This is a good article. Click here for more information.

오리온 성운

Orion Nebula
오리온 성운
확산성운
Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg
2006년 허블우주망원경이 촬영한 가시광선과 적외선 합성 이미지 속의 오리온 성운 전체
관측 데이터: J2000 epoch
서브타입반사/배출[2]
우측 상승05h 35m 17.3s[1]
탈위임−05° 23′ 28″[1]
거리1,344±20 ly (412[3] pc)
겉보기 크기 (V)+4.0[4]
외관 치수(V)65×60 아크민[5]
별자리오리온
물리적 특성
반지름12리[a]
절대치수 (V)
주목할 만한 특징트라페지움 군집
지정NGC 1976, M42
LBN 974, 샤플리스 281
참고 항목:성운 목록

오리온 성운(Messier 42, M42 또는 NGC 1976으로도 알려져 있음)은 은하수위치한 확산 성운으로 오리온자리에 있는 오리온 벨트의 남쪽에 있다.[b]가장 밝은 성운 중 하나이며, 겉으로 보이는 진도 4.0의 밤하늘에서 육안으로 보인다.1,344 ± 20광년(412.1 ± 6.1 pc) 떨어져[3][6] 있으며, 지구와 가장 가까운 대규모 항성생성 지역이다.M42 성운은 지름이 24광년인 것으로 추정된다(그러므로 지구로부터 겉보기 크기는 대략 1도 정도 된다.태양의 약 2,000배의 질량을 가지고 있다.오래된 문헌들은 종종 오리온 성운을 오리온 성운 또는 오리온 성운이라고 부른다.[7]

오리온 성운은 밤하늘에서 가장 정밀하게 조사되고 촬영된 물체들 중 하나이며, 가장 치열하게 연구된 천체들 중 하나이다.[8]성운은 가스와 먼지 구름의 붕괴로부터 행성계가 어떻게 형성되는지에 대해 많은 것을 밝혀냈다.천문학자들은 성운 내부의 원행성 원반갈색 왜성, 기체의 격렬하고 격동적인 움직임, 성운에 있는 거대한 주변 별들의 광이온화 효과를 직접 관찰해 왔다.

물리적 특성

오리온 성운의 위치, 항성형성 지역 내에서 볼 수 있는 것, 성운 형성에 있어 성간 바람이 미치는 영향에 대해 논의한다.
오리온 성운과 함께 있는 오리온자리(하단 중간)

오리온 성운은 일부 빛 공해의 영향을 받은 지역에서도 육안으로 볼 수 있다.오리온 벨트 남쪽에 위치한 세 개의 별인 오리온의 '소어'에서 중간 '별'로 보인다."별"은 날카로운 눈을 가진 관찰자들에게 흐릿하게 보이며, 쌍안경이나 작은 망원경을 통해 성운은 명백하다.M42의 중심 부분의 피크 표면 밝기는 약 17 Mag/arcsec2(약 14 milli nits)이며, 외부 블루시 광은 피크 표면 밝기가 21.3 Mag/arcsec2(약 0.27 millinits)이다.[9](이 사진에서 밝기 또는 휘도는 큰 요인에 의해 향상된다.)

오리온 성운은 직경 1.5광년 이내에 1차 항성 4개의 별 때문트라페지움 성단으로 알려진 매우 젊은 열린 성단을 포함하고 있다.이 중 2개는 야간에도 잘 보이는 성분 2진법으로 분해할 수 있어 총 6개의 별을 얻을 수 있다.트라페지움 성단의 별들은 다른 많은 별들과 함께 아직 초기 단계에 있다.트라페지움 성단은 직경 20광년 내에 약 2,800개의 별들로 이루어진, 훨씬 더 큰 오리온 성운의 성분이다.[10]오리온 성운은 차례로 오리온자리 전체를 가로지르는 수백 광년의 훨씬 더 큰 오리온 분자 구름 단지로 둘러싸여 있다.200만년 전 오리온 성운 성운은 현재 100km/s(62mi/s) 이상의 속도로 성운으로부터 멀어지고 있는 가출성 별 AE 오리개, 53 아리에티스, 무 콜럼바에의 본거지였을지도 모른다.[11]

배색

관측자들은 오랫동안 성운에 붉은 색과 푸른 색의 지역 외에 독특한 녹색 색조를 주목해 왔다.붉은 색조는 656.3nm파장에서 재조합선 방사선의 결과물이다.청색광은 성운의 핵심에 있는 거대한 O급 항성으로부터 반사된 방사선이다.

