YaChudo

Туманність Оріона

Переглядів: 0. Оновлено 31.10.2026.

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: M42.
Туманність Оріона
Емісійна туманність
Область H II
Дані спостережень: епоха J2000.0
Пряме піднесення05г 35х 17.3с[1]
Схилення-05° 23′ 28″[1]
Відстань(412 пк) 1,344±20  св. р.
Видима зоряна
величина (V)		+4.0[2]
Видимі виміри (V)65×60 [3]
Сузір'яОріон
Фізичні характеристики
Радіус12 св. р.
Абсолютна зоряна величина (V)4,0
ПозначенняNGC 1976, GC 1179,
h 360, M 42,LBN 974

Туманність Оріона (також відома як Мессьє 42, М42 та NGC 1976) — це емісійна туманність (областю H II) з зеленуватим відтінком, що розташована нижче Пояса Оріона. Це найяскравіша дифузна туманність, її поверхня простягається приблизно на 80×60 кутових мінут, що більш ніж в 4 рази перевищує площу повного Місяця і має блиск близько 4 зоряної величини, звідси гарна видимість на нічному небі, навіть неозброєним оком, а її положення на небесному екваторі робить цю туманність видимою майже в будь-якій точці Землі. М42 знаходиться на відстані близько 1344 світлових років від Землі і має 33 світлових роки в поперечнику.

У північній частині М42 проходить темна смуга пилу, що відокремлює від основної частини туманності її північно-східну частину, внесену в каталог як М43.

Історія вивчення

Туманність Оріона М42 на мапі сузір'я Оріона

Ані «Альмагест» Птолемея, ані «Книга нерухомих зір» аль-Суфі не згадують про цю туманність, попри те, що обидві ці книги відзначали ділянки туманностей в інших частинах нічного неба; не згадував її й Галілей, хоча він проводив телескопічні спостереження її околиць у 1610 та 1617 роках[4]. Через це навіть припускають, що нещодавно яскравість туманності могла збільшитися через спалах зір, які її освітлюють[5]. Можливо, мая в Центральній Америці описували туманність у своєму міфі про створення світу «Трьох вогнищ». За цього трактування ці три вогнища відповідали б сусіднім зорям Рігелю, Саїфу й Альнітаку, які утворюють рівносторонній трикутник[6], а туманність Оріона біля центру цього трикутника символізувала б дим[7][6]. Сучасні мая-лакандони також уявляють туманність Оріона як димом від пахощів копалу[6].

Відкриття туманності Оріона зазвичай приписують французькому астроному Ніколя-Клоду Фабрі де Пейреску, який 26 листопада 1610 року записав, що спостерігав її за допомогою телескопа-рефрактора, придбаного його покровителем Гійомом дю Вером[4]. Першим опублікував спостереження туманності єзуїтський математик і астроном Йоганн Баптіст Цізат із Люцерна у своїй монографії про комети 1619 року. Спостереження туманності, які він описав у монографії, можуть датуватися 1611 роком[8][9]. Він порівняв туманність з яскравою кометою, яку бачили в 1618 році, і писав, як туманність виглядала в його телескоп: «Можна побачити, як подібним чином деякі зорі стиснуті в дуже вузький простір і як навколо та між зорями розливається біле світло, схоже на світло білої хмари»[10]. Його опис центральних зір, що утворюють «прямокутник», можливо, було раннім описом Трапеції Оріона[4][10][11].

Замальовка Гершелем вигляду туманності з південної півкулі, виконана в межах його огляду неба, 1835 рік.
Малюнок туманності Оріона роботи Мессьє в його мемуарах 1771 року, «Mémoires de l'Académie Royale»

У наступні роки туманність незалежно відкрили кілька інших видатних астрономів, зокрема Джованні Баттіста Одієрна (чия замальовка була вперше опублікована в книзі «Про систематику світу комет і про дивовижні об'єкти неба»)[12]. 1659 року нідерландський учений Християн Гюйгенс у «Системі Сатурна» опублікував першу детальну замальовку центральної ділянки туманності[13]. Шарль Мессьє спостерігав туманність 4 березня 1769 року і також відзначив три зорі в Трапеції. Мессьє опублікував перше видання свого каталогу об'єктів глибокого космосу в 1774 році[14]. Оскільки туманність Оріона була 42-м об'єктом у його списку, її почали позначати як M42. Джон Гершель у межах свого огляду південного неба, виконаного за допомогою приватного 21-футового (6,4 м) телескопа з нинішнього Кейптауна, між 1834 і 1838 роками вперше провів огляд туманності Оріона з південної півкулі[15][16].

