Νεφέλωμα του Ωρίωνα

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
Νεφέλωμα του Ωρίωνα
Το Μέγα Νεφέλωμα του Ωρίωνα (κεντρικό τμήμα) φωτογραφημένο με το τηλεσκόπιο των 2,2 m του ESO.
Αστερισμός: Ωρίων
Τύπος αντικειμένου: Διάχυτο νεφέλωμα (εκπομπής και ανακλάσεως)
Συντεταγμένες κέντρου (εποχή 2000.0): α = 05h 35m 17s δ = -5°23΄25΄΄
Φαινόμενο μέγεθος: +4,0
Φαινόμενες διαστάσεις 65΄ × 60΄ [1]
Πραγματική διάμετρος 24 έτη φωτός
Απόσταση από τη Γη: 1.344 ± 20  έτη φωτός (412 pc)
`Αλλες ονομασίες: NGC 1976, M42,
LBN 974, Sharpless 281

Το Νεφέλωμα του Ωρίωνα, γνωστό και ως Μέγα Νεφέλωμα του Ωρίωνος (μια ακριβέστερη ονομασία, καθώς στον αστερισμό Ωρίωνα υπάρχουν αρκετά άλλα νεφελώματα), αλλά και ως Μεσιέ 42 (Μ42), είναι ένα διάχυτο νεφέλωμα νότια από τη Ζώνη του Ωρίωνα. Είναι ένα από τα φαινομενικώς φωτεινότερα νεφελώματα, ορατό με γυμνό μάτι σε σκοτεινό ουρανό. Το M42 απέχει από εμάς 1.344 ± 20 έτη φωτός.[2][3] Περιλαμβάνει την κοντινότερη στη Γη περιοχή παραγωγής νέων αστέρων. Η πραγματική του διάμετρος εκτιμάται σε 24 έτη φωτός.

Το Νεφέλωμα του Ωρίωνα είναι ένα από τα πλέον ερευνηθέντα και φωτογραφημένα ουράνια σώματα. Η μελέτη του έχει αποκαλύψει πολλά μυστικά για τη διαδικασία σχηματισμού νέων άστρων και πλανητών από τη βαρυτική κατάρρευση νεφών διαστρικού αερίου και σκόνης. Οι αστρονόμοι έχουν παρατηρήσει απευθείας πρωτοπλανητικούς δίσκους, φαιούς νάνους, έντονες και τυρβώδεις κινήσεις αέριων μαζών και φαινόμενα φωτοϊονισμού από το φως γειτονικών αστέρων μεγάλης μάζας στο νεφέλωμα. Υπάρχουν επίσης υπερηχητικά «σφαιρίδια» αερίου που διατρυπούν τα πυκνά νέφη υδρογόνου του Νεφελώματος του Ωρίωνα: το καθένα από αυτά είναι 10 φορές μεγαλύτερο από το Ηλιακό Σύστημα (ως την τροχιά του Πλούτωνα) και οι άκρες του τονίζονται από κυανή ακτινοβολία ατόμων σιδήρου, ενώ η γένεσή τους πιθανότατα οφείλεται σε κάποιο άγνωστο βίαιο γεγονός που έλαβε χώρα πριν από χίλια περίπου χρόνια.

Γενικές πληροφορίες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το Νεφέλωμα του Ωρίωνα αποτελεί στην πραγματικότητα τμήμα ενός πολύ μεγαλύτερου νεφελώματος, που είναι γνωστό ως Σύμπλεγμα Μοριακών Νεφών του Ωρίωνα και εκτείνεται σε ολόκληρο τον αστερισμό, περιλαμβάνοντας τον Βρόχο του Μπάρναρντ, το Νεφέλωμα Αλογοκεφαλή, το M43, το M78 και το Νεφέλωμα της Φλόγας. Γένεση αστέρων παρατηρείται σε ολόκληρο το Νεφέλωμα του Ωρίωνα και εξαιτίας αυτής της διαδικασίας η περιοχή εκπέμπει άφθονο υπέρυθρο φως.