녹색 빛깔은 20세기 초 천문학자들에게 퍼즐이었다. 왜냐하면 그 당시 알려진 스펙트럼 선들 중 어느 것도 그것을 설명할 수 없었기 때문이다.이 선들이 새로운 원소에 의해 생긴 것이라는 추측이 있었고, 이 신비한 물질에 대해 성운이라는 이름이 만들어졌다.그러나 원자물리학에 대한 더 나은 이해로, 녹색 스펙트럼은 소위 "강제 전이"라고 불리는 이중 이온화 산소에서의 낮은 확률의 전자 전환에 의해 발생한다는 것이 나중에 결정되었다.이 방사선은 깊은 공간의 고진공에서 발견되는 대기 및 거의 충돌이 없는 환경에 의존했기 때문에 그 당시 실험실에서 번식이 불가능했다.[12]

역사

메시에가 1771년 회고록 '메무아르 l'아카데미 로얄에서 그린 오리온 성운

소문은 마야인들 중앙 아메리카의 그들의"3Hearthstones"창조 신화 내에서 성운 기술할 수도 있고 경우 그 3,2스타들에게 오리온, 리겔과 오리온 자리 카파의 기지에 해당하고, 다른, 알니 타크에서 팁의"벨트"의 상상의 사냥꾼인 vertices의 완벽에 가까운 이등변 삼각형.[막연한]오리온의 검(오리온 성운 포함)을 현대 신화에서 코팔 향에서 나오는 연기 얼룩으로 보이는 삼각형의[vague] 한가운데에 두거나, (그 번역이 시사하는) 고대 것에서는 불타는 창작의 문자 그대로나 비유적인 불씨를 띠고 있다.[13][14]

프톨레마이오스알마게스트나 알 수피이고정별들은 둘 다 밤하늘의 다른 곳에 성운 조각들을 나열했음에도 불구하고 이 성운에 주목하지 않았고, 갈릴레오도 1610년과 1617년에 그것을 둘러싼 망원경 관측을 했음에도 불구하고 언급하지도 않았다.[15]이것은 빛을 내는 별들의 플레어 업이 성운의 밝기를 증가시켰을 것이라는 일부 추측을 낳았다.[16]

오리온 성운의 확산 불분명한 성질의 첫 발견은 일반적으로 1610년 11월 26일 프랑스의 천문학자 니콜라스-클로드 파브리 페이레스크가 후원자인 기욤베어구입한 굴절 망원경으로 관찰한 기록을 남긴 데서 기인한다.[15]

성운에 대한 최초의 발표된 관찰은 1619년 루체른의 예수회 수학자 겸 천문학자 요한 침례교 시사트에 의해 혜성에 관한 그의 1619년 모노그래프 (1611년으로 거슬러 올라가는 성운의 관찰을 묘사)에서 이루어졌다.[17][18] 그는 그것과 1618년에 본 밝은 혜성을 비교했고 어떻게 성운이 그의 망원경을 통해 나타났는지를 다음과 같이 묘사했다.

어떤 별들은 매우 좁은 공간에 얼마나 압축되어 있는지 그리고 얼마나 둥근 별들 사이에서 하얀 구름과 같은 하얀 빛이 쏟아져[19] 나오는지를 보는 것과 같다.

