Орион (маглина) — разлика између измена
Садржај обрисан Садржај додат
м Разне исправке |
м Разне исправке |
||
Ред 13:
=== 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 23:
Било је спекулација да су [[Цивилизација Маја|Маје]] из [[Средња Америка|Средње Америке]] описале маглину у оквиру свог мита "Три огњишта"; ако је тако, три би одговарале двема звездама у подножју Ориона, [[Ригел]]у и [[Саиф]]у, и другим звдездама [[Alnitak|Алнитаку]] који је на врху "појаса" замишљеног ловца или на темену скоро савршеног једнакостраничног троугла и [[Орионовом Мачу]] (укључујући Орион маглину) који је у средини троугла, који се види као мрља од смоле тамјана из модерног мита, или из древног (фигуративно) жара у ватреном старању.
Ни у [[Клаудије Птолемеј|Птолемејевом]] [[Алмагест]]у нити у [[Ал Суфијевој]] [[Књига фиксних звезда|Књизи фиксних звезда]] није записано ништа о овој маглини, иако су обе мрље наведене као нејасноће које су негде другде на ноћном небу; нити их је [[Галилео Галилеј|Галилео]] споменуо, иако је такође направио телескопско запажање окруживајући их у 1610. и 1617. години. То је довело до спекулације да разбуктавање, које долази путем осветљавања звезда, може да повећава осветљеност маглине.
Прво откриће дифузне нејасне Орионове маглине се углавном приписује француском астроному [[Николасу-Клауду Фабри де Пјереску]](Nicolas-Claude Fabri de Peiresc), 26. новембра 1610, када је направио рекорд посматрајући је са купљеним рефрактујућим телескопом од стране свог заштитника Guillaume du Vair-ма .
Први објављено посматрање маглине је било од стране математичара језуита и астронома [[Џона Баптист Сајсата]] из [[Луцерн]]а у својој монографији 1619 комета (описивање запажања маглине које може да датира из 1611). Он је направио поређење између ње и светле комете виђене 1618. године и описао је како се маглина појавила псоматрајући кроз свој телескоп:
: ''"види се како су на сличан начин неке звезде збијене у веома узан простор и како се унаоколо и између звезда бела светлост, као светлост од белог облака, излива"''
Његов опис центрлиних звезда, другачијих од глава комета због тога што су оне биле "правоугаоници" можда је био један од првих описа [[Трапезоидна јата|Трапезоидних јата]] (прва откривања три од четири звезде овог јата приписују се [[Галилео Галилеј|Галилеу Галилеју]] 4. фебруара, 1617 иако није приметио маглину - вероватно због уског видног поља његовог раног телескопа).
Маглина је независно откривена од стране неколико других истакнутих астронома у наредним годинама, укључујући [[Ђовани Батиста Ходијерн|Ђованија Батисту Ходијерна]] (чија је скица први пут објављена у [[De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus]]).
Ред 42:
У 1931, [[Роберт Џ. Трумплер]] је напоменуо да су слабије звезде, које су близу [[четвороугао|трапезоида]], формирале јато, и он је био први да именује Трапезодино јато. На основу њихових величина и спектралних типова, он је извео процену удаљености од 1.800 светлосних година. То је три пута даље од општепризнате процене удаљености периода, али је много ближи савременим вредностима.
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.
У 2005. години, инструмент ''напредног фотоапарата за преглед'' свемирског телескопа Хабла завршио је снимање најдетаљније слике маглине до тада узете. Слика је направљена кроз 104 орбитални телескоп, снимајући преко 3.000 звезда све до 23. величине, укључујући одојчад [[Смеђи патуљак|браон патуљака]] и могућег смеђег патуљка [[Dvojne i višestruke zvezde|бинарних звезда(двојних]] и вишеструких звезда). Годину дана касније, научници који раде са HST''(engl.) ''објављују први масивни пар еклиптичних, бинарних, браон патуљака, 2МАСС Ј05352184-0546085. Пар се налази у Орион маглини и има приближну масу 0,054 [[Сунчева маса|М☉]] и 0.034 М☉ респективно, са орбиталним периодом од 9,8 дана. Изненађујуће, за масивнија два патуљка се испоставило се да су мање блистава.
Ред 52:
Орионова маглина је део много веће маглине која је позната као [[Орионов молекуларни облачни комплекс.]] Орионов молекуларни облачни комплекс се простире кроз [[сазвежђе]] Орион и обухвата [[Бернардова маглина|Бернардову малину]], [[Коњска глава|Коњску главу]], [[М43]], [[М78]], и [[NGC 2024|маглину Пламен]]. Звезде се формирају током целог облачног процеса, али већина младих звезда буду концентрисане у густим јатима као што је она која осветљава Орионову маглину.
