Орион шоқжұлдызындағы шашыраңқы тұмандық

Кіріспе

Орион шоқжұлдызындағы диффузиялық тұмандық

Орион тұмандығы (Мессье 42, М42 немесе NGC 1976 деп те аталады) – Құс жолында орналасқан диффузиялық тұмандық, Орион шоқжұлдызындағы Орион белдеуінен оңтүстікке қарай жатыр және Орионның "қылышындағы" ортаңғы "жұлдыз" ретінде танымал. Бұл ең жарқын тұмандықтардың бірі және түнгі аспанда 4.0 шағылысқан шамасымен қанаумен көруге болады. Ол шақырымдай қашықтықта орналасқан және Жерге жаппай жұлдыздардың пайда болуының ең жақын аймағы. M42 тұмандығының диаметрі 24 жарық жылына жетеді (соның салдарынан Жерден көрінетін мөлшері шамамен 1 градусқа тең). Оның массасы Күннің массасынан 2000 есе көп. Ескі мәтіндерде Орион тұмандығын көбінесе Ориондағы Ұлы тұмандық немесе Ұлы Орион тұмандығы деп атаған. Орион тұмандығы – түнгі аспандағы ең көп зерттелген және суретке түсірілген нысандардың бірі, сондай-ақ ең жан-жақты зерттелген аспан денелерінің қатарында. Бұл тұмандық газ бен шаңнан құралған құлдырап жатқан бұлттардан жұлдыздар мен планета жүйелерінің қалай пайда болатыны туралы көптеген мәліметтерді ашты. Астрономдар тұмандықтың ішінде протопланеталық дискілер мен қоңыр ергежейлілерді, газдың қарқынды және күшті қозғалыстарын, сондай-ақ тұмандықтағы жақын орналасқан ірі жұлдыздардың фотоиондау әсерін тікелей байқады.

Физикалық сипаттамалары

Орион тұмандығы тіпті жарық ластануына ұшыраған аймақтардан да қалыс көзбен көрінеді. Ол Орионның "қылышындағы" ортаңғы "жұлдыз" ретінде көрінеді, ол Орионның белдеуінен оңтүстікке қарай орналасқан үш жұлдыздың бірі. Көзі жеткілікті жақсы бақылаушыларға бұл "жұлдыз" тұманды көрінеді, ал тұмандылығы көзілдірік немесе кішкентай телескоп арқылы оңай көрінеді. M42 орталық аймағының ең жоғары беттік жарықтығы шамамен 17 Маг/арксек² құрайды, ал сыртқы көкшіл сәулеленудің ең жоғары беттік жарықтығы 21,3 Маг/арксек² тең. Орион тұмандығында өте жас ашық жұлдыздар шоғыры бар, ол 1,5 жарық жылы диаметріндегі негізгі төрт жұлдызының шоғыр құрамына байланысты Трапеция шоғыры деп аталады. Жақсы көрінетін түндерде олардың екеуін құрамына кіретін екі жұлдыздан тұратын жүйелерге бөлуге болады, соның нәтижесінде алты жұлдызды көруге болады. Трапеция шоғырының жұлдыздары, сондай-ақ көптеген басқа жұлдыздар әлі де өмірлерінің бастапқы кезеңінде. Трапеция шоғыры – 20 жарық жылы диаметріндегі шамамен 2800 жұлдыздан тұратын Орион тұмандығының бір бөлігі. Орион тұмандығы өз кезегінде жүздеген жарық жылдық қашықтықты қамтитын, бүкіл Орион шоқжұлдызына дейін созылатын Орион молекулалық бұлт кешенімен қоршалған. Екі миллион жыл бұрын Орион тұмандығының шоғырында AE Aurigae, 53 Arietis және Mu Columbae қашып кеткен жұлдыздар болған болуы мүмкін, олар қазіргі уақытта тұмандықтан жоғары жылдамдықпен алыстап барады.