Перша світлина туманності Оріона, зроблена Генрі Дрейперома 1880 року
Одна зі світлин туманності Оріона роботи Ендрю Ейнслі Коммона 1883 року, яка показала, що довга експозиція може зафіксувати зорі й туманності, невидимі для людського ока.

1865 року англійський астроном-аматор Вільям Гаггінс використав свій метод візуальної спектроскопії, щоб показати, що туманність Оріона, як і інші досліджені ним туманності, складається зі «світного газу»[17]. 30 вересня 1880 року Генрі Дрейпер використав фотографічний процес із сухою пластиною з 11-дюймовим (28 см) рефрактором для того, щоб зробити 51-хвилинну експозицію туманності Оріона — перший випадок астрофотографії туманності в історії. Ще один прорив в астрономічній фотографії стався у 1883 році, коли астроном-аматор Ендрю Ейнслі Коммон використав процес із сухою пластиною для запису кількох зображень з експозиціями до 60 хвилин за допомогою 36-дюймового (91 см) рефлектора, який він сконструював на задньому дворі свого будинку в Ілінгу в західному Лондоні. Ці зображення вперше показали деталі зір і газових хмар, надто тьмяних для того, щоб їх можна було побачити оком[18].

У 1902 році Фогель та Ебергард виявили різні швидкості всередині туманності, а не пізніше 1914 року астрономи в Марселі використали інтерферометр для виявлення обертання та нерегулярних рухів. Кемпбелл і Мур підтвердили ці результати за допомогою спектрографа, продемонструвавши турбулентність усередині туманності[19].

1931 року Роберт Дж. Трюмплер зауважив, що тьмяніші зорі поблизу Трапеції утворюють скупчення, і він першим назвав його «скупченням Трапеція». На основі їхніх зоряних величин і спектральних класів він отримав оцінку відстані в 1800 світлових років. Це було втричі далі, ніж загальноприйнята на той час оцінка відстані, але набагато ближче до сучасного значення[20].

У 1993 році космічний телескоп Габбла уперше спостерігав туманність Оріона. Відтоді туманність стала частим об'єктом його досліджень за допомогою. Ці зображення використали для побудови детальної тривимірної моделі туманності. Навколо більшості новоутворених зір у туманності спостерігали протопланетні диски, а також дослідили руйнівний вплив високих рівнів ультрафіолетового випромінювання від наймасивніших зір[21].

2005 року інструмент ACS космічного телескопа Габбла завершив зйомку найдетальнішого зображення туманності з усіх будь-коли отриманих. Зображення отримали за 104 оберти телескопа; на ньому зафіксовано понад 3000 зір до 23-ї зоряної величини, включно з молодими коричневими карликами та ймовірними подвійними зорями з коричневими карликами[22]. Через рік науковці, які працювали з телескопом Габбла, оголосили про перше в історії визначення мас пари затемнюваних подвійних коричневих карликів, 2MASS J05352184–0546085. Ця пара розташована в туманності Оріона, їхні маси становлять приблизно 0.054 M☉ та 0.034 M☉ відповідно, а орбітальний період — 9,8 доби. На диво, масивніший із них виявився менш яскравим[23].

У жовтні 2023 року астрономи на основі спостережень туманності Оріона за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба повідомили про відкриття подвійних міжзоряних планет, подібних за масою до Юпітера, які отримали назву JuMBO (від англ. Jupiter Mass Binary Objects)[24], хоча подальші дослідження поставили ці результати під сумнів[25].

У липні 2025 року спостереження туманності Оріона за допомогою телескопа Джеймса Вебба і ALMA дали змогу отримати прямі зображення екзопланети, що формується з протопланетного диска HOPS-315 — протозорі всередині туманності, яка сама перебуває в активній фазі свого формування. Зазвичай хмари пилу та газу, що оточують протозорі, заважають безпосередньо спостерігати перші етапи процесу формування планет; проте проміжок у хмарах навколо HOPS-315 дозволив науковцям безпосередньо спостерігати момент зародження планети[26].

Цікаві об'єкти

протопланетний диск в туманності Оріона.

За допомогою орбітального телескопа Хаббл науковці з НАСА виявили протопланетний диск в районі Трапеції. Сам район Трапеція, розташований просто в центрі туманності, отримав назву завдяки чотирьом масивним зіркам, розташованим у вигляді трапеції. У нижній частині М42 виявлено кілька коричневих карликів.