Το Μ42 είναι ορατό με γυμνό μάτι τις νύχτες χωρίς φεγγάρι, καθώς γίνεται αντιληπτό ως το μεσαίο «αστέρι» στο ξίφος του Ωρίωνος, το οποίο σχηματίζουν οι τρεις αστέρες που εκτείνονται νότια από τη Ζώνη. Το «αστέρι» αυτό φαίνεται θολό σε παρατηρητές με οξεία όραση και η νεφελώδης του φύση γίνεται προφανής αν το παρατηρήσουμε με ένα ζευγάρι κιάλια ή με ένα μικρό τηλεσκόπιο.

Το Νεφέλωμα του Ωρίωνα εμπεριέχει ένα πολύ νεαρό ανοικτό σμήνος αστέρων, γνωστό ως Τραπέζιο (του Ωρίωνα) εξαιτίας του σχήματος που απαρτίζουν τα 4 φωτεινότερα άστρα του. Δύο από αυτά φανερώνονται ως διπλά σε νύχτες με ιδανικές συνθήκες, και επομένως συνολικά έχουμε 6 αστέρες. Οι αστέρες του Τραπεζίου, όπως και πολλοί άλλοι της περιοχής, βρίσκονται σε νεαρή ηλικία. Το Τραπέζιο ίσως συνιστά μέρος του πολύ μεγαλύτερου «Σμήνους του Νεφελώματος του Ωρίωνα», μία ομάδα περίπου 2.000 αστέρων σε μία περιοχή με διάμετρο περίπου 20 έτη φωτός. Πριν από δύο εκατομμύρια έτη αυτό το σμήνος μπορεί να περιείχε τους αστέρες AE Ηνιόχου, 53 Κριού και μ Περιστεράς, που σήμερα παρατηρούνται να κινούνται μακριά από το νεφέλωμα με ταχύτητες μεγαλύτερες από 100 km/sec.[4]

Εδώ και αιώνες οι παρατηρητές έχουν προσέξει την πρασινωπή χροιά του Νεφελώματος του Ωρίωνα, που επιπλέον έχει περιοχές με κόκκινο και γαλάζιο-ιώδες χρώμα. Το κόκκινο είναι γνωστό ότι προέρχεται από τη φασματική γραμμή του υδρογόνου, που έχει μήκος κύματος 656,3 nm, ενώ ο συνδυασμός γαλάζιου-ιώδους είναι ανακλώμενη ακτινοβολία από αστέρες μεγάλης μάζας, φασματικού τύπου O, στην κεντρική περιοχή του νεφελώματος.

Η πρασινωπή χροιά ωστόσο υπήρξε αίνιγμα για τους αστρονόμους μέχρι τα μέσα του 20ού αιώνα: καμιά από τις τότε γνωστές φασματικές γραμμές δεν μπορούσε να την εξηγήσει. Υποτέθηκε ότι ήταν φασματική γραμμή ενός νέου στοιχείου της ύλης, στο οποίο δόθηκε το όνομα «νεφέλιο». Αλλά με την πρόοδο στην Ατομική Φυσική προσδιορίσθηκε τελικώς ότι το πράσινο χρώμα παραγόταν από μία μετάπτωση ηλεκτρονίου μικρής πιθανότητας σε διπλά ιονισμένα άτομα οξυγόνου, μία από τις λεγόμενες «απαγορευμένες γραμμές». Αυτές οι φασματικές γραμμές - ακτινοβολίες ήταν αδύνατο να παραχθούν στο εργαστήριο επειδή απαιτούν εκτεταμένο περιβάλλον πολύ μικρής πυκνότητας ύλης, που μόνο στον διαστρικό χώρο υπάρχει[5].

Ιστορία παρατηρήσεων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σχέδιο του Νεφελώματος του Ωρίωνα από τον Σαρλ Μεσιέ στο υπόμνημά του στα Mémoires de l'Académie Royale (1771).

Ο πολιτισμός των Μάγια στην Κεντρική Αμερική είχε ένα θρύλο για την περιοχή του Ωρίωνα (Ξιμπάλμπα)[6]. Η πυροστιά που φαντάζονταν εκεί ζωγραφιζόταν με μία θολούρα φωτιάς στη μέση που αντιστοιχούσε στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Το γεγονός αυτό αποτελεί καθαρή ένδειξη ότι Νεφέλωμα είναι ορατό με γυμνό μάτι ως θολή κηλίδα, σε αντίθεση με τα σημειακά άστρα[7].

