Nébuleuse d'Orion
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| Nébuleuse d'Orion | |
|---|---|
 L'ensemble Nébuleuse d'Orion en lumière visible. Crédit: NASA / ESA | |
| des données d'observation: J2000 époque | |
| Type | Réflexion et d'émission |
| Ascension droite | 05 h 35 m 17,3 s |
| Déclinaison | -05 ° 23 '28 " |
| Distance | 1270 ± 76 Ly (389 pc) |
| Magnitude apparente (V) | 3,0 |
| Dimensions apparentes (V) | 65 × 60 arcmins |
| Constellation | Orion |
| Caractéristiques physiques | |
| Rayon | 12 Ly |
| Magnitude absolue (V) | - |
| Caractéristiques notables | Amas du Trapèze |
| Autres désignations | NGC 1976, M42, LBN 974, Sharpless 281 |
Voir aussi: Nébuleuse diffuse, Listes de nébuleuses | |
La nébuleuse d'Orion (aussi connu comme Messier 42, M42 ou NGC 1976) est une nébuleuse diffuse située au sud de Ceinture d'Orion. Ce est un des plus brillants nébuleuses, et est visible à la œil nu dans le ciel nocturne. M42 est situé à une distance de 1270 ± 76 années-lumière et est la région la plus proche du massif formation d'étoiles de la Terre . La nébuleuse M42 est estimée à 24 années-lumière de diamètre. Des textes plus anciens souvent appelées la nébuleuse d'Orion comme grande nébuleuse d'Orion ou la Grande Nébuleuse d'Orion. Pourtant plus, textes astrologiques réfèrent à lui comme Ensis ( latine pour "épée"), qui était aussi le nom donné à l'étoile Eta Orionis, qui peut être vu à proximité de la nébuleuse de la Terre.
La nébuleuse d'Orion est l'un des objets les plus examinés et photographiés dans le ciel de nuit, et est parmi les caractéristiques célestes les plus intensément étudiés. La nébuleuse a indiqué beaucoup au sujet de la façon dont le processus étoiles et planétaires systèmes sont formés de se effondrer nuages de gaz et de poussière. Les astronomes ont directement observé disques protoplanétaires, naines brunes, des mouvements intenses et turbulents du gaz, et de la effets d'étoiles massives à proximité dans la nébuleuse photo-ionisants.
Informations générales
La nébuleuse est en réalité partie d'une nébuleuse beaucoup plus vaste qui est connu comme le Nuage d'Orion. Le Nuage d'Orion se étend tout au long du constellation d'Orion et comprend Boucle de Barnard, le Horsehead Nebula, M43, M78 et la Nébuleuse de la Flamme. Étoiles se forment tout au long de la nébuleuse d'Orion, et en raison de ce processus de chaleur intensive la région est particulièrement important dans le infrarouge.
La nébuleuse est visible à l'œil nu, même dans les zones touchées par certains pollution lumineuse. Il est considéré comme la "star" du milieu dans l'épée d'Orion, qui sont les trois étoiles situé au sud de la ceinture d'Orion. L'étoile apparaît floue aux observateurs l'œil vif et la nébulosité est évident à travers des jumelles ou un petit télescope .
La nébuleuse d'Orion contient un très jeune amas ouvert , connu sous le nom Trapèze en raison de la astérisme de ses quatre principales étoiles. Deux d'entre eux peuvent être résolus dans leurs systèmes binaires composant les nuits avec une bonne voir, soit un total de six étoiles. Les étoiles du Trapèze, avec beaucoup d'autres étoiles, sont encore dans leur premières années. Le Trapèze peut être un composant de la nébuleuse d'Orion Cluster très grande, une association d'environ 2 000 étoiles dans un diamètre de 20 années-lumière. Il ya deux millions d'années ce groupe a peut-être été la maison de la étoiles emballement AE Aurigae, 53 Arietis, et Mu Columbae, qui sont actuellement éloigne de la nébuleuse à des vitesses supérieures à 100 km / s.
Les observateurs ont remarqué depuis longtemps une teinte verdâtre distinctive à la nébuleuse, en plus des régions de rouge et les zones de bleu-violet. La teinte rouge est bien entendu être provoquée par H α ligne de recombinaison un rayonnement à une longueur d'onde de 656,3 nm. La coloration bleu-violet est le rayonnement réfléchi par le massif Étoiles O-classe au cœur de la nébuleuse.