В червні 2023 року, завдяки застосуванню космічного телескопу Джеймса Вебба (JWST), вчені вперше виявили нову сполуку вуглецю в космосі, відому як метиловий катіон. Метиловий катіон був виявлений у молодій зоряній системі d203-506, розташованій на відстані близько 1350 світлових років від Землі, у Туманності Оріона. Вчені підкреслюють, що сполуки вуглецю є основою для життя, яке нам відоме, саме тому це відкриття може мати важливе значення для пояснення походження і розвитку життя на Землі та підтвердити можливість його розвитку в інших куточках Всесвіту[27][28].

В 2023 році, вивчаючи нові знімки Туманності Оріона, які були зроблені телескопом Джеймса Вебба, астрономи несподівано виявили кілька десятків дивних парних об'єктів розміром приблизно з Юпітер, які отримали назву JuMBO. Сучасні моделі зореутворення пояснити їх не можуть, а розташування їх усіх лише в одному місці породжує ще більше запитань[29]. Астрономи за допомогою телескопа Джеймса Вебба виявили протопланетні диски навколо коричневих карликів у Туманності Оріона. Це відкриття свідчить про те, що навіть об'єкти, менші за зірки, можуть мати власні планетні системи.[30]

Коричневі карлики — це небесні тіла, які занадто масивні, щоб бути планетами, але занадто малі для того, щоб у їхніх надрах розпочалися термоядерні реакції, характерні для зірок. Дослідження цих об'єктів допоможе вченим краще зрозуміти процеси формування планет і зірок.

Туманність Оріона — це ідеальне місце для спостережень подібного роду, оскільки вона є одним з найближчих до Землі регіонів активного зореутворення. Завдяки високій чутливості телескопа Вебба вчені змогли виявити диски навколо об'єктів, маса яких всього в кілька разів перевищує масу Юпітера.

Це відкриття відкриває нові горизонти для астрономії і підтверджує, що наша Сонячна система — далеко не єдина в космосі, де можуть існувати планети.[30]

Фізичні характеристики

Сузір'я Оріона з туманністю Оріона (внизу посередині)

Туманність Оріона видима неозброєним оком навіть з місць зі світловим забрудненням. Її видно як середню зорю в «мечі» Оріона, складеному з трьох зір, розташованих на південь від пояса Оріона. Ця «зоря» здається розмитою для спостерігачів з гострим зором, і її добре видно як туманність у бінокль або невеликий телескоп. Пікова поверхнева яскравість центральної ділянки М42 становить близько 17 зоряних величин на квадратну секунду[31].

Обговорення розташування туманності Оріона, того, що видно в межах регіону зореутворення, та впливу зоряних вітрів на формування туманності

Туманність Оріона містить дуже молоде розсіяне зоряне скупчення, відоме як Трапеція Оріона через астеризм її чотирьох головних зір у межах діаметра 1,5 світлового року. У ночі з гарною видимістю дві з них можна розділити як подвійні системи, що дає загалом шість зір. Зорі Трапеції Оріона, разом з багатьма іншими зорями, все ще перебувають на ранніх стадіях зореутворення. Скупчення Трапеція Оріона є компонентом набагато більшого скупчення туманності Оріона — асоціації з близько 2800 зір у межах діаметра 20 світлових років[32]. Туманність Оріона, у свою чергу, оточена значно більшим комплексом молекулярних хмар Оріона, що має сотні світлових років у поперечнику й охоплює все сузір'я Оріона. Два мільйони років тому скупчення туманності Оріона могло бути домівкою для високошвидкісних зір AE Візничого, 53 Овна та Мю Голуба, які зараз віддаляються від туманності зі швидкістю понад 100 км/с[33].

Спостерігачі здавна відзначали характерний зеленуватий відтінок туманності, на додаток до ділянок червоного та синьо-фіолетового кольорів. Червоний відтінок є результатом випромінювання рекомбінаційної лінії Hα на довжині хвилі 656,3 нм. Синьо-фіолетове забарвлення — це відбите випромінювання від масивних зір класу O в ядрі туманності. Емісійні лінії туманності в зеленому діапазоні були загадкою для астрономів на початку XX століття, оскільки не відповідали спектральним лініям жодного відомого елемента. Припускали, що ці лінії спричинені новим елементом, який назвали небулій. Однак з часом ці лінії пояснили «забороненим переходом» у двічі іонізованому кисні. Це випромінювання було неможливо відтворити в лабораторії, оскільки воно потребувало майже позбавленого зіткнень середовища, яке існує у високому вакуумі глибокого космосу[34].

Висловлювалися припущення, що туманність може містити чорну діру середньої маси у 200 сонячних мас[35].