Түсіру

Байқаушылар бұлтұмсықтың қызыл және көк қызғылт түстермен қатар, ерекше жасыл түсті екенін көптен байқаған. Қызыл түс 656,3 нм толқын ұзындығындағы Hα рекомбинациялық сызық сәулеленуінің нәтижесі. Көк қызғылт түстес бояу – бұл тұмандықтың ядросындағы O класындағы массивті жұлдыздардың шағылысқан сәулесі. Жасыл түс 20 ғасырдың басында астрономдар үшін жұмбақ болды, өйткені сол кездегі белгілі спектрлік сызықтардың ешқайсысы оны түсіндіре алмады. Бұл сызықтардың пайда болуына жаңа элемент себеп болды деген болжамдар айтылды, және бұл құпия материалға «небулий» деген атау берілді. Алайда, атом физикасын жақсырақ түсінгеннен кейін, жасыл спектр екі рет иондалған оттектің сирек кездесетін электрондық өтуінен пайда болған, оны «тыйым салынған өту» деп атайды. Бұл сәулеленуді сол кезде зертханада қайта жасау мүмкін болмады, өйткені ол терең ғарыш кеңістігінің жоғары вакуумында кездесетін тыныш және дерлік соқтығысусыз ортаға байланысты болды.

Құрылымы

Орион тұмандығының толық көлемі аспанның 1° аймағына жайылып, газ бен шаңның бейтарап бұлттарын, жұлдыздардың біріккен топтарын, иондалған газдың көлемдерін және шағылыстыратын тұмандықтарды қамтиды. Бұл тұмандық Орион молекулалық бұлт кешені деп белгілі, одан да үлкен тұмандықтың бір бөлігі болып табылады. Орион молекулалық бұлт кешені Орион шоқжұлдызының барлық аймағына созылып, Барнардтың иірімі, Атбасы тұмандығы, M43, M78 және Жалын тұмандығын қамтиды. Жұлдыздар бұл бұлт кешенінің барлық жерінде пайда болып жатыр, бірақ көптеген жас жұлдыздар Орион тұмандығын жарықтандыратын сияқты тығыз шоғырланған. Тұмандыққа қатысты қазіргі астрономиялық модельде иондалған (H II) аймақ бар, ол шамамен Theta1 Orionis C нүктесінде орналасқан, ол жаппай жас жұлдыздар жасаған қуыстағы созылған молекулалық бұлттың бір жағында жатыр. (Theta1 Orionis C келесі ең жарқын жұлдыз Theta2 Orionis A-ға қарағанда 3-4 есе көп фотоиондаушы жарық шығарады.) H II аймағының температурасы 10 000 K-ға дейін жетеді, бірақ бұл температура тұмандықтың шетіне жақындағанда күрт төмендейді. H II аймағы бейтарап, жоғары тығыздықты бұлттың иіріңке, ойыс шығанағымен қоршалған, ал шығанақтан тыс жерде бейтарап газдың жиынтықтары орналасқан. Бұл өз кезегінде Орион молекулалық бұлтының шекарасында орналасқан. Молекулалық бұлттағы газ әртүрлі жылдамдықтар мен турбуленттіліктерді көрсетеді, әсіресе оның орталық аймағында. Қозғалыстардың салыстырмалы айырмашылығы 10 км/с (сағатына 22 000 миль) дейін жетеді, ал жергілікті өзгерістер 50 км/с және тіпті одан да көп болуы мүмкін. Байқаушылар Орион тұмандығындағы әртүрлі нысандарға ат қойған. Солтүстіктен жарық аймаққа қарай созылатын қара шығанақ "Синус Магнус" деп аталады, сондай-ақ "Балық аузы" деп те аталады. Екі жақтағы жарықтандырылған аймақтар "Қанаттар" деп аталады. Басқа да нысандарға "Қылыш", "Итеру" және "Желкен" кіреді.