Садашњи астрономски модел за маглине се састоји од јонизујућег (H II) региона, фокусираног на [[Theta Orionis C]](члан отвореног јата Орионове маглине), који се налази на страни издуженог молекуларног облака у шупљини формираној од стране масивних младих звезда. (Theta Orionis C емитује 3-4 пута више фотојонизационе светлости у односу на следећу најсјајнију звезду,Theta2 Orionis A) [[HII regioni|HII]] регион има температуру у распону до 10.000 К, али та температура падне у области која је драматично близу ивице маглине. Магинска емисија долази првенствено из фотојонизујућег гаса на задњој површини шупљине.HII регион је окружен неправилним, конкавним увалама више неутралних, високих густина облака, са бусењем неутралног гаса који лежи ван области залива. Ово заузврат лежи на ободу Орионовог молекуларног облака. Гас у молекуларном облаку приказује низ брзина и турбуленција, нарочито око средњег региона. Релативни покрети су до 10 km/s (22.000 mi/h)), са локалним варијацијама до 50 km/s, а можда и више.
Посматрачи су дали имена различитим карактеристикама у Орионовој маглини. Тамна трака који се протеже од севера ка светлом региону се зове "уста рибе". Осветљени региони обе стране се називају "Крила". Остале карактеристике укључују "мач", "Суштину", и "Једро".
== Звездана формација ==
[[Датотека:M42proplyds.jpg|left|thumb|Поглед у неколико јонизованих протопланетарни дискова, у оквиру Орионове маглине нправљене од стране [[Teleskop Habl|свемирског телескопа Хабла]].
]]
Ред 63:
Орион маглина је пример [[звездани расадник|звезданог расадника]] где настају нове звезде. Запажања маглине су открили око 700 звезда у разним фазама формирања унутар маглине.
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 [[топлота|топлотну енергију]]. Ако температура постане довољно висока, [[Nuklearna fuzija|нуклеарна фузија]] ће се запалити и формираће [[Протозвезда|протозвезде]]. Протозвезда је "рођена" када почне да емитује довољно енергије зрачења помоћу које се успоставља равнотежа сопствене тежине и зауставља [[гравитациони колапс.]]
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.
Ред 77:
Постоје различите врсте шокова у Орионовој маглини. Многи су поменути у [[Herbig–Haro објектима:]]
* Лучни шокови су стационари и формирају се када се два тока честица сударе један о други. Присутне су код најврелијих звезда у маглини где се процењује да соларни ветрови достижу брзине од хиљаду km/s и у спољним деловима маглине где верови достижу брзине од више десетина km/s. Лучни шокови се такође могу формирати на предњим деловима соларних млазева када млаз погоди [[међузвездане честице]].
* Млазни шокови настају од млазева материјала који излазе из ново насталих [[T Tauri]] звезда. Ови уски токови путују брзином од више стотина km/s и постају шокови када налете на релативно непокретне гасове.
* Изобличени шокови изгледају лучно посматрачу. Настају када млазни шок налети на гас који се крее контра струјом.
* Интеракција између соларног ветра и околног облака формира "таласе" за које се верује да настају због хидро-динамичке [[Kelvin-Helmholtz]] [[нестабилности]].
Ред 88:
Међузвездани облаци попут Орионове маглине се налазе широм [[Галаксија]] попут [[Млечни пут|Млечног пута.]] Настају као хладне мрље везане гравитацијом сачињене из неутралног водоника измешаног са траговима других елемената. Облак може да садржи стотине хиљада [[соларне масе|соларних маса]] и да се пружа стотанама светлосних година. Мала гравитациона сила која може да натера облак да се уруши је избалансирана слабим притиском гаса у облаку.
Било због судара спиралне гране или ударног таласа кога емитују [[Supernova|супернове,]] атоми су претворени у теже молекуле и резултат су молекуларни облаци. То претходи настанку звезда у облаку, сматра се да је потребан период од 10 до 30 милиона година, док региони не пређу у [[Џинова маса|џинову масу]] и док се дестабилизована маса не спљошти у диск. Диск се концетрише у језгру и ствара звезду, која може бити окружена протопланетарним диском. То је тренутна фаза еволуције маглине, где додатне звезде још увек настају од урушавајуих молекуларних облака. За најмлађе и најсјајније звезде које тренутно видимо у Орионовој маглини се сматра да су млађе од 300 хиљада година а најсјајније могу имати само 10 хиљада година.
Неке од ових урушавајућих звезда могу бити врло велике и могу да емитују велику количину јонизујућег [[Ултраљубичасто зрачење|ултра љубичастог]] зрачења. Пример овога се може видети у Трапезодином јату. Временм улраљубичасто зрачење велиих звезда у центу маглине ће одгурнути околни гас и прашину у процесу који се зове [[фотоиспарење]]. Овај процес је одговоран за настанак унутрашње шупљине маглине омогућавајући звезди у средини да се види са Земље. Највеће овакве звезде имају кратак животни век и постаће супернове.
| |||