Структура

Зоряна мапа туманності Оріона

Туманність Оріона охоплює ділянку неба розміром 1° і включає нейтральні хмари газу та пилу, зоряні асоціації, зони іонізованого газу та відбивні туманності. Туманність Оріона є частиною значно більшої туманності, відомої як комплекс молекулярних хмар Оріона, що простягається через усе сузір'я Оріона й включає Петлю Барнарда, туманність Кінська Голова, M43, M78 та туманність Полум'я. Зорі утворюються у всьому комплексі хмар, але більшість молодих зір зосереджена у щільних скупченнях, подібних до того, що освітлює туманність Оріона[36][37].

Молекулярна хмара Оріон A, сфотографована телескопом VISTA, демонструє багато молодих зір та інших об'єктів[38].

Сучасна астрономічна модель туманності складається з іонізованої області (H II), розташованої приблизно з центром на зорі Тета1 Оріона C, що лежить на краю витягнутої молекулярної хмари в порожнині, утвореній масивними молодими зорями[39]. (Тета1 Оріона C випромінює в 3–4 рази більше фотоіонізуючого світла, ніж наступна за яскравістю зоря, Тета2 Оріона A.) Зона H II має температуру до 10 000 К, але ця температура різко падає біля краю туманності[40]. Випромінювання туманності походить переважно від фотоіонізованого газу на задній поверхні порожнини[41]. Зона H II оточена вигином хмари неправильної форми, складеної з більш нейтрального і щільного газу. Вона, у свою чергу, лежить на межі молекулярної хмари Оріона. Газ у молекулярній хмарі має різні швидкості та значну турбулентність, особливо навколо центральної ділянки. Відносні швидкості руху сягають 10 км/с, з локальними варіаціями до 50 км/с і, можливо, більше[40].

Оптичні зображення (ліворуч) показують хмари газу та пилу в туманності Оріона; інфрачервоне зображення (праворуч) показує молоді зорі всередині цих хмар.

Спостерігачі дали назви різним утворенням у туманності Оріона. Темна затока, що входить з півночі у світлу ділянку, відома як «Велика Затока» (лат. Sinus Magnus)[42] або «Риб'яча Паща» (англ. Fish's Mouth). Освітлені ділянки з обох боків називаються «Крилами» (англ. Wings). Інші утворення включають «Меч» (англ. The Sword), «Випад» (англ. The Thrust) та «Вітрило» (англ. The Sail)[43].

Зореутворення

Вигляд кількох проплідів у туманності Оріона, знятий космічним телескопом Габбла
Газ і молоді зорі в туманності Оріона. Ліворуч від центра (туманна рожева точка) видно об'єкт Гербіга — Аро, утворений в місці зіткнення викинутого новонародженою зорею газового струменя зі щільним міжзоряним газом

Туманність Оріона є прикладом зоряної колиски, де народжуються нові зорі. Спостереження туманності виявили в ній близько 700 зір на різних стадіях формування.

1979 року спостереження за допомогою електронної камери Лаллемана в Обсерваторії Пік-дю-Міді показали шість нерозділених джерел високої іонізації поблизу скупчення Трапеція Оріона. Ці джерела інтерпретували як частково іонізовані глобули. Ідея полягала в тому, що M42 іонізує ці об'єкти ззовні[44]. Пізніші спостереження за допомогою Дуже великого масиву показали пов'язані з цими джерелами конденсації розміром із Сонячну систему. Тоді виникла ідея, що ці об'єкти можуть бути маломасивними зорями, оточеними протозоряним акреційним диском, що випаровується[45]. У 1993 році спостереження за допомогою космічного телескопа Габбла дали головне підтвердження існування протопланетних дисків у туманності Оріона, які отримали назву пропліди[46][47]. Телескоп Габбла виявив понад 150 таких об'єктів у туманності, і їх вважають системами на найраніших стадіях формування планетних систем. Саму лише їхню кількість використовують як доказ того, що формування планетних систем є досить поширеним явищем у Всесвіті.

Зорі утворюються, коли згустки водню та інших газів у молекулярній хмарі стискаються під дією власної гравітації. Під час колапсу газу центральний згусток стає щільнішим, а газ нагрівається до екстремальних температур шляхом перетворення гравітаційної потенціальної енергії на теплову. Якщо температура стає достатньо високою, запускається ядерний синтез й утворюється протозоря. Протозоря «народжується», коли починає випромінювати достатньо енергії, щоб збалансувати власну гравітацію та зупинити гравітаційний колапс.