La teinte verte était un casse-tête pour les astronomes dans la première partie du 20e siècle car aucun des connue raies spectrales de l'époque pourraient l'expliquer. Il y avait une certaine spéculation que les lignes ont été causés par un nouvel élément, et le nom "nébulium" a été inventé pour cette matière mystérieuse. Grâce à une meilleure compréhension de la physique atomique, cependant, il a été déterminé plus tard que les spectres verte a été causée par une faible probabilité électrons transition doublement ionisé oxygène , un soi-disant " transition interdite ". Ce rayonnement est presque impossible de reproduire en laboratoire parce qu'il dépendait de l'environnement sans collision de repos et presque trouvé dans l'espace profond.
Histoire
Le Maya d' Amérique centrale avait un conte populaire qui traite de la part de la constellation d'Orion du ciel, connu sous le nom Xibalba. Leur traditionnelle foyers inclus dans leur milieu une tache de feu rougeoyant qui correspondait à la nébuleuse d'Orion. Ce est la preuve pré-télescope clair que les Mayas détecté une zone diffuse du ciel contraire aux points de étoiles de broches.
Cette nébuleuse est actuellement visible à l'oeil nu, mais curieusement il n'y a aucune mention de la nébulosité dans les documents écrits astronomiques avant le 17ème siècle. En particulier, ni Ptolémée dans le Almageste, ni Al Sufi dans son Livre des étoiles fixes noté cette nébuleuse, même se ils figurent à la fois des plaques de nébulosité ailleurs dans le ciel nocturne. Curieusement cette nébuleuse n'a pas non plus mentionné par Galileo , même se il a fait des observations du télescope de cette partie de la constellation d'Orion en 1610 et 1617. Cela a conduit à des spéculations selon lesquelles une poussée des étoiles d'éclairage peut avoir augmenté la luminosité de la nébuleuse.
La nébuleuse d'Orion est généralement crédité comme étant découvert en 1610 par Nicolas-Claude Fabri de Peiresc comme indiqué dans les propres dossiers de Peiresc. Cysat de Lucerne, Jésuite astronome, était le premier à publier en note (quoique quelque peu ambiguë) dans un livre sur un brillant comète dans 1618. Il a été découvert indépendamment par plusieurs astronomes éminents dans les années suivantes, y compris Christiaan Huygens en 1656 (dont l'esquisse a été le premier publié en 1659). Charles Messier a d'abord noté la nébuleuse sur 4 mars 1769 , et il a également noté trois étoiles dans Trapèze. (La première détection de ces trois étoiles est maintenant crédité sur Galileo 1617, mais il n'a pas remarqué la nébuleuse environnante, peut-être en raison du champ de vision étroit de son début télescope .) Charles Messier a publié la première édition de son catalogue d'objets du ciel profond en 1774 (achevé en 1771 ). Comme la nébuleuse d'Orion était l'objet 42 ème dans sa liste, il est devenu identifié comme M42.
Spectroscopie effectuée par William Huggins a montré la nature gazeuse de la nébuleuse en 1865 . Henry Draper a pris la première astrophoto de la nébuleuse d'Orion sur 30 septembre 1880 , qui est crédité d'être le premier exemple de l'astrophotographie du ciel profond dans l'histoire.
En 1902 , Vogel et Eberhard découverts vitesses au sein de la nébuleuse et par différentes 1914 astronomes de Marseille avaient utilisé l'interféromètre de détecter la rotation et les mouvements irréguliers. Campbell et Moore ont confirmé ces résultats en utilisant le spectrographe, démontrant turbulence dans la nébuleuse.
En 1931 , Robert J. Trumpler noter que les plus faibles étoiles proches du Trapèze formé un cluster, et il était le premier à les nommer le cluster du Trapèze. Sur la base de leurs grandeurs et types spectraux, il a tiré une estimation de distance de 1800 années-lumière. Ce était trois fois plus que l'estimation de la distance communément acceptée de la période, mais était beaucoup plus proche de la valeur moderne.
En 1993 , le télescope spatial Hubble d'abord observé la nébuleuse d'Orion. Depuis lors, la nébuleuse a été une cible fréquente pour les études TVH. Les images ont été utilisées pour construire un modèle détaillé de la nébuleuse en trois dimensions. Disques protoplanétaires ont été observés autour de la plupart des étoiles nouvellement formées dans la nébuleuse, et les effets destructeurs des niveaux élevés de rayonnement ultraviolet de l'énergie des étoiles les plus massives ont été étudiés.
