Nebulosa de Orion - Orion Nebula

Nebulosa de Orion
Nebulosa difusa
Nebulosa de Orion - Hubble 2006 mosaico 18000.jpg
A nebulosa de Orion inteira em uma imagem composta de luz visível e infravermelho; tirada pelo Telescópio Espacial Hubble em 2006
Dados de observação: época J2000
Subtipo Reflexão / Emissão
Ascensão certa 05 h 35 m 17,3 s
Declinação −05 ° 23 ′ 28 ″
Distância 1.344 ± 20  al    (412  pc )
Magnitude aparente (V) +4,0
Dimensões aparentes (V) 65 × 60  arcmins
constelação Orion
Características físicas
Raio 1,2 ly
Magnitude absoluta (V) -
Características notáveis Aglomerado trapézio
Designações NGC 1976, M42,
LBN 974, Sharpless 281
Veja também: Listas de nebulosas

A Nebulosa de Orion (também conhecida como Messier 42 , M42 , ou NGC 1976 ) é uma nebulosa difusa situada na Via Láctea , sendo sul de correia de Orion na constelação de Orion . É uma das nebulosas mais brilhantes e é visível a olho nu no céu noturno. É 1.344 ± 20 anos-luz (412,1 ± 6,1  pc ) de distância e é a região mais próxima da enorme formação de estrelas para a Terra . Estima-se que a nebulosa M42 tenha 24 anos-luz de diâmetro. Tem uma massa de cerca de 2.000 vezes a do Sol . Textos mais antigos freqüentemente se referem à Nebulosa de Orion como a Grande Nebulosa de Orion ou a Grande Nebulosa de Orion .

A Nebulosa de Órion é um dos objetos mais examinados e fotografados no céu noturno e está entre as feições celestes mais intensamente estudadas. A nebulosa revelou muito sobre o processo de como as estrelas e sistemas planetários são formados a partir do colapso de nuvens de gás e poeira. Os astrônomos observaram diretamente discos protoplanetários e anãs marrons dentro da nebulosa, movimentos intensos e turbulentos do gás e os efeitos fotoionizantes de grandes estrelas próximas na nebulosa.

Características físicas

Discutindo a localização da Nebulosa de Órion, o que é visto dentro da região de formação estelar e os efeitos dos ventos interestelares na formação da nebulosa
A constelação de Orion com a Nebulosa de Orion (centro inferior)

A nebulosa é visível a olho nu, mesmo em áreas afetadas por alguma poluição luminosa . É vista como a "estrela" do meio na "espada" de Orion, que são as três estrelas localizadas ao sul do Cinturão de Orion. A estrela parece confusa para observadores atentos, e a nebulosidade é óbvia através de binóculos ou um pequeno telescópio . O brilho superficial do pico da região central é cerca de 17 Mag / arcsec 2 (cerca de 14 mili lêndeas ) e o brilho azulado exterior tem um brilho de superfície do pico de 21,3 Mag / arcsec 2 (cerca de 0,27 millinits). (Nas fotos mostradas aqui, o brilho, ou luminância , é intensificado por um grande fator.)

A nebulosa de Orion contém um aglomerado aberto muito jovem , conhecido como Trapézio devido ao asterismo de suas quatro estrelas primárias. Duas delas podem ser resolvidas em seus sistemas binários componentes em noites com boa visão , dando um total de seis estrelas. As estrelas do Trapézio, junto com muitas outras estrelas, ainda estão em seus primeiros anos . O Trapézio é um componente do aglomerado de nebulosa de Orion, muito maior , uma associação de cerca de 2.800 estrelas com um diâmetro de 20 anos-luz. Dois milhões de anos atrás, esse aglomerado pode ter sido o lar das estrelas em fuga AE Aurigae , 53 Arietis e Mu Columbae , que atualmente estão se afastando da nebulosa a velocidades superiores a 100 km / s (62 mi / s).

Coloração

Os observadores há muito notam uma tonalidade esverdeada distinta na nebulosa, além de regiões de vermelho e azul-violeta. A tonalidade vermelha é o resultado da radiação da linha de recombinação Hα em um comprimento de onda de 656,3 nm . A coloração azul-violeta é a radiação refletida das estrelas massivas de classe O no centro da nebulosa.