Жұлдыздар түзілуі

Орион тұмандығы – жаңа жұлдыздардың туындайтын жұлдыздар балабақшасының бір мысалы. Бұл тұмандықтың байқаулары нәтижесінде тұмандықтың әртүрлі қалыптасу сатыларындағы шамамен 700 жұлдыз анықталды. 1979 жылы Пик-дю-Миди обсерваториясындағы Lallemand электронды камерасымен жүргізілген байқаулар Трапеция шоғырының жанында шешілмейтін алты жоғары иондану көзін көрсетті. Бұл көздер ішінара иондалған глобулалар (PIG) ретінде түсіндірілді. Бұл нысандар М42-ден сырттан иондалады деген пікір болды. Кейінірек, өте үлкен массивпен жасалған байқаулар осы көздермен байланысты, Күн жүйесінің мөлшеріндегі конденсацияларды көрсетті. Осы жерде бұл нысандардың буланып бара жатқан протожұлдыздық аккрециялық дискімен қоршалған, аз массалы жұлдыздар болуы мүмкін деген ой туды. 1993 жылы Хаббл ғарыш телескопымен жүргізілген байқаулар Орион тұмандығындағы протопланеталық дискілердің маңызды растауын берді, олар проплидтер деп аталды. HST тұмандықтың ішінде 150-ден астам осындай нысандарды анықтады, олар Күн жүйесінің қалыптасуының ең алғашқы кезеңдеріндегі жүйелер саналады. Олардың көп саны планеталық жүйелердің ғаламда кең таралғанын көрсететін дәлел ретінде пайдаланылады. Жұлдыздар H II аймағындағы сутегі және басқа газдар өздігінен гравитациялық тартымға түскенде пайда болады. Газ құлағанда орталық жиын күшейеді, ал газ гравитациялық потенциалдық энергияны жылу энергиясына айналдыра отырып, өте жоғары температураға дейін қызады. Егер температура жеткілікті деңгейге жетсе, ядролық синтез басталып, протожұлдыз пайда болады. Протожұлдыз, гравитациялық тартымды теңестіретін және гравитациялық құлдырауды тоқтататын жеткілікті мөлшерде сәулелену энергиясын шығара бастағанда "туылады". Әдетте, жану реакциясы басталғанға дейін материя бұлты жұлдыздан біршама қашықтықта қалады. Бұл қалдық бұлт – планеталардың қалыптасуы мүмкін протожұлдыздың протопланеталық дискісі. Жақында жүргізілген инфрақызыл байқаулар осы протопланеталық дискілердегі шаң бөлшектерінің өсіп, планеталардың құралу жолына түскенін көрсетті. Протожұлдыз негізгі тізбекке енгеннен кейін жұлдыз ретінде жіктеледі. Планеталық дискілердің көпшілігі планеталарды қалыптастыра алғанымен, байқаулар көрсеткендей, егер топтағы аз массалы жұлдыздар сияқты ескі болса, Трапеция тобының жанында пайда болған кез келген проплидтерді қарқынды жұлдыздық сәулелену жойған болуы мүмкін. Жел тұмандықтағы газбен кездескенде соққы толқындарын немесе гидродинамикалық тұрақсыздықтарды тудырады, содан кейін газ бұлттарының пішінін өзгертеді. Жұлдыздық желдің соққы толқындары жұлдыздардың қалыптасуына да үлкен үлес қосады, газ бұлттарын тығыздап, бұлттың гравитациялық құлдырауына әкелетін тығыздықтардың біркелкі емеуін тудырады. Орион тұмандығында үш түрлі соққы бар. Көптегендері Гербиг-Харо нысандарында кездеседі: Доға тәрізді соққылар тұрақты және екі бөлшектік ағын бір-бірімен соқтығысқанда пайда болады. Олар тұмандықтағы ең ыстық жұлдыздардың жанында орналасқан, онда жұлдыздық желдің жылдамдығы секундына мыңдаған шақырымға жетеді, сондай-ақ жылдамдығы секундына ондаған шақырым болатын тұмандықтың сыртқы бөліктерінде де кездеседі. Жұлдыздық ұшқыштардың алдыңғы шетінде жұлдызаралық бөлшектерге соқтығысқанда да доға тәрізді соққылар пайда болуы мүмкін. Жаңа туған T Tauri жұлдыздарынан шығатын материалдың ағындарынан реактивті соққылар пайда болады. Бұл тар ағындар секундына жүздеген шақырым жылдамдықпен қозғалады және салыстырмалы түрде тұрақты газдармен кездескенде соққыға айналады. Бұрмаланған соққылар бақылаушыға доға тәрізді көрінеді. Олар реактивті соққының газды қарсы ағыммен кездесуінен туындайды. Жұлдыздық желдің айналадағы бұлтпен өзара әрекеттесуі гидродинамикалық Келвин-Гельмгольц тұрақсыздығына байланысты деп есептелетін "толқындарды" да қалыптастырады. M42-дегі газдың динамикалық қозғалысы күрделі, бірақ олар шығанақтың тесігі арқылы Жерге қарай бағытталған.