Зазвичай хмара матеріалу залишається на значній відстані від зорі до того, як почнеться реакція синтезу. Ця залишкова хмара є протопланетним диском протозорі, де можуть формуватися планети. Інфрачервоні спостереження показують, що протопланетні диски в туманності Оріона містять пилинки, які зростають, ініціюючи процес утворення планетезималей[48].

Щойно протозоря виходить на головну послідовність, її класифікують як зорю. Хоча більшість планетних дисків можуть утворювати планети, спостереження показують, що інтенсивне зоряне випромінювання мало б зруйнувати будь-які пропліди, що утворилися поблизу групи Трапеції, якби ця група була такою ж старою, як маломасивні зорі у скупченні[21]. Оскільки пропліди виявляють дуже близько до групи Трапеції, можна стверджувати, що ці зорі набагато молодші за решту членів скупчення.

Зоряний вітер та його наслідки

Вигляд брижів (Нестійкість Кельвіна — Гельмгольца), які виникли під дією зоряних вітрів на хмару.

Після формування зорі в туманності випромінюють потік заряджених частинок, відомий як зоряний вітер. Масивні зорі та молоді зорі утворюють набагато сильніші зоряні вітри, ніж Сонце[49]. Зустрічаючи газ у туманності, вітер формує ударні хвилі або гідродинамічні нестабільності, які потім надають форму газовим хмарам. Ударні хвилі від зоряного вітру також відіграють велику роль у формуванні зір, оскільки вони ущільнюють газові хмари та створюють неоднорідності густини, що призводять до гравітаційного колапсу хмари.

У туманності Оріона існують три різні типи ударних хвиль. Багато з них можна спостерігати в об'єктах Гербіга — Аро[50]:

  • Дугоподібні ударні хвилі є стаціонарними й виникають, коли два потоки частинок стикаються один з одним. Їх виявляють біля найгарячіших зір у туманності, де швидкість зоряного вітру оцінюють у тисячі кілометрів на секунду, а також у зовнішніх частинах туманності, де швидкості становлять десятки кілометрів на секунду. Дугоподібні ударні хвилі також можуть виникати на передньому краї зоряних джетів, коли джет стикається з міжзоряними частинками.
  • Ударні хвилі від джетів виникають зі струменів матеріалу, що вириваються з новонароджених зір типу T Тельця. Ці вузькі потоки рухаються зі швидкістю сотні кілометрів на секунду й перетворюються на ударні хвилі, коли натрапляють на відносно нерухомі гази.
  • Викривлені ударні хвилі виникають, коли ударна хвиля від джета натрапляє на газ, що рухається в поперечному потоці.
  • Взаємодія зоряного вітру з навколишньою хмарою також формує «хвилі», які, як вважають, виникають через гідродинамічну нестійкість Кельвіна — Гельмгольца[51].

Динамічні рухи газу в M42 є складними, але мають тенденцію до витоку через отвір у затоці та в напрямку Землі[40]. Велика нейтральна ділянка за іонізованою областю наразі стискається під дією власної гравітації.

Крім того, крізь водневі хмари туманності Оріона проходять надзвукові «кулі» газу. Кожна куля має діаметр, що вдесятеро перевищує діаметр орбіти Плутона, а її передній край містить атоми заліза, які світяться в інфрачервоному діапазоні. Ймовірно, вони виникли тисячу років тому внаслідок невідомої потужної події[52].

Еволюція

Панорамне зображення центру туманності, зроблене космічним телескопом Габбла. Зображення має близько 2,5 світлових років у поперечнику. Трапеція розташована зліва від центру.

Міжзоряні хмари, подібні до туманності Оріона, трапляються по всій території галактик, таких як Чумацький Шлях. Вони починають своє існування як гравітаційно зв'язані згустки холодного нейтрального водню, перемішані зі слідами інших елементів. Хмара може містити сотні тисяч сонячних мас і простягатися на сотні світлових років. Крихітну силу гравітації, яка могла б змусити хмару колапсувати, врівноважує дуже слабкий тиск газу всередині неї.

Внаслідок зіткнень зі спіральним рукавом або через ударні хвилі від наднових, атоми об'єднуються у важчі молекули, утворюючи молекулярну хмару. Це передує формуванню зір усередині хмари, яке, як вважають, відбувається протягом 10–30 мільйонів років, коли окремі ділянки перевищують масу Джинса, а дестабілізовані об'єми колапсують у диски. Речовина диска концентрується в ядрі, утворюючи зорю, яку може оточувати протопланетний диск. Саме на такій стадії еволюції нині перебуває туманність: додаткові зорі все ще формуються з молекулярної хмари, що колапсує. Вважають, що наймолодші та найяскравіші зорі, які ми зараз бачимо в туманності Оріона, мають вік менше ніж 300 000 років[53], а вік найяскравіших із них може становити лише 10 000 років. Деякі з цих зір, що колапсують, можуть бути особливо масивними та випромінювати велику кількість іонізуючого ультрафіолетового випромінювання. Прикладом цього є скупчення Трапеція Оріона. З часом ультрафіолетове світло від масивних зір у центрі туманності відштовхне навколишній газ і пил у процесі, який називають фотовипаровуванням. Цей процес відповідає за створення внутрішньої порожнини туманності, що дозволяє спостерігати зорі в її ядрі із Землі[54]. Найбільші з цих зір мають коротку тривалість життя і еволюціонують у наднові.

Протягом наступних 100 000 років більша частина газу та пилу розсіється. Із залишків утвориться молоде розсіяне скупчення: група яскравих молодих зір, оточених тонкими волокнами з колишньої хмари[55].

Див. також

  • Список об'єктів Мессьє
  • Новий Загальний Каталог
  • М43 — поруч з М42 (біля північного крила) — фактично її частина у вигляді коми
  • М78 — комплекс досить яскравих відбивних туманностей на північно-північно-схід від ξ Ori, а також
  • NGC 1977, 1973 і 1975 — комплекс відбивних туманностей «Людина що біжить» близько 45 Ori на північ від пари М42/43 (для візуальних спостережень потрібно дуже гарне небо)
  • NGC 1980 — також дуже неяскрава відбивна туманність навколо ι Ori на південь від М42/43
  • IC 434 — близько до східної зорі «Пояса Оріона» ξ Ori туманність «Кінська Голова» — об'єкт для дійсно чистого неба (фільтр Hβ дуже допомагає)
  • NGC 2024 — туманність «Танковий Слід» або «Полум'яна» (Flame) на схід від ξ Ori

Примітки

  1. ↑ а б SIMBAD Astronomical Database. Results for NGC 7538. Архів оригіналу за 24 червня 2013. Процитовано 20 жовтня 2006.
  2. ↑ NGC 1976 = M42. SEDS.org. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 13 грудня 2009.
  3. ↑ Revised NGC Data for NGC 1976 per Wolfgang Steinicke's NGC/IC Database Files.
  4. ↑ а б в James, Andrew (27 червня 2012). The Great Orion Nebula: M42 & M43. Southern Astronomical Delights. Процитовано 27 червня 2012.
  5. ↑ Tibor Herczeg, Norman (22 січня 1999). The Orion Nebula: A chapter of early nebular studies. Acta Historica Astronomiae. 3: 246. Bibcode:1998AcHA....3..246H. Процитовано 27 жовтня 2006.
  6. ↑ а б в Krupp, Edward (Лютий 1999). Igniting the Hearth. Sky & Telescope. с. 94. Архів оригіналу за 11 грудня 2007. Процитовано 19 жовтня 2006.
  7. ↑ Carrasco, David, ред. (2001). The Oxford Encyclopedia of Mesoamerican cultures : the civilizations of Mexico and Central America. Oxford [u.a.]: Oxford Univ. Press. с. 165. ISBN 978-0-19-514257-0.
  8. ↑ The Discoverer of the Great Nebula in Orion. Scientific American. 114: 615. 10 червня 1916.
  9. ↑ Lynn, W. (Червень 1887). First Discovery of The Great Nebula in Orion. The Observatory. 10: 232. Bibcode:1887Obs....10R.232L.
  10. ↑ а б Schreiber, John (1904). Jesuit Astronomy. Popular Astronomy. 12: 101.
  11. ↑ Harrison, Thomas G. (1984). The Orion Nebula: Where in History is it?. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 25: 71. Bibcode:1984QJRAS..25...65H.
  12. ↑ Frommert, H.; Kronberg, C. (25 серпня 2007). Hodierna's Deep Sky Observations. SEDS. Процитовано 11 серпня 2015.
  13. ↑ Lachieze-Rey, Marc, ред. (2001). Celestial Treasury: From the Music of the Spheres to the Conquest of Space. Cambridge [u.a.]: Cambridge Univ. Press. с. 153. ISBN 9780521800402.
  14. ↑ 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 différens instruments. Mémoires de l'Académie Royale des Sciences.
  15. ↑ The Great Nebula in Orion as seen in the 20 feet Reflector at Feldhausen - Cape of Good Hope | Science Museum Group Collection. collection.sciencemuseumgroup.org.uk (англ.). Процитовано 8 травня 2025.
  16. ↑ Nasim, Omar W. (1 березня 2011). The 'Landmark' and 'Groundwork' of stars: John Herschel, photography and the drawing of nebulae. Studies in History and Philosophy of Science Part A. 42 (1): 67—84. doi:10.1016/j.shpsa.2010.11.019. ISSN 0039-3681.
  17. ↑ Becker, Barbara J. (1993). Chapter 2—Part 3: Unlocking the "Unknown Mystery of the True Nature of the Heavenly Bodies". Eclecticism, Opportunism, and the Evolution of a New Research Agenda: William and Margaret Huggins and the Origins of Astrophysics (PhD). Процитовано 4 березня 2016.
  18. ↑ Hearnshaw, J.B. (1996). The Measurement of Starlight: Two Centuries Of Astronomical Photometry. New York: Cambridge University Press. с. 122. ISBN 9780521403931. Процитовано 4 березня 2016.
  19. ↑ Campbell, W. W. та ін. (1917). On the Radial Velocities of the Orion Nebula. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 29 (169): 143. Bibcode:1917PASP...29..143C. doi:10.1086/122612.
  20. ↑ Trumpler, Robert Julius (1931). The Distance of the Orion Nebula. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 43 (254): 255. Bibcode:1931PASP...43..255T. doi:10.1086/124134.
  21. ↑ а б Salisbury, David F. (10 квітня 2001). Latest investigations of Orion Nebula reduce odds of planet formation. Архів оригіналу за 27 травня 2006.
  22. ↑ Robberto, M. та ін. (2005). An overview of the HST Treasury Program on the Orion Nebula. Bulletin of the American Astronomical Society. 37: 1404. Bibcode:2005AAS...20714601R. See also see the NASA press release.
  23. ↑ K. G. Stassun та ін. (2006). Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system. Nature. 440 (7082): 311—314. Bibcode:2006Natur.440..311S. doi:10.1038/nature04570. PMID 16541067. S2CID 4310407.
  24. ↑ O’Callaghan, Jonathan (2 жовтня 2023). The Orion Nebula Is Full of Impossible Enigmas That Come in Pairs - In new, high-resolution imagery of the star-forming region, scientists spotted worlds that defied explanation, naming them Jupiter Mass Binary Objects. The New York Times. Процитовано 2 жовтня 2023.
  25. ↑ Portegies Zwart, Simon; Hochart, Erwan (11 липня 2025). Why wide Jupiter-mass binary objects cannot form. Nature Astronomy. 9 (7): 957—959. arXiv:2507.11786. Bibcode:2025NatAs...9..957P. doi:10.1038/s41550-025-02609-4 — через www.nature.com.
  26. ↑ Ashworth, James (18 липня 2025). Earliest moments of planet formation seen for the first time. Natural History Museum.
  27. ↑ Webb Makes First Detection of Crucial Carbon Molecule. Jun 26, 2023
  28. ↑ Телескоп Джеймс Вебб виявив у Всесвіті "джерело життя". // Автор: Ігор Романько. 02.07.2023
  29. ↑ У Туманності Оріона знайшли десятки таємничих об'єктів, які не може пояснити наука. Автор: Олександр Гайдамашко. 06.10.2023, 13:01
  30. ↑ а б Юра, Борисов (30 жовтня 2024). У Туманності Оріона виявили незвичайні зірки з дисками для майбутніх планет. NoWorries (укр.). Процитовано 30 жовтня 2024.
  31. ↑ Clark, Roger (28 березня 2004). Surface Brightness of Deep Sky Objects. Процитовано 29 червня 2013..
  32. ↑ Hillenbrand, L. A.; Hartmann, L. W. (1998). Preliminary Study of the Orion Nebula Cluster Structure and Dynamics (PDF). Astrophysical Journal. 492 (2): 540—553. Bibcode:1998ApJ...492..540H. doi:10.1086/305076. S2CID 43038127.
  33. ↑ Blaauw, A. та ін. (1954). The Space Motions of AE Aurigae and μ Columbae with Respect to the Orion Nebula. Astrophysical Journal. 119: 625. Bibcode:1954ApJ...119..625B. doi:10.1086/145866.
  34. ↑ Bowen, Ira Sprague (1927). The Origin of the Nebulium Spectrum. Nature. 120 (3022): 473. Bibcode:1927Natur.120..473B. doi:10.1038/120473a0.
  35. ↑ Šubr, Ladislav; Kroupa, Pavel; Baumgardt, Holger (2012). Catch Me if You Can: Is There a "Runaway-mass" Black Hole in the Orion Nebula Cluster?. The Astrophysical Journal. 757 (1): 37. arXiv:1209.2114. Bibcode:2012ApJ...757...37S. doi:10.1088/0004-637X/757/1/37.
  36. ↑ Megeath, S. T. та ін. (2012). The Spitzer Space Telescope Survey of the Orion A and B Molecular Clouds. I. A Census of Dusty Young Stellar Objects and a Study of Their Mid-infrared Variability. Astronomical Journal. 144 (6): 192. arXiv:1209.3826. Bibcode:2012AJ....144..192M. doi:10.1088/0004-6256/144/6/192. S2CID 119112861.
  37. ↑ Kuhn, M. A. та ін. (2015). The Spatial Structure of Young Stellar Clusters. II. Total Young Stellar Populations. Astrophysical Journal. 802 (1): 60. arXiv:1501.05300. Bibcode:2015ApJ...802...60K. doi:10.1088/0004-637X/802/1/60. S2CID 119309858.
  38. ↑ Hidden Secrets of Orion's Clouds – VISTA survey gives most detailed view of Orion A molecular cloud in the near-infrared. www.eso.org. Процитовано 5 січня 2017.
  39. ↑ O'Dell, C. R. (2001). Structure of the Orion Nebula. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (779): 29—40. Bibcode:2001PASP..113...29O. doi:10.1086/317982.
  40. ↑ а б в Balick, B. та ін. (1974). The structure of the Orion nebula. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 86 (513): 616. Bibcode:1974PASP...86..616B. doi:10.1086/129654.
  41. ↑ O'Dell, C. R. та ін. (2009). The Three-Dimensional Dynamic Structure of the Inner Orion Nebula. Astronomical Journal. 137 (779): 367—382. arXiv:0810.4375. Bibcode:2001PASP..113...29O. doi:10.1086/317982. S2CID 124923444.
  42. ↑ Stoyan, Ronald (2008). Atlas of the Messier Objects: Highlights of the Deep Sky. Cambridge University Press. с. 179. ISBN 978-0521895545.
  43. ↑ «M-42», Students for the Exploration and Development of Space, April 12, 2006.
  44. ↑ Laques, P.; Vidal, J. L. (Березень 1979). Detection of a new kind of condensations in the center of the Orion Nebula, by means of S 20 photocathodes associated with a Lallemand electronic camera. Astronomy & Astrophysics (англ.). 73: 97—106. Bibcode:1979A&A....73...97L. ISSN 0004-6361.
  45. ↑ Churchwell, E.; Felli, M.; Wood, D. O. S.; Massi, M. (Жовтень 1987). Solar System--sized Condensations in the Orion Nebula. Astrophysical Journal (англ.). 321: 516. Bibcode:1987ApJ...321..516C. doi:10.1086/165648. ISSN 0004-637X.
  46. ↑ McCaughrean, Mark J. та ін. (1996). Direct Imaging of Circumstellar Disks in the Orion Nebula. Astronomical Journal. 111: 1977. Bibcode:1996AJ....111.1977M. doi:10.1086/117934. S2CID 122335780.
  47. ↑ O'dell, C. R.; Wen, Zheng; Hu, Xihai (Червень 1993). Discovery of New Objects in the Orion Nebula on HST Images: Shocks, Compact Sources, and Protoplanetary Disks. Astrophysical Journal (англ.). 410: 696. Bibcode:1993ApJ...410..696O. doi:10.1086/172786. ISSN 0004-637X.
  48. ↑ Kassis, Marc та ін. (2006). Mid-Infrared Emission at Photodissociation Regions in the Orion Nebula. Astrophysical Journal. 637 (2): 823—837. Bibcode:2006ApJ...637..823K. doi:10.1086/498404. See also the press release [Архівовано October 24, 2006, у Wayback Machine.]
  49. ↑ Ker Than, January 11, 2006, «The Splendor of Orion: A Star Factory Unveiled», Space.com
  50. ↑ «Mapping Orion's Winds», January 16, 2006, Vanderbilt News Service
  51. ↑ Denise Chow. Young stars blamed for space cloud ripples, NBC News
  52. ↑ Gemini's Laser Vision Reveals Striking New Details in Orion Nebula. Gemini Observatory. 22 березня 2007. Процитовано 1 червня 2010.
  53. ↑ "Detail of the Orion Nebula", HST image and text.
  54. ↑ Помилка цитування: Неправильний виклик тегу <ref>: для виносок під назвою "successor" не вказано текст
  55. ↑ Kroupa, P., Aarseth, S.J., Hurley, J. 2001, MNRAS, 321, 699, "The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades"

Інтернет-ресурси

Посилання


Координати: Карта зоряного неба 05г 35м 17.3с, −05° 23′ 28″

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).