En 2005 , l'Advanced Camera for Surveys instrument du télescope spatial Hubble a terminé capturer l'image la plus détaillée de la nébuleuse encore pris. L'image a été prise par 104 orbites du télescope, capturant plus de 3000 étoiles jusqu'à la magnitude 23, y compris les nourrissons naines brunes et possibles naine brune étoiles binaires . Un an plus tard, les scientifiques travaillant avec la TVH a annoncé le premier jamais masses d'une paire de naines brunes binaires à éclipses, 2MASS J05352184-0546085. La paire sont situés dans la nébuleuse d'Orion et ont des masses approximatives de 0,054 M et 0,034 M ☉ ☉ respectivement, avec une période orbitale de 9,8 jours. Étonnamment, la plus massive des deux est également avéré être le moins lumineux.
Structure
L'ensemble de la nébuleuse d'Orion se étend sur une région de 10 ° du ciel, et comprend nuages neutres de gaz et de poussière, associations d'étoiles, de gaz ionisés volumes et nébuleuses par réflexion.
La nébuleuse forme un nuage à peu près sphérique qui culmine dans la densité près du cœur. Le nuage a une température allant jusqu'à 10 000 K, mais cette température chute de façon spectaculaire près du bord de la nébuleuse. Contrairement à la distribution de densité, le nuage affiche une plage de vitesses et de la turbulence, en particulier autour de la région de coeur. Mouvements relatifs sont à 10 km / s (22 000 km / h), avec des variations locales allant jusqu'à 50 km / s et peut-être plus élevé.
Le modèle astronomique actuel pour la nébuleuse se compose d'une région ionisée à peu près centrée sur Theta 1 Orionis C, l'étoile responsable de la plupart de l' ultraviolet rayonnement ionisant. (Il émet 3-4 fois plus photoionizing lumière comme la prochaine étoile la plus brillante, Theta Orionis A. 2) Il est entouré par un irrégulière, baie concave de plus neutre, nuage de haute densité, avec des touffes de gaz neutre se trouvant en dehors de la baie région. Ceci à son tour est située sur le périmètre de la Orion Couverture moléculaire.
Les observateurs ont donné des noms des différentes fonctions dans la nébuleuse d'Orion. La bande sombre qui se étend du nord vers la région lumineuse est appelé "la gueule du poisson". Les régions éclairées des deux côtés sont appelés les "Wings". Les autres caractéristiques comprennent "The Sword", "La poussée" et "La Voile".
Formation stellaire
La nébuleuse d'Orion est un exemple de pépinière stellaire où de nouvelles étoiles naissent. Observations de la nébuleuse ont révélé environ 700 étoiles à différents stades de la formation au sein de la nébuleuse.
De récentes observations avec le télescope spatial Hubble ont fourni la plus grande découverte de disques protoplanétaires dans la nébuleuse d'Orion, qui ont été doublés proplyds. TVH a révélé plus de 150 d'entre eux au sein de la nébuleuse, et ils sont considérés comme des systèmes dans les premières étapes de formation du système solaire. Le grand nombre d'entre eux ont été utilisés comme une preuve que la formation des systèmes solaires est relativement commun dans notre univers .
Les étoiles se forment lorsque des touffes de l'hydrogène et d'autres gaz dans une région H II contrat sous leur propre gravité. Comme le gaz se effondre, le massif central se renforce et le gaz chauffe à des températures extrêmes en convertissant énergie potentielle gravitationnelle energie thermique. Si la température est suffisamment élevée, la fusion nucléaire se enflammer et former un protoétoile. La protoétoile est «né» quand il commence à émettre suffisamment d'énergie radiative pour équilibrer sa gravité et l'arrêt effondrement gravitationnel.
Typiquement, un nuage de matière reste à une distance importante de l'étoile avant enflamme la réaction de fusion. Ce nuage est vestige disque protoplanétaire de la protoétoile, où les planètes peuvent se former. Récent observations infrarouges montrent que les grains de poussière dans ces disques protoplanétaires sont en croissance, en commençant sur le chemin vers la formation planétésimaux.
Une fois que la protoétoile entre dans sa phase de séquence principale, elle est classée comme une étoile. Même si la plupart des disques planétaires peuvent former des planètes, les observations montrent que le rayonnement stellaire intense aurait détruit toute proplyds qui formaient près du groupe de trapèze, si le groupe est aussi vieille que les faibles étoiles de masse dans le cluster. Depuis proplyds se trouvent très près du groupe de trapèze, on peut faire valoir que ces étoiles sont beaucoup plus jeunes que le reste des membres de la grappe.
Vent et effets Stellar
Une fois formés, les étoiles dans la nébuleuse émettent un flux de particules chargées connues comme vent stellaire. Les étoiles massives et jeunes étoiles ont vents stellaires beaucoup plus fortes que le Sun . Le vent forme des ondes de choc quand il rencontre le gaz dans la nébuleuse, qui façonne alors les nuages de gaz. Les ondes de choc de vent stellaire jouent également un grand rôle dans la formation des étoiles par compactage des nuages de gaz, créant des inhomogénéités de densité qui mènent à l'effondrement gravitationnel du nuage.
Il ya trois différents types de chocs dans la nébuleuse d'Orion. Beaucoup sont en vedette dans les objets Herbig Haro- :
- Bow chocs sont fixes et sont formés lorsque deux flux de particules entrent en collision les uns avec les autres. Ils sont présents près des étoiles les plus chaudes dans la nébuleuse où la vitesse du vent stellaire est estimé à des milliers de kilomètres par seconde et dans les parties extérieures de la nébuleuse où les vitesses sont des dizaines de kilomètres par seconde. Bow chocs peuvent également se former à l'extrémité avant de jets stellaires lorsque le jet frappe particules interstellaires.
- Jet-chocs conduit sont formés à partir de jets de matière germination hors nouveau-né Étoiles T Tauri. Ces flux étroites se déplacent à des centaines de kilomètres par seconde, et deviennent chocs quand ils rencontrent des gaz relativement stationnaires.
- Warped chocs apparaissent arc-like à un observateur. Elles sont produites quand une rencontre de choc entraîné par gaz de jet se déplaçant dans un courant transversal.
Les motions de gaz dynamiques dans M42 sont complexes, mais sont orientés à travers l'ouverture dans la baie et vers la Terre. La grande zone neutre derrière la région ionisée est actuellement contracte sous sa propre gravité.
Évolution
Les nuages interstellaires comme la nébuleuse d'Orion se retrouvent partout dans les galaxies comme la Voie Lactée . Ils commencent blobs que gravitationnellement liés de froid, hydrogène neutre, entremêlées avec des traces d'autres éléments. Le nuage peut contenir des centaines de milliers de masses solaires et étendent sur des centaines d'années-lumière. La force de gravité minuscule qui pourrait contraindre le nuage se effondrer est contrebalancée par la pression très faible du gaz dans le nuage.
Que ce soit dû à des collisions avec un bras en spirale, ou par l'onde de choc émise par les supernovae , les atomes sont précipités en molécules plus lourdes et le résultat est un nuage moléculaire. Cela présage la formation des étoiles dans le nuage, généralement pensé pour être dans un délai de 10-30 millions d'années, que les régions passent le Jeans de masse et l'effondrement des volumes déstabilisé en disques. Le disque se concentre au cœur pour former une étoile, qui peut être entouré par un disque protoplanétaire. Ce est le stade actuel de l'évolution de la nébuleuse, avec des étoiles supplémentaires en formation continue du nuage moléculaire se effondrer. Les étoiles les plus jeunes et les plus brillants que nous voyons maintenant dans la nébuleuse d'Orion sont pensés pour être âgé de moins de 300000 années, et les plus brillants peuvent être seulement 10.000 ans de l'âge.
Certaines de ces étoiles se effondrent peut être particulièrement massif, et peut émettre de grandes quantités de ionisants ultraviolet rayonnement. Un exemple de ceci est vu avec le cluster du Trapèze. Au fil du temps la lumière ultraviolette des étoiles massives au centre de la nébuleuse va repousser le gaz et la poussière environnante dans un processus appelé l'évaporation de photos. Ce processus est responsable de la création de la cavité intérieure de la nébuleuse, permettant aux étoiles au cœur de visionner de la Terre. Le plus grand de ces étoiles ont une courte durée de vie et évoluera pour devenir supernovae.
Dans environ 100000 années, la plupart du gaz et de poussière seront éjectés. Les restes seront former un jeune amas ouvert, un groupe de jeunes et brillants étoiles entourées de filaments vaporeux de l'ancien nuage. Le Pleiades est un exemple célèbre d'un tel groupe.