중심별들이 '직각'이라는 점에서 혜성의 머리와 다르다는 그의 설명은 트라페지움 성단에 대한 초기 묘사였을지도 모른다.[15][19][20](이 성단의 네 별 중 세 개의 첫 발견은 1617년 2월 4일 갈릴레오 갈릴레이가 주변 성운을 알아차리지 못했지만, 그의 초기 망원경의 좁은 시야 때문일 것이다.)[21]

이 성운은 조반니 바티스타 호디에르나(그 스케치는 드 systemate orbis comatici, deque admirandandis coeli chitterbus에 처음 발표되었다)를 포함한 몇 년 동안 다른 저명한 천문학자들에 의해 독자적으로 "발견"(육안으로는 볼 수 있지만)되었다.[22]

찰스 메시에가 1769년 3월 4일 이 성운을 관측했고, 트라페지움에서 세 개의 별도 주목했다.메시에 씨는 1774년(1771년 완성)에 하늘 깊은 물체의 카탈로그 초판을 발표했다.[23]오리온 성운은 그의 목록에서 42번째 물체였기 때문에 M42로 확인되었다.

헨리 드레이퍼의 1880년 오리온 성운 사진, 처음으로 찍은 사진.
Andrew Ainslie Common의 1883년 오리온 성운 사진 중 하나로서, 긴 노출이 인간의 눈에 보이지 않는 새로운 별과 성운을 기록할 수 있다는 것을 처음으로 보여주었다.

1865년 영국의 아마추어 천문학자 윌리엄 허긴스는 그가 조사했던 다른 성운과 마찬가지로 성운도 "연가스"[24]로 이루어져 있다는 것을 보여주는 그의 시각 분광법을 사용했다.1880년 9월 30일, 헨리 드레이퍼는 11인치(28cm) 굴절 망원경으로 새로운 건판 사진 과정을 이용하여 역사상 최초의 성운인 오리온 성운을 51분 노출시켰다.1883년 성운의 또 다른 사진 세트는 아마추어 천문학자 앤드류 아인슬리 커먼이 런던 서부의 에일링에 있는 그의 집 뒤뜰에 건설한 36인치(91cm)의 반사 망원경으로 60분까지의 노출로 여러 개의 이미지를 기록하는 데 성공했을 때 천문학적 사진의 획기적인 발전을 보았다.이 사진들은 처음으로 별들과 성운들의 세부적인 세부사항들이 너무 희미해서 사람의 눈으로 볼 수 없다는 것을 보여주었다.[25]

1902년, 보겔과 에버하드는 성운 안에서 서로 다른 속도를 발견했고, 1914년까지 마르세유 천문학자들은 회전과 불규칙한 움직임을 감지하기 위해 중간계를 사용했다.캠벨과 무어는 분광기를 사용하여 성운 내부의 난기류를 증명하면서 이러한 결과를 확인했다.[26]

1931년 로버트 J. 트럼플러트라페지움 근처에 있는 기절했던 별들이 성단을 형성했고, 그가 트라페지움 성단이라고 이름지은 첫 번째였다고 언급했다.그는 그 크기와 스펙트럼 유형을 바탕으로 1800광년의 거리 추정치를 도출했다.이것은 그 기간의 일반적으로 받아들여지는 거리 추정치보다 3배 더 멀었지만 현대적 가치에 훨씬 가까웠다.[27]

1993년 허블우주망원경은 오리온 성운을 처음 관측했다.그 이후로 성운은 HST 연구의 빈번한 표적이 되었다.이 이미지들은 3차원의 성운의 상세한 모델을 만드는 데 사용되었다.원행성 원반은 성운에서 새로 형성된 대부분의 항성 주변에서 관찰되었으며, 가장 거대한 별에서 나온 높은 수준의 자외선 에너지가 파괴적인 영향을 연구하였다.[28]

2005년 허블우주망원경의 어드밴스트 카메라 for Surveys 기구는 지금까지 찍은 성운의 가장 상세한 이미지 캡처를 마쳤다.이 이미지는 망원경의 104 궤도를 통해 촬영되었으며, 유아 갈색 왜성과 가능한 갈색 왜성 2진 별을 포함한 3,000개 이상의 별들을 23번째 규모까지 포착했다.[29]1년 후, HST와 함께 일하는 과학자들은 최초로 2MASS J05352184–0546085의 이단 갈색 왜성 한 쌍의 질량을 발표했다.이 쌍은 오리온 성운에 위치하고 있으며 대략 0.054와 0.034의 질량을 가지고 있다.M 각각 궤도 주기가 9.8일이다.놀랍게도 둘 중 더 거대할수록 발광도 덜한 것으로 나타났다.[30]

구조

오리온 성운의 전분자.
광학 이미지는 오리온 성운에서 가스와 먼지 구름을 보여주고, 적외선 이미지(오른쪽)는 안에서 빛나는 새로운 별들을 보여준다.

오리온 성운 전체는 하늘의 1° 지역에 걸쳐 분포하며, 가스와 먼지의 중립적 구름, 별들의 연관성, 이온화된 기체의 부피, 반사 성운 등을 포함한다.

성운은 오리온 분자 구름 콤플렉스로 알려진 훨씬 큰 성운의 일부분이다.오리온 분자 구름 콤플렉스는 오리온자리 전체에 걸쳐 분포하며 바나드 루프, 말머리 성운, M43, M78, 불꽃 성운 등이 있다.구름단지 전체에서 별들이 형성되고 있지만, 대부분의 젊은 별들은 오리온 성운을 밝히는 성운처럼 빽빽한 성단에 집중되어 있다.[31][32]

오리온 VISTA의 분자 구름은 많은 젊은 별들과 다른 물체들을 보여준다.[33]

현재 성운의 천문학적 모델은 이온화(H II) 영역으로 구성되는데, 대략 테타1 오리온자리 C를 중심으로 거대한 젊은 별들이 형성한 캐비티에서 길쭉한 분자 구름의 측면에 놓여 있다.([34]세타1 오리온자리 C는 다음으로 가장 밝은 별인 테타2 오리온자리 A보다 3~4배 많은 광전광을 방출한다.)H II 지역은 최고 10,000 K의 온도를 가지고 있지만, 이 온도는 성운 가장자리 근처에 극적으로 떨어진다.[35]모호한 방출은 주로 충치의 뒷면에 있는 광전 가스에서 발생한다.[36]H II 지역은 더 중립적이고 고밀도 구름의 불규칙한 오목한 만으로 둘러싸여 있으며, 만 영역 밖에 중성 가스 덩어리가 놓여 있다.이것은 결국 오리온 분자 구름의 둘레에 놓여있다.분자 구름의 기체는 특히 중심부 주변의 다양한 속도와 난류를 보여준다.상대 이동은 최대 10km/s(22,000mi/h)이며, 국소 변동은 최대 50km/s 이상일 수 있다.[35]

관찰자들은 오리온 성운의 다양한 특징에 이름을 붙였다.북쪽에서 밝은 지역으로 뻗어나가는 어두운 차선을 '생선의 입'이라고 한다.양쪽으로 조명이 들어오는 지역을 "윙즈"라고 부른다.다른 특징으로는 "The Sword," "The Strush" 그리고 "The Sail"[37]이 있다.

항성형성

허블우주망원경이 찍은 오리온 성운 내부의 여러 프로펠러 보기
오리온의 항성형성 불꽃놀이

오리온 성운은 새로운 별들이 태어나고 있는 별의 탁아소의 한 예다.성운의 관측 결과 성운 내 다양한 생성 단계에서 약 700개의 별들이 발견되었다.

1979년 피크두미디 천문대에서 랄레만드 전자카메라로 관찰한 결과 트라페지움 성단 근처에서 해결되지 않은 6개의 고이온화 선원이 나타났다.이러한 선원은 부분적으로 이온화된 구상체(PIGs)로 해석되었다.이 물체들이 M42에 의해 외부에서 이온화 되고 있다는 생각이었다.[38] 후에 초거대배열을 통해 관측된 결과, 이 공급원과 관련된 태양계 크기의 응축이 나타났다.여기서 이 물체들은 증발하는 원성형 응축 원반으로 둘러싸인 저질량 별일 수도 있다는 생각이 떠올랐다.[39]1993년 허블우주망원경과의 관측 결과, 프로펠러로 불렸던 오리온 성운 내 원위체 원반들이 주요 확인되었다.[40][41]HST는 이 중 150개 이상을 성운 내에서 밝혀냈으며, 태양계 생성 초기 단계의 시스템으로 간주되고 있다.그것들의 순전히 그 수는 항성계의 형성이 우주에서 상당히 흔하다는 증거로 사용되어 왔다.

별들은 H II 지역수소와 다른 기체 덩어리가 그들 자신의 중력으로 수축할 때 형성된다.기체가 붕괴하면서 중심 덩어리가 더 강하게 자라게 되고 중력 전위 에너지를 열 에너지로 변환시켜 가스가 극한의 온도로 가열된다.온도가 충분히 높아지면 핵융합이 발화하여 원자를 형성하게 된다.원자는 그것의 중력을 균형 있게 조절하고 중력 붕괴를 멈추기에 충분한 복사 에너지를 방출하기 시작할 때 '태생'된다.

일반적으로 물질 구름은 핵융합 반응이 점화되기 전에 항성으로부터 상당한 거리를 유지한다.이 남은 구름은 원자의 원행성 원반으로 행성이 형성될 수 있다.최근의 적외선 관측에 따르면 이 원반형 행성상 원반의 먼지 알갱이가 행성상체를 형성하는 경로에서 시작하여 자라고 있다.[42]

원자가 일단 주계열성 단계에 들어가면 항성으로 분류된다.비록 대부분의 행성 원반이 행성을 형성할 수 있지만, 관측에 따르면, 혹독한 항성 방사선이 트라페지움 그룹 근처에 형성된 어떤 프로펠러도 파괴했어야 했다. 만약 그 그룹이 성단의 낮은 질량 별들만큼 오래되었다면 말이다.[28]프로펠러는 트라페지움 그룹에서 매우 가까운 곳에서 발견되기 때문에, 그 별들은 나머지 성단 구성원들보다 훨씬 어리다고 주장할 수 있다.[c]

별의 바람과 효과

일단 형성되면, 성운 안의 별들은 별빛 바람으로 알려진 충전된 입자의 흐름을 방출한다.거대한 별들젊은 별들태양보다 훨씬 더 강한 별 바람을 가지고 있다.[43]바람은 성운에서 가스를 만나면 충격파나 수역학적 불안정성을 형성하고, 가스구름을 형성한다.별풍에서 오는 충격파도 가스구름을 압축시켜 항성형성에 큰 역할을 하며, 구름의 중력붕괴로 이어지는 밀도불균형을 만든다.

잔물결 보기(켈빈–)헬름홀츠 불안정(Helmholtz 불안정)은 구름 위의 별 바람의 작용에 의해 형성된다.

오리온 성운에는 세 가지 다른 종류의 충격이 있다.허빅에 많이 등장한다.Haro 객체:[44]

  • 의 충격은 정지되어 있고 두 개의 입자 흐름이 서로 충돌할 때 형성된다.그것들은 별풍속이 초속 수천 킬로미터로 추정되는 성운과 초속 수십 킬로미터의 성운 바깥 부분에서 가장 뜨거운 별들 근처에 존재한다.활 충격은 항성 제트의 앞쪽 끝에서 제트가 항성입자에 부딪힐 때 형성될 수도 있다.
  • 제트 추진 충격은 신생 T 타우리 별에서 나오는 물질 분출로 형성된다.이 좁은 하천들은 초당 수백 킬로미터의 속도로 이동하고 있으며, 상대적으로 정지해 있는 가스와 마주쳤을 때 충격이 된다.
  • 뒤틀린 충격은 관찰자에게 활처럼 보인다.그것들은 제트추진 충격이 교차 전류로 움직이는 가스와 마주쳤을 때 생성된다.
  • 항성 바람과 주변 구름의 상호작용도 수역학적 켈빈-헬름홀츠 불안정 때문이라고 여겨지는 "파동"을 형성한다.[45]

M42의 역동적인 기체 운동은 복잡하지만, 만과 지구로 향하는 구멍을 통해 유행하고 있다.[35]이온화 지역 뒤의 큰 중립 영역은 현재 자체 중력으로 수축하고 있다.

오리온 성운의 수소 구름을 뚫고 지나가는 가스의 초음속 '불렛'도 있다.각각의 총알은 명왕성의 궤도의 10배 지름이며 적외선 속에서 빛을 발하는 철 원자로 기울어져 있다.그들은 아마도 알려지지 않은 폭력적인 사건으로부터 1000년 전에 형성되었을 것이다.[46]

진화

허블 망원경이 찍은 성운 중앙의 파노라마 이미지.이 경치는 가로 2.5광년이다.트라페지움은 왼쪽 중앙에 있다.

오리온 성운과 같은 성간 구름은하계와 같은 은하계 전역에서 발견된다.그것들은 다른 원소들의 흔적과 혼합된, 중력적으로 결합되어 있는 차갑고 중성적인 수소 덩어리로 시작한다.구름은 수십만 광년 동안 수십만 개의 태양 질량을 포함할 수 있다.구름을 붕괴시킬 수 있는 작은 중력의 힘은 구름 속의 기체의 아주 희미한 압력에 의해 균형을 이룬다.

나선팔과의 충돌 때문인지, 초신성으로부터 방출된 충격파를 통해서인지, 원자들은 더 무거운 분자로 급강하되고 그 결과는 분자구름이다.이는 지역이 청바지 덩어리를 통과하고 불안정한 볼륨이 디스크로 붕괴함에 따라 대개 1,000만~3,000만 년의 기간 내에 별들이 형성되는 것을 전제로 한다.원반은 중심부에 집중하여 별을 형성하는데, 이것은 원행성 원반에 둘러싸여 있을 수 있다.이것은 붕괴하는 분자 구름에서 여전히 추가적인 별들이 형성되는 성운의 현재 진화 단계다.현재 우리가 오리온 성운에서 볼 수 있는 가장 젊고 밝은 별은 30만 년도 안 된 것으로 생각되며,[47] 가장 밝은 별은 만 년밖에 되지 않을지도 모른다.이 붕괴하는 별들 중 일부는 특히 거대할 수 있으며, 많은 양의 이온화 자외선을 방출할 수 있다.트라페지움 군집을 예로 들 수 있다.시간이 지남에 따라 성운의 중심에 있는 거대한 별들의 자외선이 주변의 가스와 먼지를 사진 증발이라고 불리는 과정으로 밀어낼 것이다.이 과정은 성운의 내부 공동체를 만들어 중심부에 있는 별들을 지구에서 볼 수 있게 하는 역할을 한다.[8]이 별들 중 가장 큰 별은 수명이 짧고 초신성으로 진화할 것이다.

약 10만년 안에 대부분의 가스와 먼지가 배출될 것이다.유골들은 젊은 열린 성단을 형성할 것이며, 이전 구름에서 나온 희미한 필라멘트로 둘러싸인 밝고 젊은 별들의 성단을 형성할 것이다.[48]

참고 항목

메모들

  1. ^ 1,260 × 탄(66 × 2 ) = 12 ly. 반지름
  2. ^ 북반구의 온대 지역에서 성운은 오리온 허리띠 아래에 나타나고, 남반구의 온대 지역에서 성운은 허리띠 위에 나타난다.
  3. ^ C. Robert O'Dell은 이 위키백과 기사에 대해 "유일한 터무니없는 오류는 Stellar Formation 섹션의 마지막 문장이다.실제로 '대부분의 행성 원반이 행성을 형성할 수 있지만 관측 결과, 강한 항성 방사선이 트라페지움 그룹 근처에 형성된 모든 프로펠러를 파괴했어야 했다'고 읽어야 한다. 만약 저질량 별들만큼 오래되었다면 말이다.프로펠러는 트라페지움 그룹에서 매우 가까운 곳에서 발견되기 때문에, 그 별들은 나머지 성단 구성원들보다 훨씬 어리다고 주장할 수 있다.'"