Παρόλα αυτά, δεν υπάρχουν αναφορές σε αστρονομικά γραπτά πριν τον 17ο αιώνα μ.Χ.. Ειδικότερα, ούτε ο Κλαύδιος Πτολεμαίος στην Αλμαγέστη, ούτε ο Αλ Σούφι στο Βιβλίο των Απλανών Αστέρων σημείωσαν αυτό το νεφέλωμα, παρότι αμφότεροι μνημονεύουν νεφελώδη αντικείμενα σε άλλες περιοχές του νυκτερινού ουρανού, αλλά ούτε καν ο Γαλιλαίος, παρότι παρατήρησε με το τηλεσκόπιό του τη συγκεκριμένη περιοχή του Ωρίωνα το 1610 και το 1617.[8] Αυτό το γεγονός έχει οδηγήσει μερικούς σε υποθέσεις ότι η αύξηση της λαμπρότητας των αστέρων που φωτίζουν το Νεφέλωμα του Ωρίωνα ίσως να το κατάστησε φωτεινότερο μετά τον 17ο αιώνα[9].

Η ανακάλυψη του Νεφελώματος του Ωρίωνα πιστώνεται γενικώς στον Νικολά-Κλωντ Φαμπρί ντε Πεϊρέσκ, όπως αναφέρεται στις σημειώσεις του ίδιου του Πεϊρέσκ, το 1610. Ο Cysatus, ένας Ιησουίτης αστρονόμος από τη Λουκέρνη, υπήρξε ο πρώτος που φαίνεται ότι δημοσίευσε κάτι για αυτό (αν και κάπως ασαφώς) σε ένα βιβλίο για κάποιο φωτεινό κομήτη το 1618. Το Νεφέλωμα ανακαλύφθηκε ανεξάρτητα από αρκετούς εξέχοντες αστρονόμους τα επόμενα χρόνια, όπως από τον Κρίστιαν Χόυχενς το 1656 (του οποίου σχετικό σχέδιο, το πρώτο του Νεφελώματος, δημοσιεύθηκε το 1659). Ο Σαρλ Μεσιέ (Charles Messier) το αναφέρει για πρώτη φορά στις σημειώσεις του στις 4 Μαρτίου 1769, μαζί με τρεις από τους αστέρες του Τραπεζίου. (Η πρώτη παρατήρηση αυτών των τριών αστέρων ανήκει στον Γαλιλαίο, το 1617. Ο Μεσιέ εξέδωσε σε πρώτη έκδοση τον κατάλογό του το 1774, αλλά τον είχε ολοκληρώσει από το 1771)[10]. Καθώς το Νεφέλωμα του Ωρίωνα ήταν το τεσσαρακοστό δεύτερο αντικείμενο στον κατάλογό του, έγινε από τότε γνωστό και ως M42.

Φασματοσκοπικές παρατηρήσεις του Γουίλιαμ Χάγκινς το 1865 απέδειξαν την αεριώδη φύση του Νεφελώματος. Ο Χένρυ Ντρέιπερ πήρε την πρώτη φωτογραφία του Μ42 στις 30 Σεπτεμβρίου 1880, μία φωτογραφία που θεωρείται η πρώτη σώματος πέρα από το Ηλιακό Σύστημα στην Ιστορία.

Το 1902 οι Φόγκελ και `Εμπερχαρντ ανεκάλυψαν διαφορετικές ταχύτητες στο εσωτερικό του Μ42 και ήδη το 1914 αστρονόμοι στο αστεροσκοπείο της Μασσαλίας είχαν ανιχνεύσει με συμβολόμετρο περιστροφικές και ακανόνιστες κινήσεις. Οι Campbell και Moore επιβεβαίωσαν αυτά τα αποτελέσματα με φασματογράφο, αποδεικνύοντας τυρβώδεις κινήσεις στο εσωτερικό του νεφελώματος[11].

