Введение

Диффузная туманность в созвездии Ориона

Туманность Ориона (также известная как Messier 42, M42 или NGC 1976) — это диффузная туманность, расположенная в Млечном Пути, к югу от Пояса Ориона в созвездии Ориона, и известная как средняя "звезда" в "мече" Ориона. Это одна из самых ярких туманностей, видимая невооружённым глазом на ночном небе с видимой звёздной величиной 4,0. Она находится на расстоянии около 1344 световых лет от Земли и является ближайшей к Земле областью массивного звездообразования. Диаметр туманности M42 оценивается в 24 световых года (поэтому её видимый размер с Земли составляет примерно 1 градус). Её масса приблизительно в 2000 раз превышает массу Солнца. В старых текстах Туманность Ориона часто упоминается как Большая Туманность в Орионе или Великая Туманность Ориона. Туманность Ориона — один из наиболее изученных и фотографируемых объектов на ночном небе и входит в число наиболее интенсивно исследуемых небесных объектов. Эта туманность многое раскрыла о процессе формирования звёзд и планетных систем из сжимающихся облаков газа и пыли. Астрономы непосредственно наблюдали протопланетные диски и коричневые карлики внутри туманности, интенсивные и турбулентные движения газа, а также фотоионизирующее воздействие массивных звёзд, расположенных поблизости.

Физические характеристики

Туманность Ориона видна невооруженным глазом даже в районах, подверженных световому загрязнению. Она видна как средняя "звезда" в "мече" Ориона – это три звезды, расположенные к югу от пояса Ориона. Наблюдателям с хорошим зрением эта "звезда" кажется размытой, а туманность отчетливо видна в бинокль или небольшой телескоп. Пиковая поверхностная яркость центральной области M42 составляет около 17 звездных величин на квадратную секунду дуги, а пиковая поверхностная яркость внешнего голубоватого свечения – 21,3 звездных величин на квадратную секунду дуги. Туманность Ориона содержит очень молодое рассеянное скопление, известное как скопление Трапеция из-за астеризма, образованного четырьмя его основными звездами в пределах диаметра 1,5 световых лет. В ночи с хорошей видимостью две из них можно различить на составные двойные системы, что дает в общей сложности шесть звезд. Звезды скопления Трапеция, наряду со многими другими звездами, все еще находятся на ранних стадиях своего развития. Скопление Трапеция является частью гораздо более крупной туманности Ориона – ассоциации, состоящей примерно из 2800 звезд в диаметре 20 световых лет. В свою очередь, туманность Ориона окружена гораздо более крупным комплексом молекулярного облака Ориона, который простирается на сотни световых лет и охватывает всё созвездие Ориона. Два миллиона лет назад скопление Туманности Ориона могло быть родиной для убегающих звезд AE Aurigae, 53 Arietis и Mu Columbae, которые в настоящее время удаляются от туманности со скоростью более .

Цвет

Наблюдатели давно отмечали характерный зеленоватый оттенок туманности, помимо областей красного и сине-фиолетового цветов. Красный цвет обусловлен излучением линии рекомбинации Hα с длиной волны 656,3 нм. Сине-фиолетовое окрашивание – это отраженное излучение от массивных звезд класса O в ядре туманности. Зеленый оттенок долгое время был загадкой для астрономов в начале XX века, поскольку ни одна из известных тогда спектральных линий не могла его объяснить. Существовали предположения, что эти линии вызваны новым элементом, и для этого таинственного вещества было предложено название «небулиум». Однако, с углублением знаний в области атомной физики, позже было установлено, что зеленый спектр возникает из-за маловероятного электронного перехода в дважды ионизированном кислороде, так называемого «запрещенного перехода». Воспроизвести это излучение в лабораторных условиях в то время было невозможно, поскольку оно требовало спокойной и практически свободной от столкновений среды, характерной для высокого вакуума глубокого космоса.

Структура

Целое пространство Туманности Ориона простирается на 1° области неба и включает в себя нейтральные облака газа и пыли, звездные ассоциации, ионизированные объемы газа и отражательные туманности. Туманность является частью гораздо более крупного комплекса, известного как молекулярный комплекс облаков Ориона. Молекулярный комплекс облаков Ориона простирается по всему созвездию Ориона и включает в себя петлю Барнарда, туманность Лошадиная Голова, M43, M78 и туманность Пламени. Звезды формируются во всем комплексе, но большинство молодых звезд сосредоточено в плотных скоплениях, таких как то, которое освещает Туманность Ориона. Современная астрономическая модель туманности состоит из ионизированной (H II) области, приблизительно центрированной на Theta1 Orionis C, которая расположена на стороне вытянутого молекулярного облака в полости, образованной массивными молодыми звездами. (Theta1 Orionis C излучает в 3–4 раза больше фотоионизирующего света, чем следующая по яркости звезда, Theta2 Orionis A.) Температура в области H II достигает 10 000 K, но резко падает вблизи края туманности. Область H II окружена нерегулярной, вогнутой бухтой более нейтрального облака высокой плотности, с комками нейтрального газа, расположенными за пределами бухты. В свою очередь, это находится на периметре молекулярного облака Ориона. Газ в молекулярном облаке демонстрирует широкий диапазон скоростей и турбулентность, особенно в области ядра. Относительные движения достигают 10 км/с (22 000 миль/ч), с локальными вариациями до 50 км/с и, возможно, больше. Наблюдатели дали названия различным элементам в Туманности Ориона. Темная бухта, простирающаяся с севера в яркую область, известна как "Sinus Magnus", также называемая "Ртом Рыбы". Освещенные области по обе стороны называются "Крыльями". Другие элементы включают "Меч", "Напор" и "Парус".

