астрофизический журнал . 119 : 625. Полномочный код : 1954ApJ ... 119..625B . DOI : 10.1086 / 145866 .
  12. ^ Боуэн, Ира Спраг (1927). «Происхождение туманности спектра» . Природа . 120 (3022): 473. Bibcode : 1927Natur.120..473B . DOI : 10.1038 / 120473a0 .
  13. ^ Карраско, Дэвид, изд. (2001). Оксфордская энциклопедия мезоамериканских культур: цивилизации Мексики и Центральной Америки . Оксфорд [ua]: Oxford Univ. Нажмите. п. 165. ISBN 978-0-19-514257-0.
  14. ↑ Крупп, Эдвард (февраль 1999 г.). «Зажигание очага» . Sky & Telescope : 94. Архивировано из оригинала на 11 декабря 2007 года . Проверено 19 октября 2006 года .
  15. ^ a b c Джеймс, Эндрю (27 июня 2012 г.). «Большая туманность Ориона: M42 и M43» . Южные астрономические прелести . Проверено 27 июня 2012 года .
  16. ^ Тибор Herczeg, Norman (22 января 1999). "Туманность Ориона: глава ранних исследований туманностей" . Acta Historica Astronomiae . 3 : 246. Bibcode : 1998AcHA .... 3..246H . Проверено 27 октября 2006 года .
  17. ^ "Первооткрыватель Большой туманности в Орионе" . Scientific American . 114 : 615. 10 июня 1916 г.
  18. ^ Линн, W. (июнь 1887 г.). «Первое открытие Большой туманности в Орионе». Обсерватория . 10 : 232. Bibcode : 1887Obs .... 10R.232L .
  19. ^ a b Шрайбер, Джон (1904). «Иезуитская астрономия» . Популярная астрономия . 12 : 101.
  20. ^ Харрисон, Томас Г. (1984). «Туманность Ориона: где она находится в истории?». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 25 : 71. Bibcode : 1984QJRAS..25 ... 65H .
  21. ^ Галилей: Siderius Nuncius, Венеция , 1610. Английский Перевод опубликован в Bard College, НьюЙорк Хадсон»9 октября 2003 Английский Перевод Оригинал латинская версия архивной 29 июня 2011, в Wayback Machine
  22. ^ Frommert, H .; Кронберг, К. (25 августа 2007 г.). "Наблюдения за глубоким небом Годиерны" . САСЫ . Проверено 11 августа 2015 года .
  23. ^ Мессье, Чарльз (1774). "Каталог Nébuleuses & des amas d'Étoiles, que l'on découvre parmi les Étoiles fixes sur l'horizon de Paris; Observées à l'Observatoire de la Marine, avec différens instruments" . Mémoires de l'Académie Royale des Sciences .
  24. ^ 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 (доктор философии) . Проверено 4 марта 2016 года .
  25. ^ Hearnshaw, JB (1996). Измерение звездного света: два века астрономической фотометрии . Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. п. 122 . ISBN 9780521403931. Проверено 4 марта 2016 года .
  26. ^ Кэмпбелл, WW; и другие. (1917). «О радиальных скоростях туманности Ориона» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 29 (169): 143. Bibcode : 1917PASP ... 29..143C . DOI : 10.1086 / 122612 .
  27. ^ Трамплер, Роберт Джулиус (1931). «Расстояние до туманности Ориона» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 43 (254): 255. Полномочный код : 1931PASP ... 43..255T . DOI : 10.1086 / 124134 .
  28. ^ a b Дэвид Ф. Солсбери, 2001, « Последние исследования туманности Ориона уменьшают вероятность образования планет. Архивировано 27 мая 2006 г. на Wayback Machine ».
  29. ^ Робберто, М .; и другие. (2005). "Обзор программы казначейства HST по туманности Ориона". Бюллетень Американского астрономического общества . 37 : 1404. Bibcode : 2005AAS ... 20714601R .См. Также пресс-релиз НАСА .
  30. ^ К.Г. Стассун; и другие. (2006). «Открытие двух молодых коричневых карликов в затменной двойной системе». Природа . 440 (7082): 311–314. Bibcode : 2006Natur.440..311S . DOI : 10,1038 / природа04570 . PMID 16541067 . 
  31. ^ Megeath, ST; и другие. (2012). "Обследование космическим телескопом Спитцера молекулярных облаков Ориона A и B. I. Перепись запыленных молодых звездных объектов и исследование их изменчивости в среднем инфракрасном диапазоне". Астрономический журнал . 144 (6): 192. arXiv : 1209.3826 . Bibcode : 2012AJ .... 144..192M . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 144/6/192 .
  32. ^ Кун, Массачусетс; и другие. (2015). "Пространственная структура молодых звездных скоплений. II. Общее молодое звездное население". Астрофизический журнал . 802 (1): 60. arXiv : 1501.05300 . Bibcode : 2015ApJ ... 802 ... 60K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 802/1/60 .
  33. ^ "Скрытые секреты облаков Ориона - обзор VISTA дает наиболее подробное представление о молекулярном облаке Ориона в ближнем инфракрасном диапазоне" . www.eso.org . Проверено 5 января 2017 года .
  34. ^ О'Делл, CR (2001). «Строение туманности Ориона» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 113 (779): 29–40. Bibcode : 2001PASP..113 ... 29 ° . DOI : 10.1086 / 317982 .
  35. ^ a b c Балик, B .; и другие. (1974). «Строение туманности Ориона» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 86 (513): 616. Полномочный код : 1974PASP ... 86..616B . DOI : 10.1086 / 129654 .
  36. ^ О'Делл, CR; и другие. (2009). «Трехмерная динамическая структура внутренней туманности Ориона». Астрономический журнал . 137 (779): 367–382. arXiv : 0810.4375 . Bibcode : 2001PASP..113 ... 29 ° . DOI : 10.1086 / 317982 .
  37. ^ " M-42 ", Студенты для исследования и освоения космоса, 12 апреля 2006 г.
  38. ^ Laques, P .; Видаль, Дж. Л. (март 1979 г.). «Обнаружение конденсата нового типа в центре туманности Ориона с помощью фотокатодов S 20, связанных с электронной камерой Лаллеманда». Астрономия и астрофизика . 73 : 97–106. Bibcode : 1979A&A .... 73 ... 97L . ISSN 0004-6361 . 
  39. ^ Черчвелл, E .; Felli, M .; Дерево, DOS; Масси, М. (октябрь 1987 г.). "Конденсация размером с Солнечную систему в туманности Ориона". Астрофизический журнал . 321 : 516. Bibcode : 1987ApJ ... 321..516C . DOI : 10.1086 / 165648 . ISSN 0004-637X . 
  40. ^ МакКогриан, Марк Дж .; и другие. (1996). "Прямое изображение околозвездных дисков в туманности Ориона". Астрономический журнал . 111 : 1977. Bibcode : 1996AJ .... 111.1977M . DOI : 10.1086 / 117934 .
  41. ^ О'делл, CR; Вэнь, Чжэн; Ху, Сихай (июнь 1993 г.). «Открытие новых объектов в туманности Ориона на изображениях HST: толчки, компактные источники и протопланетные диски». Астрофизический журнал . 410 : 696. Bibcode : 1993ApJ ... 410..696O . DOI : 10.1086 / 172786 . ISSN 0004-637X . 
  42. ^ Кассис, Марк; и другие. (2006). «Излучение в средней инфракрасной области в областях фотодиссоциации в туманности Ориона» . Астрофизический журнал . 637 (2): 823–837. Bibcode : 2006ApJ ... 637..823K . DOI : 10.1086 / 498404 .См. Также пресс-релиз, заархивированный 24 октября 2006 г., на сайте Wayback Machine.
  43. ↑ Кер Тан, 11 января 2006 г., « Великолепие Ориона: открытие фабрики звезд », Space.com
  44. ↑ « Картографирование ветров Ориона », 16 января 2006 г., Vanderbilt News Service
  45. ^ Дениз Чоу. Молодые звезды обвиняются в ряби облаков в космосе , NBC News
  46. ^ «Лазерное зрение Близнецов открывает поразительные новые детали в туманности Ориона» . Обсерватория Близнецов . 22 марта 2007 . Проверено 1 июня 2010 года .
  47. ^ " Деталь туманности Ориона ", изображение и текст HST.
  48. ^ Kroupa, P., Aarseth, SJ, Hurley, J. 2001, MNRAS, 321, 699, "Формирование связанного звездного скопления: от скопления туманности Ориона до Плеяд"