The Orion Nebula is an example of a stellar nursery where new stars are being born. Observations of the nebula have revealed approximately 700 stars in various stages of formation within the nebula. In 1979 observations with the Lallemand electronic camera at the Pic du Midi Observatory showed six unresolved high ionization sources near the Trapezium Cluster. These sources were interpreted as partly ionized globules (PIGs). The idea was that these objects are being ionized from the outside by M42. Later observations with the Very Large Array showed solar system sized condensations associated with these sources. Here the idea appeared that these objects might be low mass stars surrounded by an evaporating protostellar accretion disk. In 1993 observations with the Hubble Space Telescope have yielded the major confirmation of protoplanetary disks within the Orion Nebula, which have been dubbed proplyds. HST has revealed more than 150 of these within the nebula, and they are considered to be systems in the earliest stages of solar system formation. The sheer numbers of them have been used as evidence that the formation of planetary systems is fairly common in the universe. Stars form when clumps of hydrogen and other gases in an H II region contract under their own gravity. As the gas collapses, the central clump grows stronger and the gas heats to extreme temperatures by converting gravitational potential energy to thermal energy. If the temperature gets high enough, nuclear fusion will ignite and form a protostar. The protostar is 'born' when it begins to emit enough radiative energy to balance out its gravity and halt gravitational collapse. Typically, a cloud of material remains a substantial distance from the star before the fusion reaction ignites. This remnant cloud is the protostar's protoplanetary disk, where planets may form. Recent infrared observations show that dust grains in these protoplanetary disks are growing, beginning on the path towards forming planetesimals. Once the protostar enters into its main sequence phase, it is classified as a star. Even though most planetary disks can form planets, observations show that intense stellar radiation should have destroyed any proplyds that formed near the Trapezium group, if the group is as old as the low mass stars in the cluster. The wind forms shock waves or hydrodynamical instabilities when it encounters the gas in the nebula, which then shapes the gas clouds. The shock waves from stellar wind also play a large part in stellar formation by compacting the gas clouds, creating density inhomogeneities that lead to gravitational collapse of the cloud. There are three different kinds of shocks in the Orion Nebula. Many are featured in Herbig–Haro objects:
Bow shocks are stationary and are formed when two particle streams collide with each other. They are present near the hottest stars in the nebula where the stellar wind speed is estimated to be thousands of kilometers per second and in the outer parts of the nebula where the speeds are tens of kilometers per second. Bow shocks can also form at the front end of stellar jets when the jet hits interstellar particles. Jet driven shocks are formed from jets of material sprouting off newborn T Tauri stars. These narrow streams are traveling at hundreds of kilometers per second, and become shocks when they encounter relatively stationary gases. Warped shocks appear bow like to an observer. They are produced when a jet driven shock encounters gas moving in a cross current. The interaction of the stellar wind with the surrounding cloud also forms "waves" which are believed to be due to the hydrodynamical Kelvin Helmholtz instability. The dynamic gas motions in M42 are complex, but are trending out through the opening in the bay and toward the Earth.

Эволюция

Жұлдызаралық бұлттар, мысалы Орион тұмандығы, Самағай галактикасы сияқты галактикалардың ішінде кездеседі. Олар басқа элементтердің іздерімен араласқан суық, бейтарап сутегінің гравитациялық байланыстағы жиынтықтары ретінде пайда болады. Бұлт жүздеген мың күн массасын қамти алады және жүздеген жарық жылына дейін созылуы мүмкін. Бұлтты құлауға итермелейтін әлсіз гравитация күші, бұлттағы газдың өте төмен қысымымен тепе-теңдікте болады. Бұлт спиральдық қолмен соқтығысқанда немесе жотадан шығатын соққы толқынының әсерінен атомдар ауыр молекулаларға айналып, молекулалық бұлт пайда болады. Бұл бұлттың ішінде жұлдыздардың пайда болуына алып келеді, әдетте бұл 10–30 миллион жылға созылады деп есептеледі, себебі аймақтар Джинс массасынан өтеді және тұрақсызданған көлемдер дисктерге құлайды. Диск ядрода шоғырланып жұлдызды құрайды, оның айналасында протопланеталық диск болуы мүмкін. Бұл тұмандықтың эволюциясының қазіргі кезеңі, құлап жатқан молекулалық бұлттан қосымша жұлдыздар әлі де пайда болып жатыр. Орион тұмандығында біз қазір көріп отырған ең жас және ең жарқын жұлдыздардың жасы 300 000 жылдан кем болуы мүмкін, ал ең жарқындарының жасы шамамен 10 000 жылды құрауы мүмкін. Кейбір құлап жатқан жұлдыздар өте массивті болуы мүмкін және көп мөлшерде иондаушы ультракүлгін сәуле шығарады. Мұның мысалы – Трапеция шоғыры. Уақыт өте келе тұмандықтың ортасындағы массивті жұлдыздардың ультракүлгін сәулесі, айналасындағы газ бен шаңды фотобулану процесі арқылы ығыстырып жібереді. Бұл процесс тұмандықтың ішкі кеңістігін қалыптастыруға жауапты, нәтижесінде ядродағы жұлдыздарды Жерден көруге болады.