Звездные образования

Туманность Ориона — пример звёздного ящика, где рождаются новые звёзды. Наблюдения туманности выявили около 700 звёзд на различных стадиях формирования внутри неё. В 1979 году наблюдения с помощью электронной камеры Лаллеман в обсерватории Пик-дю-Миди показали шесть неразрешённых источников высокой ионизации вблизи скопления Трапеция. Эти источники были интерпретированы как частично ионизированные глобулы (PIG). Предполагалось, что эти объекты ионизируются извне M42. Последующие наблюдения с помощью Very Large Array обнаружили конденсации размером с Солнечную систему, связанные с этими источниками. Это навело на мысль, что эти объекты могут быть звёздами с низкой массой, окружёнными испаряющимся протозвёздным аккреционным диском. В 1993 году наблюдения с космического телескопа Хаббл дали основное подтверждение существования протопланетных дисков в туманности Ориона, получивших название проплидов. HST обнаружил более 150 таких объектов в туманности, которые считаются системами на самых ранних стадиях формирования планетной системы. Их многочисленность служит доказательством того, что формирование планетных систем — довольно распространённое явление во Вселенной. Звёзды формируются, когда сгустки водорода и других газов в области H II сжимаются под действием собственной гравитации. По мере сжатия газа центральный сгусток становится плотнее, а газ нагревается до экстремальных температур за счёт преобразования гравитационной потенциальной энергии в тепловую. Если температура достигает достаточно высокого уровня, происходит запуск ядерного синтеза и формируется протозвезда. Протозвезда "рождается", когда начинает излучать достаточно энергии, чтобы сбалансировать свою гравитацию и остановить гравитационный коллапс. Как правило, облако материала остаётся на значительном расстоянии от звезды до начала реакции синтеза. Это остаточное облако — протопланетный диск протозвезды, где могут формироваться планеты. Недавние инфракрасные наблюдения показывают, что пылевые зерна в этих протопланетных дисках растут, начиная путь к формированию планетезималей. Как только протозвезда входит в фазу главной последовательности, она классифицируется как звезда. Хотя большинство планетных дисков способны формировать планеты, наблюдения показывают, что интенсивное звёздное излучение должно было уничтожить любые проплиды, образовавшиеся вблизи группы Трапеция, если группа столь же стара, как и звёзды с низкой массой в скоплении. Звёздный ветер, сталкиваясь с газом в туманности, формирует ударные волны или гидродинамическую нестабильность, которые затем придают форму газовым облакам. Ударные волны от звёздного ветра также играют важную роль в звездообразовании, сжимая газовые облака и создавая неоднородности плотности, приводящие к гравитационному коллапсу облака. В туманности Ориона наблюдаются три различных типа ударных волн. Многие из них проявляются в объектах Хербига — Харо:
Ударные дуги — стационарные образования, возникающие при столкновении двух потоков частиц. Они наблюдаются вблизи самых горячих звёзд туманности, где скорость звёздного ветра оценивается в тысячи километров в секунду, а также во внешних частях туманности, где скорость составляет десятки километров в секунду. Ударные дуги могут также формироваться на переднем крае звёздных струй при столкновении струи с межзвёздными частицами. Ударные волны, вызванные струями, формируются из струй вещества, извергающихся из новорождённых звёзд Т Тельца. Эти узкие потоки движутся со скоростью сотен километров в секунду и превращаются в ударные волны при столкновении с относительно неподвижным газом. Искривлённые ударные волны выглядят как дуги для наблюдателя. Они образуются, когда ударная волна, вызванная струей, встречает газ, движущийся в поперечном направлении. Взаимодействие звёздного ветра с окружающим облаком также формирует "волны", которые, предположительно, обусловлены гидродинамической нестабильностью Кельвина — Гельмгольца. Динамика газовых движений в M42 сложна, но в целом направлена через отверстие в заливе и в сторону Земли.

Эволюция

Межзвездные облака, такие как Туманность Ориона, встречаются во всех галактиках, таких как Млечный Путь. Они начинаются как гравитационно связанные сгустки холодного, нейтрального водорода, перемешанные с незначительными примесями других элементов. Облако может содержать сотни тысяч солнечных масс и простираться на сотни световых лет. Слабая сила гравитации, способная заставить облако сколлапсировать, уравновешивается крайне слабым давлением газа внутри облака. Под воздействием столкновений со спиральным рукавом или ударных волн от сверхновых, атомы объединяются в более тяжелые молекулы, формируя молекулярное облако. Это предвещает образование звезд внутри облака, которое, как считается, происходит в течение 10–30 миллионов лет, по мере того как области достигают массы Джинса и дестабилизированные объемы сжимаются в диски. Диск концентрируется к ядру, образуя звезду, которая может быть окружена протопланетным диском. Это текущая стадия эволюции туманности, в которой звезды продолжают формироваться из сжимающегося молекулярного облака. Считается, что самые молодые и яркие звезды, которые мы сейчас видим в Туманности Ориона, имеют возраст менее 300 000 лет, а самые яркие – всего 10 000 лет. Некоторые из этих сжимающихся звезд могут быть особенно массивными и излучать большое количество ионизирующего ультрафиолетового излучения. Примером этого является скопление Трапеция. Со временем ультрафиолетовый свет от массивных звезд в центре туманности вытесняет окружающий газ и пыль в процессе, называемом фотоиспарением. Этот процесс создает внутреннюю полость туманности, позволяя наблюдать звезды в ядре с Земли.