O tom verde era um quebra-cabeça para os astrônomos no início do século 20 porque nenhuma das linhas espectrais conhecidas naquela época poderia explicá-lo. Houve algumas especulações de que as linhas foram causadas por um novo elemento, e o nome nebulium foi cunhado para este material misterioso. Com uma melhor compreensão da física atômica , no entanto, mais tarde foi determinado que o espectro verde era causado por uma transição de elétrons de baixa probabilidade em oxigênio duplamente ionizado , uma chamada " transição proibida ". Essa radiação era quase impossível de reproduzir em laboratório na época, porque dependia do ambiente quiescente e quase livre de colisões encontrado no alto vácuo do espaço profundo.

História

Desenho de Messier da Nebulosa de Orion em suas memórias de 1771, Mémoires de l'Académie Royale

Especulou-se que os maias da América Central podem ter descrito a nebulosa dentro de seu mito de criação das "Três Pedras do Coração"; se assim for, os três corresponderiam a duas estrelas na base de Orion, Rigel e Saiph , e outra, Alnitak na ponta do "cinto" do caçador imaginário, os vértices de um triângulo equilátero quase perfeito com a Espada de Orion (incluindo a nebulosa de Órion) no meio do triângulo vista como a mancha de fumaça do incenso copal em um mito moderno ou, em (a tradução que sugere) em um antigo, as brasas literais ou figurativas de uma criação ígnea.

Nem o Almagesto de Ptolomeu nem o Livro das Estrelas Fixas de Al Sufi notaram essa nebulosa, embora ambos listassem manchas de nebulosidade em outras partes do céu noturno; nem Galileu o mencionou, embora também tenha feito observações telescópicas em torno dele em 1610 e 1617. Isso levou a algumas especulações de que uma explosão das estrelas iluminadas pode ter aumentado o brilho da nebulosa.

A primeira descoberta da natureza nebulosa difusa da Nebulosa de Orion é geralmente creditada ao astrônomo francês Nicolas-Claude Fabri de Peiresc , em 26 de novembro de 1610, quando ele fez um registro de observá-la com um telescópio refrator adquirido por seu patrono Guillaume du Vair .

A primeira observação publicada da nebulosa foi pelo matemático e astrônomo jesuíta Johann Baptist Cysat de Lucerna em sua monografia de 1619 sobre os cometas (descrevendo observações da nebulosa que podem remontar a 1611). Ele fez comparações entre ele e um cometa brilhante visto em 1618 e descreveu como a nebulosa apareceu através de seu telescópio como:

pode-se ver como algumas estrelas são comprimidas em um espaço muito estreito e como ao redor e entre as estrelas uma luz branca como a de uma nuvem branca é derramada

Sua descrição das estrelas centrais como diferentes da cabeça de um cometa pelo fato de serem um "retângulo" pode ter sido uma descrição inicial do aglomerado do Trapézio . (A primeira detecção de três das quatro estrelas deste aglomerado é creditada a Galileo Galilei em 4 de fevereiro de 1617, embora ele não tenha notado a nebulosa circundante - possivelmente devido ao estreito campo de visão de seu antigo telescópio.)

A nebulosa foi independentemente "descoberta" (embora visível a olho nu) por vários outros astrônomos proeminentes nos anos seguintes, incluindo por Giovanni Battista Hodierna (cujo esboço foi o primeiro publicado em De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus ).

Charles Messier observou a nebulosa em 4 de março de 1769 e também notou três estrelas no Trapézio. Messier publicou a primeira edição de seu catálogo de objetos do céu profundo em 1774 (concluído em 1771). Como a nebulosa de Orion era o 42º objeto em sua lista, ela foi identificada como M42.

Fotografia de 1880 de Henry Draper da nebulosa de Orion, a primeira já tirada.
Uma das fotografias de 1883 de Andrew Ainslie Common da Nebulosa de Orion, a primeira a mostrar que uma longa exposição poderia registrar novas estrelas e nebulosas invisíveis ao olho humano.

Em 1865, o astrônomo amador inglês William Huggins usou seu método de espectroscopia visual para examinar a nebulosa mostrando que, como outras nebulosas que ele havia examinado, era composta de "gás luminoso". Em 30 de setembro de 1880, Henry Draper usou o novo processo fotográfico de placa seca com um telescópio refrator de 11 polegadas (28 cm) para fazer uma exposição de 51 minutos da nebulosa de Órion, a primeira instância de astrofotografia de uma nebulosa na história. Outro conjunto de fotografias da nebulosa em 1883 viu um avanço na fotografia astronômica quando o astrônomo amador Andrew Ainslie Common usou o processo de placa seca para registrar várias imagens em exposições de até 60 minutos com um telescópio refletor de 36 polegadas (91 cm) que ele construiu no quintal de sua casa em Ealing , oeste de Londres. Essas imagens pela primeira vez mostraram estrelas e detalhes de nebulosas muito fracos para serem vistos pelo olho humano.

Em 1902, Vogel e Eberhard descobriram velocidades diferentes dentro da nebulosa, e em 1914 os astrônomos de Marselha usaram o interferômetro para detectar rotação e movimentos irregulares. Campbell e Moore confirmaram esses resultados usando o espectrógrafo, demonstrando turbulência dentro da nebulosa.

Em 1931, Robert J. Trumpler notou que as estrelas mais fracas perto do Trapézio formavam um aglomerado, e ele foi o primeiro a chamá-las de aglomerado do Trapézio. Com base em suas magnitudes e tipos espectrais, ele derivou uma estimativa de distância de 1.800 anos-luz. Isso era três vezes mais longe do que a estimativa de distância comumente aceita para o período, mas estava muito mais próximo do valor moderno.

Em 1993, o Telescópio Espacial Hubble observou pela primeira vez a Nebulosa de Orion. Desde então, a nebulosa tem sido um alvo frequente para estudos de HST. As imagens foram usadas para construir um modelo detalhado da nebulosa em três dimensões. Discos protoplanetários foram observados ao redor da maioria das estrelas recém-formadas na nebulosa, e os efeitos destrutivos de altos níveis de energia ultravioleta das estrelas mais massivas foram estudados.

Em 2005, o instrumento Advanced Camera for Surveys do Hubble Space Telescope terminou de capturar a imagem mais detalhada da nebulosa já obtida. A imagem foi obtida através de 104 órbitas do telescópio, capturando mais de 3.000 estrelas até a 23ª magnitude, incluindo anãs marrons infantis e possíveis estrelas binárias anãs marrons . Um ano depois, os cientistas que trabalhavam com o HST anunciaram as primeiras massas de um par de anãs marrons binárias em eclipse, 2MASS J05352184–0546085 . O par está localizado na Nebulosa de Órion e tem massas aproximadas de 0,054  M ☉ e 0,034  M ☉ respectivamente, com um período orbital de 9,8 dias. Surpreendentemente, o mais massivo dos dois também acabou sendo o menos luminoso.

Estrutura

Um mapa estelar da Nebulosa de Órion.
Imagens ópticas revelam nuvens de gás e poeira na nebulosa de Orion; uma imagem infravermelha (direita) revela as novas estrelas brilhando dentro.

A totalidade da Nebulosa de Órion se estende por uma região de 1 ° do céu e inclui nuvens neutras de gás e poeira , associações de estrelas , volumes ionizados de gás e nebulosas de reflexão .

A nebulosa faz parte de uma nebulosa muito maior conhecida como Complexo de Nuvem Molecular de Órion . O Complexo de Nuvem Molecular de Órion se estende por toda a constelação de Órion e inclui o Loop de Barnard , a Nebulosa da Cabeça de Cavalo , M43 , M78 e a Nebulosa da Chama . Estrelas estão se formando em todo o Complexo de Nuvens, mas a maioria das estrelas jovens está concentrada em aglomerados densos como o que ilumina a Nebulosa de Órion.

Órion Uma nuvem molecular do VISTA revela muitas estrelas jovens e outros objetos.

O modelo astronômico atual para a nebulosa consiste em uma região ionizada ( H II ), aproximadamente centrada em Theta 1 Orionis C , que fica ao lado de uma nuvem molecular alongada em uma cavidade formada por estrelas jovens massivas. (Theta 1 Orionis C emite 3-4 vezes mais luz fotoionizante do que a próxima estrela mais brilhante, Theta 2 Orionis A.) A região H II tem uma temperatura que varia até 10.000 K, mas esta temperatura cai drasticamente perto da borda da nebulosa . A emissão nebulosa vem principalmente do gás fotoionizado na superfície posterior da cavidade. A região H II é cercada por uma baía côncava irregular de nuvem mais neutra e de alta densidade, com aglomerados de gás neutro situados fora da área da baía. Este, por sua vez, fica no perímetro da Nuvem Molecular de Órion. O gás na nuvem molecular exibe uma gama de velocidades e turbulência, particularmente em torno da região central. Os movimentos relativos são de até 10 km / s (22.000 mi / h), com variações locais de até 50 km / se possivelmente mais.