Το 1931 ο Ρόμπερτ Τράμπλερ (Robert Julius Trumpler) σημείωσε ότι οι αμυδρότεροι αστέρες κοντά στο Τραπέζιο σχημάτιζαν ένα σμήνος και υπήρξε ο πρώτος που το ονόμασε «Σμήνος του Τραπεζίου». Βασιζόμενος στα μεγέθη τους και στους φασματικούς τύπους τους, εκτίμησε την απόστασή τους σε 1.800 έτη φωτός. Αυτή ήταν τρεις φορές μεγαλύτερη από τη μέχρι τότε αποδεκτή απόσταση, ενώ είναι πολύ πλησιέστερα στη σήμερα αποδεκτή τιμή[12].

Η λεπτομερέστερη εικόνα του νεφελώματος του Ορίωνα από το ΔΤΧ.

Το 1993 το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ (HST) παρατήρησε για πρώτη φορά το Μ42, που από τότε απετέλεσε συχνό του στόχο. Οι εικόνες που αποκτήθηκαν χρησίμευσαν στην κατασκευή ενός λεπτομερούς τριδιάστατου μοντέλου του νεφελώματος. Πρωτοπλανητικοί δίσκοι έχουν παρατηρηθεί γύρω από τα περισσότερα από τα νεογέννητα άστρα του, ενώ τα αποδομητικά αποτελέσματα των υψηλών επιπέδων υπεριώδους ακτινοβολίας από τα μεγαλύτερης μάζας άστρα έχουν μελετηθεί[13]. Η πιο λεπτομερής εικόνα του Μ42 από το HST ολοκληρώθηκε το 2005, με παρατήρηση επί 104 τροχιές του τηλεσκοπίου, και δείχνει πάνω από 3.000 αστέρες μέχρι το 23ο μέγεθος, μεταξύ των οποίων νεαροί φαιοί νάνοι, μερικοί από τους οποίου πιθανώς σχηματίζουν διπλά συστήματα[14]. Πράγματι, ένα χρόνο αργότερα ανακοινώθηκαν οι πρώτες μάζες ενός μεταβλητού δι' εκλείψεων ζεύγους φαιών νάνων, του 2MASS J05352184–0546085. Το ζεύγος βρίσκεται μέσα στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα και τα μέλη του έχουν μάζες περίπου 0,054 και 0,034 της ηλιακής, με περίοδο περιφοράς 9,8 ημέρες. Παραδόξως, ο φωτεινότερος αστέρας του ζεύγους έχει τη μικρότερη μάζα από τους δύο[15].

Δομή[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εικόνες στο ορατό φως αποκαλύπτουν νέφη αερίου και σκόνης στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Μία εικόνα στο υπέρυθρο (δεξιά) αποκαλύπτει τα νεογέννητα άστρα που λάμπουν στο εσωτερικό. (C.R. O'Dell - Vanderbilt University, NASA, και ESA)

Στην ολότητά του το Νεφέλωμα του Ωρίωνα εκτείνεται σε μία περιοχή 10 μοιρών στον γήινο ουρανό και περιλαμβάνει νέφη ατομικού αερίου και σκόνης, ομάδες αστέρων, όγκους ιονισμένου υδρογόνου και νεφελώματα ανακλάσεως.

Το Μ42 έχει σχεδόν σφαιρικό σχήμα και η πυκνότητά του κορυφώνεται κοντά στο κέντρο του[16]. Η θερμοκρασία του φθάνει τους 10.000 K στις κεντρικές περιοχές του, αλλά πέφτει πολύ κοντά στις άκρες του[17]. Αντίθετα με τις κατανομές πυκνότητας και θερμοκρασίας, το Μ42 εμφανίζει μία ποικιλία εσωτερικών ταχυτήτων και τυρβωδών κινήσεων, ιδιαίτερα γύρω από τον πυρήνα του. Οι σχετικές ταχύτητες φθάνουν τα 10 km/sec (χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο) με τοπικές διακυμάνσεις μέχρι πάνω από 50 km/sec.