참조

  1. ^ a b "NGC 7538". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved October 20, 2006.
  2. ^ Gater, Will; Vamplew, Anton (2010). The Practical Astronomer (1st American ed.). London: DK Pub. p. 242. ISBN 978-0-7566-7324-6.
  3. ^ a b Reid, M. J.; et al. (2009). "Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VI. Galactic Structure, Fundamental Parameters and Non-Circular Motions". Astrophysical Journal. 700 (1): 137–148. arXiv:0902.3913. Bibcode:2009ApJ...700..137R. doi:10.1088/0004-637X/700/1/137.
  4. ^ "NGC 1976 = M42". SEDS.org. Retrieved December 13, 2009.
  5. ^ Wolfgang Steinicke의 개정된 새 일반 카탈로그색인 카탈로그에 따라 NGC 1976에 대한 NGC 데이터 수정.
  6. ^ Hirota, Tomoya; et al. (2007). "Distance to Orion KL Measured with VERA". Publications of the Astronomical Society of Japan. 59 (5): 897–903. arXiv:0705.3792. Bibcode:2007PASJ...59..897H. doi:10.1093/pasj/59.5.897.
  7. ^ Ripley, George; Dana, Charles A., eds. (1879). "Nebula" . The American Cyclopædia.
  8. ^ a b 하버드 스미스소니언 천체물리학 센터, 2006년 보도자료 "위대한 오리온 성운의 후계자 발견 2006-02-18 웨이백 머신"
  9. ^ Clark, Roger (March 28, 2004). "Surface Brightness of Deep Sky Objects". Retrieved June 29, 2013.. nits로의 변환은 2.08마이크로룩스라는 0의 크기를 기준으로 한다.
  10. ^ 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.
  11. ^ Blaauw, A.; et al. (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.
  12. ^ Bowen, Ira Sprague (1927). "The Origin of the Nebulium Spectrum". Nature. 120 (3022): 473. Bibcode:1927Natur.120..473B. doi:10.1038/120473a0.
  13. ^ Carrasco, David, ed. (2001). The Oxford Encyclopedia of Mesoamerican cultures : the civilizations of Mexico and Central America. Oxford [u.a.]: Oxford Univ. Press. p. 165. ISBN 978-0-19-514257-0.
  14. ^ Krupp, Edward (February 1999). "Igniting the Hearth". Sky & Telescope: 94. Archived from the original on December 11, 2007. Retrieved October 19, 2006.
  15. ^ a b c James, Andrew (June 27, 2012). "The Great Orion Nebula: M42 & M43". Southern Astronomical Delights. Retrieved June 27, 2012.
  16. ^ Tibor Herczeg, Norman (January 22, 1999). "The Orion Nebula: A chapter of early nebular studies". Acta Historica Astronomiae. 3: 246. Bibcode:1998AcHA....3..246H. Retrieved October 27, 2006.
  17. ^ "The Discoverer of the Great Nebula in Orion". Scientific American. 114: 615. June 10, 1916.
  18. ^ Lynn, W. (June 1887). "First Discovery of The Great Nebula in Orion". The Observatory. 10: 232. Bibcode:1887Obs....10R.232L.
  19. ^ a b Schreiber, John (1904). "Jesuit Astronomy". Popular Astronomy. 12: 101.
  20. ^ 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.
  21. ^ 갈릴레오 갈릴레이:1610년 베니스 시데리우스 넌시우스허드슨 뉴욕 주 바드 칼리지에서 발행된 영어 번역본 2003년 10월 9일 라틴어 원본 2011년 6월 29일 웨이백 기계보관
  22. ^ Frommert, H.; Kronberg, C. (August 25, 2007). "Hodierna's Deep Sky Observations". SEDS. Retrieved August 11, 2015.
  23. ^ 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.