Os observadores deram nomes a várias características da Nebulosa de Órion. A faixa escura que se estende do norte em direção à região brilhante é chamada de "Boca do Peixe". As regiões iluminadas de ambos os lados são chamadas de "Asas". Outras características incluem "The Sword", "The Thrust" e "The Sail".

Formação de estrelas

Vista de vários proplyds dentro da Nebulosa de Orion feita pelo Telescópio Espacial Hubble
Fogos de artifício de formação estelar em Orion

A Nebulosa de Orion é um exemplo de berçário estelar onde novas estrelas estão nascendo. As observações da nebulosa revelaram aproximadamente 700 estrelas em vários estágios de formação dentro da nebulosa.

Em 1979, observações com a câmera eletrônica Lallemand no Observatório Pic-du-Midi mostraram seis fontes de alta ionização não resolvidas perto do Cluster do Trapézio . Essas fontes foram interpretadas como glóbulos parcialmente ionizados (PIGs). A ideia era que esses objetos estão sendo ionizados de fora pelo M42. Observações posteriores com o Very Large Array mostraram condensações do tamanho do sistema solar associadas a essas fontes. Aqui, surgiu a ideia de que esses objetos podem ser estrelas de baixa massa rodeadas por um disco de acreção protoestelar em evaporação. Em 1993, as observações com o Telescópio Espacial Hubble produziram a maior confirmação de discos protoplanetários dentro da Nebulosa de Orion, que foram apelidados de proplyds . O HST revelou mais de 150 deles dentro da nebulosa, e eles são considerados sistemas nos primeiros estágios da formação do sistema solar . O simples número deles tem sido usado como evidência de que a formação de sistemas estelares é bastante comum no universo .

As estrelas se formam quando aglomerados de hidrogênio e outros gases em uma região H II se contraem sob sua própria gravidade. À medida que o gás entra em colapso, o tufo central, cresce mais fortes e aquece o gás a temperaturas extremas, convertendo a energia potencial gravitacional para energia térmica . Se a temperatura ficar alta o suficiente, a fusão nuclear se acenderá e formará uma protoestrela . A protoestrela 'nasce' quando começa a emitir energia radiativa suficiente para equilibrar sua gravidade e interromper o colapso gravitacional .

Normalmente, uma nuvem de material permanece a uma distância substancial da estrela antes que a reação de fusão seja iniciada. Esta nuvem remanescente é o disco protoplanetário da protoestrela, onde os planetas podem se formar. Observações infravermelhas recentes mostram que os grãos de poeira nesses discos protoplanetários estão crescendo, começando no caminho para a formação de planetesimais .

Uma vez que a protoestrela entra em sua fase de sequência principal , ela é classificada como uma estrela. Mesmo que a maioria dos discos planetários possa formar planetas, as observações mostram que a radiação estelar intensa deve ter destruído quaisquer proplyds que se formaram perto do grupo Trapézio, se o grupo for tão antigo quanto as estrelas de baixa massa no aglomerado. Uma vez que os proplyds são encontrados muito próximos ao grupo Trapézio, pode-se argumentar que essas estrelas são muito mais jovens do que o resto dos membros do cluster.

Vento estelar e efeitos

Uma vez formadas, as estrelas dentro da nebulosa emitem um fluxo de partículas carregadas conhecido como vento estelar . Estrelas massivas e estrelas jovens têm ventos estelares muito mais fortes do que o Sol . O vento forma ondas de choque ou instabilidades hidrodinâmicas ao encontrar o gás na nebulosa, que então molda as nuvens de gás. As ondas de choque do vento estelar também desempenham um grande papel na formação estelar, compactando as nuvens de gás, criando não homogeneidades de densidade que levam ao colapso gravitacional da nuvem.

Vista das ondulações ( instabilidade de Kelvin-Helmholtz ) formadas pela ação dos ventos estelares na nuvem.

Existem três tipos diferentes de choques na nebulosa de Órion. Muitos são apresentados em objetos Herbig – Haro :

  • Os choques em arco são estacionários e são formados quando duas correntes de partículas colidem uma com a outra. Eles estão presentes perto das estrelas mais quentes da nebulosa, onde a velocidade do vento estelar é estimada em milhares de quilômetros por segundo e nas partes externas da nebulosa, onde as velocidades são de dezenas de quilômetros por segundo. Choques de proa também podem se formar na extremidade dianteira de jatos estelares quando o jato atinge partículas interestelares .
  • Choques impulsionados por jato são formados a partir de jatos de material que brotam de estrelas recém-nascidas T Tauri . Esses fluxos estreitos estão viajando a centenas de quilômetros por segundo e tornam-se choques quando encontram gases relativamente estacionários.
  • Choques deformados aparecem como um arco para um observador. Eles são produzidos quando um choque movido a jato encontra gás movendo-se em uma corrente cruzada.
  • A interação do vento estelar com a nuvem circundante também forma "ondas" que se acredita serem devidas à instabilidade hidrodinâmica de Kelvin-Helmholtz .

Os movimentos dinâmicos do gás em M42 são complexos, mas tendem para fora da abertura na baía em direção à Terra. A grande área neutra atrás da região ionizada está atualmente se contraindo sob sua própria gravidade.

Existem também "balas" supersônicas de gás perfurando as nuvens de hidrogênio da nebulosa de Órion. Cada bala tem dez vezes o diâmetro da órbita de Plutão e possui átomos de ferro brilhando no infravermelho na ponta. Provavelmente foram formados mil anos antes a partir de um evento violento desconhecido.

Evolução

Imagem panorâmica do centro da nebulosa, obtida pelo telescópio Hubble. Esta visão tem cerca de 2,5 anos-luz de diâmetro. O Trapézio está no centro à esquerda.

Nuvens interestelares como a nebulosa de Órion são encontradas em galáxias como a Via Láctea . Eles começam como bolhas gravitacionalmente ligadas de hidrogênio neutro e frio, misturadas com traços de outros elementos. A nuvem pode conter centenas de milhares de massas solares e se estender por centenas de anos-luz. A pequena força da gravidade que poderia obrigar a nuvem a entrar em colapso é contrabalançada pela pressão muito tênue do gás na nuvem.

Seja devido a colisões com um braço espiral, ou através da onda de choque emitida por supernovas , os átomos são precipitados em moléculas mais pesadas e o resultado é uma nuvem molecular. Isso pressagia a formação de estrelas dentro da nuvem, geralmente considerada dentro de um período de 10-30 milhões de anos, conforme as regiões passam pela massa de jeans e os volumes desestabilizados colapsam em discos. O disco se concentra no núcleo para formar uma estrela, que pode ser circundada por um disco protoplanetário. Este é o estágio atual de evolução da nebulosa, com estrelas adicionais ainda se formando a partir da nuvem molecular em colapso. Acredita-se que as estrelas mais jovens e brilhantes que vemos agora na nebulosa de Órion tenham menos de 300.000 anos, e as mais brilhantes podem ter apenas 10.000 anos. Algumas dessas estrelas em colapso podem ser particularmente massivas e podem emitir grandes quantidades de radiação ultravioleta ionizante. Um exemplo disso é visto com o cluster Trapézio. Com o tempo, a luz ultravioleta das estrelas massivas no centro da nebulosa afastará o gás e a poeira ao redor em um processo chamado foto-evaporação . Este processo é responsável pela criação da cavidade interna da nebulosa, permitindo que as estrelas do núcleo sejam vistas da Terra. A maior dessas estrelas tem vida curta e evoluirá para se tornar supernovas.

Em cerca de 100.000 anos, a maior parte do gás e da poeira será ejetada. Os restos irão formar um jovem aglomerado aberto, um aglomerado de estrelas jovens e brilhantes cercadas por filamentos finos da nuvem anterior.

Veja também

Notas

  1. ^ 1.270 × tan (66 ′ / 2) = 12 ly. raio
  2. ^ Nas zonas temperadas do hemisfério norte, a nebulosa aparece abaixo do Cinturão de Orion; nas zonas temperadas do hemisfério sul, a nebulosa aparece acima do cinturão.
  3. ^ C. Robert O'Dell comentou sobre este artigo da Wikipedia, "O único erro flagrante é a última frase na seção de Formação Estelar. Na verdade, deveria ser 'Embora a maioria dos discos planetários possa formar planetas, as observações mostram que a radiação estelar intensa deve ter destruiu todos os proplyds que se formaram perto do grupo do Trapézio, se o grupo for tão antigo quanto as estrelas de baixa massa do aglomerado. Como os proplyds são encontrados muito próximos ao grupo do Trapézio, pode-se argumentar que essas estrelas são muito mais jovens do que o resto de os membros do cluster. '"

Referências

links externos

Coordenadas : Mapa do céu 05 h 35 m 17,3 s , −05 ° 23 ′ 28 ″