Το σύγχρονο αστρονομικό μοντέλο για το Μ42 αποτελείται από μία ιονισμένη περιοχή με κέντρο περίπου στον θ1 Ωρίωνος C, που είναι ο αστέρας ο οποίος εκπέμπει την περισσότερη ιονίζουσα υπεριώδη ακτινοβολία. (Εκπέμπει 3 ως 4 φορές περισσότερο υπεριώδες φως από ό,τι ο επόμενος σε λαμπρότητα αστέρας, ο θ2 Ωρίωνος A [18]. Αυτή η ιονισμένη περιοχή περιβάλλεται από μία ακανόνιστου σχήματος κοιλότητα λιγότερο ιονισμένου νέφους με υψηλότερη πυκνότητα και έξω από αυτή συσσωματώματα ουδέτερου αερίου.

Κάποιοι παρατηρητές έχουν δώσει ονόματα σε διάφορα χαρακτηριστικά στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Η σκοτεινή λωρίδα που εκτείνεται από τα βόρεια προς τη φωτεινότερη περιοχή αποκαλείται «Στόμα του Ψαριού», ενώ οι φωτιζόμενες περιοχές γύρω του αποκαλούνται «τα Φτερά». Μερικές άλλες ονομασίες είναι «Το Σπαθί», το «Ιστίο» κ.ά.[19].

Σχηματισμός αστέρων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μια άποψη αρκετών πρωτοπλανητικών δίσκων μέσα στο Μ42 από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ (HST).

Το Νεφέλωμα του Ωρίωνα αποτελεί ένα παράδειγμα «αστρικού μαιευτηρίου», όπου γεννιούνται νέα άστρα. Παρατηρήσεις του έχουν αποκαλύψει περίπου 700 αστέρες σε διάφορα στάδια του σχηματισμού τους μέσα στο νεφέλωμα.

Πρόσφατες παρατηρήσεις με το HST έχουν αποκαλύψει πάνω από 150 πρωτοπλανητικούς δίσκους μέσα στο Μ42, που αποκλήθηκαν proplyds[20]. Αυτοί θεωρούνται πλανητικά συστήματα στα πρώτα στάδια του σχηματισμού τους. Ο μεγάλος τους αριθμός είναι μία ένδειξη ότι ο σχηματισμός πλανητικών συστημάτων είναι συνηθισμένη διαδικασία στο Σύμπαν.

Οι αστέρες γεννιούνται όταν νέφη υδρογόνου και άλλων αερίων μέσα σε μία περιοχή ιονισμένου υδρογόνου συστέλλονται υπό την επίδραση της βαρύτητας της μάζας τους. Καθώς το αέριο συστέλλεται, το αέριο στην κεντρική περιοχή γίνεται αρκετά πυκνό και αρχίζει να θερμαίνεται σε υψηλές θερμοκρασίες, καθώς βαρυτική δυναμική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμική. Αν η κεντρική θερμοκρασία υπερβεί κάποιο όριο, αρχίζουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, οπότε δημιουργείται ένας πρωτοαστέρας.

Συνήθως ένα μέρος του υλικού παραμένει σε κάποια απόσταση από τον πρωτοαστέρα πριν αρχίσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αυτό το υπόλοιπο νέφος είναι ο πρωτοπλανητικός δίσκος του πρωτοαστέρα, όπου υπάρχει η δυνατότητα να σχηματισθούν πλανήτες. Πρόσφατες παρατηρήσεις στο υπέρυθρο δείχνουν ότι οι κόκκοι της σκόνης μέσα σε αυτούς τους δίσκους αυξάνονται σε διαστάσεις, αρχίζοντας έτσι τη διαδικασία σχηματισμού πλανητοειδών[21].

Παρά το ότι οι περισσότεροι πρωτοπλανητικοί δίσκοι μπορούν να σχηματίσουν πλανήτες, σύμφωνα με την ανάλυση παρατηρήσεων η έντονη αστρική ακτινοβολία θα έπρεπε να είχε καταστρέψει όλους τους πρωτοπλανητικούς δίσκους που θα σχηματίζονταν κοντά στην ομάδα του Τραπεζίου, αν βέβαια η ομάδα αυτή έχει την ηλικία των αστέρων μικρής μάζας στο σμήνος. Επειδή τέτοιοι δίσκοι βρίσκονται πολύ κοντά στην ομάδα του Τραπεζίου, μπορεί οι αστέρες του να είναι πολύ νεαρότεροι από τους υπόλοιπους αστέρες του σμήνους.