Внешние ссылки [ править ]

  • «Анимационный тур по туманности Ориона». Архивировано 6 июня 2013 года в Wayback Machine , Университет Южного Уэльса.
  • Туманность Ориона, наблюдаемая Chandra / HST
  • Туманность Ориона, наблюдаемая обсерваторией Близнецов
  • Туманность Ориона в ЕКА / Хаббл
  • Мессье 42, страницы SEDS Мессье и, в частности, NGC 1976 .
  • Январь 2006 г. Изображение туманности Ориона, полученное космическим телескопом Хаббл.
  • Январь 2006 г. Изображение скопления Трапеция, полученное космическим телескопом Хаббл.
  • Туманность Ориона M42, изображения Хаббла
  • Замечательные новые виды туманности Ориона , SpaceFlight Now, 2001.
  • NightSkyInfo.com - Большая туманность Ориона
  • Астрономическая картина дня
    • Орион Спитцера 2010 10 апреля
    • В Орионе формируются планетные системы, 22 декабря 2009 г.
    • Большая туманность Ориона, 23 октября 2008 г.
  • Грей, Меган; и другие. «M42 - Туманность Ориона» . Deep Sky Videos . 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, вкл. Фотографии и анимация

Координаты : Карта неба 05 ч 35 м 17,3 с , −05 ° 23 ′ 28 ″.