Орион (маглина) — разлика између измена
Садржај обрисан Садржај додат
м Бот: исправљена преусмерења |
|||
Ред 10:
Маглина је видљива голим оком чак и из области претрпане [[светлосне сметње|светлосним сметњама]]. Висе се као средња "звезда" у Орионовом мачу кога чине три звезде у положају јужно од Орионовог појаса. Звезда се нејасно види када посматрач оштро посматра голим оком а маглина је очигледна кроз [[двоглед]] или мали [[телескоп]]. Максимум површинског осветљења централног региона је око 17 Mag/arcsec2 (око 14 [[милинитца]] што је изведена јединица за осветљење.), а спољашњи плавкасти сјај има површину максималне белине од 21.3 21.3 Mag/arcsec2 ( око 0.27 милиитца). (На фотографијама које су приказане овде осветљеност, или [[Сјајност (минералогија)|сјајност]], је побољшана великим фактором.)
Орион маглина садржи веома младо отворено јато, познато као [[четвороугао|трапезоид]] због [[Астеризам (астрономија)|астеризма]] од своје четири примарне звезе. Две могу да се лепо [[глагол видети|виде]] у свом бинарном систему компонента када је вече и њих чине укупно шест звезда. Звезде трапезоида, заједно са многим другим звездама, и даље су у својим [[ране године|раним годинама]]. Трапезоид је саставни део много веће Орион маглине која има око 2.800 звезда у пречнику од 20 светлосних година. Пре две милиона година ово јато је можда било дом за [[путујуће звезде]] [[AE Aurigae]], [[53 Arietis]], и [[Mu Columbae]], које се тренутно крећу даље од маглине на брзинама већим од 100 km/s
=== Обојеност ===
Посматрачи су одавно приметили препознатљиву зелену нијансу на маглини, поред црвених и плаво-љубичастих региона . Црвена нијанса је резултат [[Hα]] рекомбинације линије [[Зрачење|зрачења]] (Hα : специфичана дубоко црвена,видљива,спектрална линија) на [[Таласна дужина|таласној дужини]] од 656.3 [[нанометар|nm]]. Плаво-љубичаста обојеност је одраз зрачења масивних звезда [[Харвардска спектрална класификација|О класе]] у средишту маглине.
Зелена нијанса је била загонетка за астрономе у раном 20. веку, јер ниједна од познатих [[спектралне линије|спектралних линија]] у том тренутку није могла да је објасни. Било је неких спекулација да су линије изазване новим елементом [[небулијум]]ом (предложени елемент који сачињава маглину), чије је име смишљено за овај мистериозни материјал. Са подручја бољег разумевања [[Atomska fizika|атомске физике]], међутим, касније је утврђено да је зелени спектар изазван малим вероватноћама електронске транзиције у двоструко [[Јон|јонизовани]] [[кисеоник]], тзв. "з[[абрањене транзиције]]". Ово зрачење је готово немогуће размножавати у лабораторији, јер зависи од мировања и судара без окружења које се налази у дубоком свемиру.
Ред 40:
Године 1902., [[Вогел]] и Еберхард откривају различите брзине у оквиру маглине и 1914. године астрономи у [[Марсељ]]у искоришћавају интерферометар који ће да детектује ротацију и неправилне покрете. Кембел и Мур потврђују ове резултате помоћу спектографа, показујући турбуленције унутар маглине.
У 1931, [[Роберт Џ. Трумплер]] је напоменуо да су слабије звезде, које су близу [[
Године 1993, [[Teleskop Habl|Хабл - свемирски телескоп]] је прво приметио Орион маглину. Од тада, маглина је била честа мета за HST''(engl.) ''студије. Слике су коришћене за изградњу детаљаног модела маглине у три димензије. [[Protoplanetarni disk|Протопланетарни дискови]] су уочени око већине новоформираних звезда у маглини,а деструктивни ефекти високих нивоа [[Ултраљубичасто зрачење|ултраљубичасте]] енергије из најмасовнијих звезда су били проучавани.
Ред 65:
Последња запажања [[Teleskop Habl|свемирског телескопа Хабла]] су дала највећа открића [[Protoplanetarni disk|протопланетарних дискова]] унутар Орионове маглине, које су назвали јонизовани протопланетарни дискови. HST је открио више од 150 тих дискова,унутар маглине, и за њих се сматра да су системи у најранијим фазама [[соларно формирање система|соларног формирања система]]. Сам њихов број се користи као доказ да је формирање звезданих система прилично уобичајено у нашем [[Свемир|универзуму]].
[[Zvezdana evolucija|Звезде се формирају]] када групе [[Водоник|водоника]] и других гасова у [[HII regioni|H II]] региону дођу у контакт под сопственом тежином. Како гас пропада, централна група јача и гас се греје до екстремне температуре претварањем [[гравитационе потенцијалне енергије]] у [[
Типично, облак материјала остаје на значајаној удаљеност од звезде пре него што је фузија реакција запали. Овај остатак облак је протопланетарни диск у Протостар је, где планете може формирати. Рецент [[Инфрацрвена светлост|инфрацрвени]] запажања показују да су зрна прашине у овим протопланетарни дискови расте, почиње на путу ка формирању планетесималс.
| |||