Η επίδραση των αστρικών ανέμων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μετά τη γένεσή τους, οι αστέρες μέσα στο Μ42 αρχίζουν να εκπέμπουν το καθένα τον αστρικό του άνεμο. Τόσο οι αστέρες μεγάλης μάζας όσο και οι πολύ νεαροί αστέρες εκπέμπουν πολύ ισχυρότερους αστρικούς ανέμους από ό,τι ο Ήλιος[22]. Ο κάθε αστρικός άνεμος σχηματίζει κρουστικά κύματα όταν συγκρούεται με το διάχυτο αέριο του νεφελώματος, πράγμα που δίνει στα νέφη αερίου την παρατηρούμενη μορφή τους. Τα κρουστικά αυτά κύματα από τους αστρικούς ανέμους διαδραματίζουν επίσης σημαντικό ρόλο στη γένεση νέων αστέρων συμπιέζοντας τα νέφη του αερίου, οπότε δημιουργούνται ανομοιογένειες στην πυκνότητα που οδηγούν σε βαρυτική συστολή του νέφους.

Το αντικείμενο H-H 47 με τοξοειδής κρουστική επιφάνεια και μία σειρά κρουστικών επιφανειών από πίδακες [23].

Υπάρχουν τρία διαφορετικά είδη κρουστικών επιφανειών στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα, πολλά από τα οποία αποτελούν τμήματα Αντικειμένων Herbig-Haro[24]:

  • Οι τοξοειδείς κρουστικές επιφάνειες είναι στάσιμες και σχηματίζονται όταν δύο ρεύματα σωματιδίων συγκρούονται μεταξύ τους. Παρουσιάζονται κοντά στους θερμότερους αστέρες του Μ42, όπου οι ταχύτητες του αστρικού ανέμου εκτιμώνται σε χιλιάδες χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, καθώς και στα εξωτερικά μέρη του Νεφελώματος, όπου οι ταχύτητες είναι μερικές δεκάδες χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο. Τοξοειδείς επιφάνειες μπορούν επίσης να σχηματίζονται στο εμπρόσθιο μέρος αστρικών πιδάκων, όπου ο πίδακας συγκρούεται με διαστρικά σωματίδια.
  • Κρουστικές επιφάνειες από πίδακα σχηματίζονται από πίδακες που ξεπηδούν από νεογέννητους αστέρες, του τύπου Τ Ταύρου. Αυτά τα πολύ επιμήκη ρεύματα μάζας εκτοξεύονται με ταχύτητες εκατοντάδων χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο και δημιουργούν κρουστικές επιφάνειες όταν συγκρούονται με σχετικώς αργό ή στάσιμο αέριο. Αυτές κινούνται προς την κατεύθυνση του πίδακα.
  • Περιεστραμμένες κρουστικές επιφάνειες, που εμφανίζονται ως τοξοειδείς στον παρατηρητή. Αυτές οι επιφάνειες παράγονται όταν ένα κρουστικό κύμα από πίδακα διασταυρώνεται με αέριο που κινείται σε άλλο ρεύμα.

Οι δυναμικές κινήσεις του αερίου στο M42 είναι πολύπλοκες αλλά γενικώς αέριο εξέρχεται από το άνοιγμα της κοιλότητας κατευθυνόμενο προς τη διεύθυνσή μας[25]. Η μεγάλη περιοχή ουδέτερου αερίου πίσω από την ιονισμένη περιοχή συστέλλεται κάτω από το βάρος της.

Εξέλιξη[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πανοραμική εικόνα του κέντρου του Νεφελώματος από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ. Αυτό το τοπίο έχει διαστάσεις περίπου 2,5 έτη φωτός. Το Τραπέζιο βρίσκεται αριστερά από το κέντρο. Credit:NASA/ESA.