  24. ^ 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). Retrieved March 4, 2016.
  25. ^ Hearnshaw, J.B. (1996). The Measurement of Starlight: Two Centuries Of Astronomical Photometry. New York: Cambridge University Press. p. 122. ISBN 9780521403931. Retrieved March 4, 2016.
  26. ^ Campbell, W. W.; et al. (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.
  27. ^ 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.
  28. ^ a b Salisbury, David F. (April 10, 2001). "Latest investigations of Orion Nebula reduce odds of planet formation". Archived from the original on May 27, 2006.
  29. ^ Robberto, M.; et al. (2005). "An overview of the HST Treasury Program on the Orion Nebula". Bulletin of the American Astronomical Society. 37: 1404. Bibcode:2005AAS...20714601R. NASA 보도 자료도 참조하십시오.
  30. ^ K. G. Stassun; et al. (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.
  31. ^ Megeath, S. T.; et al. (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.
  32. ^ Kuhn, M. A.; et al. (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.
  33. ^ "Hidden Secrets of Orion's Clouds – VISTA survey gives most detailed view of Orion A molecular cloud in the near-infrared". www.eso.org. Retrieved January 5, 2017.
  34. ^ 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.
  35. ^ a b c Balick, B.; et al. (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.
  36. ^ O'Dell, C. R.; et al. (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.
  37. ^ "M-42" 2006년 4월 12일 우주탐사 및 개발을 위한 학생
  38. ^ Laques, P.; Vidal, J. L. (March 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. 73: 97–106. Bibcode:1979A&A....73...97L. ISSN 0004-6361.
  39. ^ Churchwell, E.; Felli, M.; Wood, D. O. S.; Massi, M. (October 1987). "Solar System--sized Condensations in the Orion Nebula". Astrophysical Journal. 321: 516. Bibcode:1987ApJ...321..516C. doi:10.1086/165648. ISSN 0004-637X.
  40. ^ McCaughrean, Mark J.; et al. (1996). "Direct Imaging of Circumstellar Disks in the Orion Nebula". Astronomical Journal. 111: 1977. Bibcode:1996AJ....111.1977M. doi:10.1086/117934.
  41. ^ O'dell, C. R.; Wen, Zheng; Hu, Xihai (June 1993). "Discovery of New Objects in the Orion Nebula on HST Images: Shocks, Compact Sources, and Protoplanetary Disks". Astrophysical Journal. 410: 696. Bibcode:1993ApJ...410..696O. doi:10.1086/172786. ISSN 0004-637X.
  42. ^ Kassis, Marc; et al. (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. 2006년 10월 24일 웨이백 머신보관된 보도 자료도 참조하십시오.
  43. ^ 2006년 1월 11일 "오리온의 화려함: 별 공장 공개" Space.com
  44. ^ 2006년 1월 16일 반데르빌트 뉴스 서비스 "오리온 바람 맞히기"
  45. ^ 데니스 차우.우주 구름 파문을 일으킨 젊은 스타들, NBC 뉴스
  46. ^ "Gemini's Laser Vision Reveals Striking New Details in Orion Nebula". Gemini Observatory. March 22, 2007. Retrieved June 1, 2010.
  47. ^ "오리온 성운 세부 정보", HST 영상 및 텍스트.
  48. ^ 크루파, P, 아르셋, S.J., 헐리, J. 2001, MNRAS, 321, 699, "바운드 성단의 형성: 오리온 성운 성운에서 플레이아데스 성운까지"

외부 링크

좌표:Sky map 05h 35m 17.3s, −05° 23′ 28″