Διαστρικά νέφη όπως το Νεφέλωμα του Ωρίωνα βρίσκονται σε όλους τους γαλαξίες που μοιάζουν με τον δικό μας. Ξεκινούν ως βαρυτικά δέσμιες μάζες ψυχρού, ουδέτερου υδρογόνου, που είναι αναμιγμένο με ίχνη άλλων στοιχείων. Η μάζα του νέφους μπορεί να ανέρχεται σε εκατοντάδες χιλιάδες ηλιακές μάζες και η έκτασή του σε εκατοντάδες έτη φωτός. Η μικρή βαρυτική δύναμη που θα μπορούσε να κάνει το νέφος να συσταλεί αντιρροπείται από την επίσης πολύ μικρή πίεση του αερίου στο νέφος.

Είτε εξαιτίας συγκρούσεων με κάποιο σπειροειδή βραχίονα, είτε από το κρουστικό κύμα κάποιου υπερκαινοφανούς, τα άτομα του νέφους συνενώνονται σε μόρια και το αποτέλεσμα είναι ένα μοριακό νέφος, κάτι που προαναγγέλλει τον σχηματισμό νέων αστέρων στο εσωτερικό, συνήθως μετά από 10 έως 30 εκατομμύρια χρόνια, καθώς οι περιοχές περνούν τη μάζα Jeans και οι αποσταθεροποιημένοι όγκοι καταρρέουν σε δίσκους με συγκεντρώσεις μάζας στο κέντρο τους που δημιουργούν πρωτοαστέρες οι οποίοι ίσως να συνεχίσουν να περιβάλλονται από πρωτοπλανητικούς δίσκους. Αυτή είναι η σημερινή εξελικτική κατάσταση του Νεφελώματος του Ωρίωνα, με πρόσθετους αστέρες να γεννιούνται ακόμα από το συστελλόμενο μοριακό νέφος. Τα νεότερα και φωτεινότερα άστρα που παρατηρούμε σήμερα στο Μ42 θεωρείται ότι είναι νεαρότερα των 300.000 ετών,[26] με ελάχιστο (για τα λαμπρότερα όλων) τις δέκα χιλιάδες χρόνια.

Κάποιοι από αυτούς τους αστέρες μπορεί να έχουν ιδιαίτερα μεγάλη μάζα, οπότε εκπέμπουν μεγάλες ποσότητες ιονίζουσας υπεριώδους ακτινοβολίας, όπως για παράδειγμα παρατηρούμε μέσα στο σμήνος του Τραπεζίου. Με την πάροδο των αιώνων αυτή η ακτινοβολία απομακρύνει το περιβάλλον αέριο και σκόνη, μία διαδικασία γνωστή ως φωτοεξάτμιση, η οποία εδώ έχει ήδη δημιουργήσει την εσωτερική κοιλότητα του Νεφελώματος, επιτρέποντας την παρατήρηση των αστέρων στον πυρήνα του από τη Γη. Οι μεγαλύτεροι από αυτούς τους αστέρες έχουν μικρές διάρκειες ζωής και με τον θάνατό τους θα εκραγούν ως υπερκαινοφανείς (σουπερνόβα).

Σε 100 περίπου χιλιάδες χρόνια το περισσότερο αέριο και σκόνη θα έχουν απομακρυνθεί. Τα υπολείμματα θα σχηματίσουν ένα νεαρό ανοικτό σμήνος από λαμπρούς νέους αστέρες, τριγυρισμένους ακόμα από νηματοειδή ίχνη νεφελώματος από το παλαιό νεφέλωμα, όπως συμβαίνει με τις Πλειάδες.

Εικόνες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]


Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Revised NGC Data for NGC 1976 per Wolfgang Steinicke's NGC/IC Database Files.
  2. Reid, M. J. (2009). «Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VI. Galactic Structure, Fundamental Parameters and Non-Circular Motions». The Astrophysical Journal, in press 700: 137. doi:10.1088/0004-637X/700/1/137. http://arxiv.org/abs/0902.3913. Ανακτήθηκε στις 2009-05-13. 
  3. Hirota, Tomoya (2007). «Distance to Orion KL Measured with VERA». Publications of the Astronomical Society of Japan 59 (5): 897–903. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PASJ...59..897H. Ανακτήθηκε στις 2009-05-13. 
  4. Blaauw, A.; Morgan, W. W. (May 1954). «The Space Motions of AE Aurigae and μ Columbae with Respect to the Orion Nebula». Astrophysical Journal 119: 625. doi:10.1086/145866. http://adsabs.harvard.edu/abs/1954ApJ...119..625B. 
  5. Bowen, Ira Sprague (October 1, 1927). «The Origin of the Nebulium Spectrum» (Scholar search). Nature 120: 473. doi:10.1038/120473a0. http://www.nature.com/nature/journal/v120/n3022/pdf/120473a0.pdf. 
  6. Kaufman, Anthony (November 2006). «Transcending Death: An interview with Darren Aronofsky, director of The Fountain». Seed (November). http://seedmagazine.com/news/2006/11/transcending_death.php?page=all. Ανακτήθηκε στις 2007-05-22. 
  7. Krupp, Edward C. (February 1999). «Igniting the Hearth». Sky & Telescope (February): 94. http://pqasb.pqarchiver.com/skyandtelescope/access/886319051.html?dids=886319051:886319051&FMT=CITE&FMTS=CITE:PAGE&date=Feb+1999&author=E+C+Krupp&desc=Igniting+the+Hearth. Ανακτήθηκε στις 2006-10-19. 
  8. James, Andrew (October 29, 2005). «The Great Orion Nebula: M42 and M43». Southern Astronomical Delights. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2012-06-28. http://archive.is/s133. Ανακτήθηκε στις 2006-10-27. 
  9. Tibor Herczeg, Norman (January 22, 1999). «The Orion Nebula: A chapter of early nebular studies». History of Astronomy. http://www.astro.uni-bonn.de/~pbrosche/aa/acta/vol03/acta03_246.html. Ανακτήθηκε στις 2006-10-27. 
  10. Messier, Charles (1774). «Catalogue des 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 differens instruments.». Mémoires de l'Académie Royale des Sciences (Paris). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2003-10-21. http://web.archive.org/web/20031021090340/http://seds.org/messier/Xtra/history/m-cat71.html. 
  11. Campbell, W. W.; Moore, J. H. (June 1917). «On the Radial Velocities of the Orion Nebula». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 29 (169): 143. doi:10.1086/122612. http://adsabs.harvard.edu/abs/1917PASP...29..143C. 
  12. Trumpler, Robert Julius (August 1931). «The Distance of the Orion Nebula». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 43 (254): 255. doi:10.1086/124134. http://adsabs.harvard.edu/abs/1931PASP...43..255T. 
  13. David F. Salisbury, 2001, "Latest investigations of Orion Nebula reduce odds of planet formation".
  14. Robberto, M. (December 2005). «An overview of the HST Treasury Program on the Orion Nebula». Bulletin of the American Astronomical Society (American Astronomical Society Meeting 207) 37: 1404. Also see the NASA Press Release.. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AAS...20714601R. 
  15. K.G. Stassun, R.D. Mathieu and J.A. Valenti, "Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system", Nature, 440, 311-314, 16 March 2006.
  16. B. Balick et al., 1974, "The structure of the Orion nebula", 1974, Astronomical Society of the Pacific, Vol. 86, Oct., p. 616.
  17. ibid, Balick, pg. 621.
  18. C. Robert O'Dell, 2000, "Structure of the Orion Nebula", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 113:29-40.
  19. "M-42", Students for the Exploration and Development of Space, April 12, 2006.
  20. McCaughrean, Mark J.; O'dell, C. Robert. (May 1996). «Direct Imaging of Circumstellar Disks in the Orion Nebula». Astronomical Journal 111: 1977. doi:10.1086/117934. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996AJ....111.1977M. 
  21. Kassis, Marc (February 2006). «Mid-Infrared Emission at Photodissociation Regions in the Orion Nebula». The Astrophysical Journal 637 (2): 823–837. doi:10.1086/498404. Also see the press release. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...637..823K. 
  22. Ker Than, 11 January 2006, "The Splendor of Orion: A Star Factory Unveiled", Space.com
  23. Patrick Hartigan. Herbig-Haro Jet Movies from HST, Physics and Astronomy Dept., Πανεπιστήμιο Ράις
  24. "Mapping Orion's Winds", January 16, 2006, Vanderbilt News Service
  25. ibid, Balick, pp. 623 624.
  26. "Detail of the Orion Nebula", HST image and text.

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Commons logo
Τα Wikimedia Commons έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα