Orión (hmlovina): Rozdiel medzi revíziami

V skutočnosti je to len najjasnejšia a k nám bližšia časť obrovského [[molekulárny mrak|molekulárneho mraku]], ktorý pokrýva väčšinu Orióna. Vďaka polohe vo výraznom [[Oriónov meč|Oriónovom meči]] ju možno nájsť veľmi ľahko, aj keď pri pohľade voľným okom môžu pozorovatelia považovať za hmlovinu len skupinu veľmi slabých [[hviezda|hviezd]] ležiacich veľmi blízko seba. M42 je našou najbližšou emisnou hmlovinou a hviezdotvornou oblasťou a preto je významným predmetom výskumov. Leží v rovnakom špirálovom ramene našej [[Galaxia (Mliečna cesta)|Galaxie]], ako Slnko -  – v [[rameno Orióna|ramene Orióna]].

Veľkú hmlovinu v Orióne tvorí prevažne [[ionizácia|ionizovaný]] [[vodík]]. Žiari vďaka tomu, že [[ultrafialové žiarenie]] viacnásobného hviezdneho systému [[Trapéz Orióna|Trapéz]] je hmlovinou pohlcované, jej [[atóm]]y sú ionizované a [[excitácia|excitované]]. Pri opätovnom návrate elektrónov do atómov a ich poklesu na pôvodné hladiny hmlovina vyžaruje svetlo a iné [[elektromagnetické žiarenie]]: [[rádiové žiarenie|rádiové]], [[infračervené žiarenie|infračervené]] a [[röntgenové žiarenie|röntgenové]]. V infračervenom spektre okolia Trapézu sú dve výrazné emisie, ktoré boli pri porovnávaní v laboratóriách prisúdené [[Kremičitan|silikátovému]] prachu.

Priemer hmloviny je 30 až 50 svetelných rokov, čo nám pri vzdialenosti 1600 svetelných rokov javí ako 85 x 60 oblúkových minút. To je štyrikrát viac ako priemer [[Mesiac]]a v [[spln]]e, napriek tomu, že to je len zlomok celého systému molekulárnych mrakov, do ktorých hmlovina Orión patrí.

Keďže ide o oblasť zrodu hviezd, okrem mladých dospelých hviezd na [[hlavná postupnosť|hlavnej postupnosti]], ktoré sú členmi Oriónovej asociácie sú v nej ešte hviezdy v rôznych vývojových štádiách: [[tmavá hmlovina|temné hmloviny]], [[globula|globuly]], [[protohviezda|protohviezdy]], [[premenná hviezda typu T Tauri|nedospelé hviezdy typu T Tauri]], hnedí trpaslíci, osamotené planéty a iné. Množstvo protohviezd v nej je obklopených [[protoplanetárny disk|protoplanetárnymi diskami]]. Počet mladých hviezd identifikovaných vo Veľkej hmlovine v Orióne je viac ako 150. Na základe infračerveného žiarenia horúceho prachu bolo detekovanýchdetegovaných až zhruba 2300 protohviezd obklopených protoplanetárnymi diskami spolu s asi 200 hviezdnymi embryami, objektmi zatiaľ príliš mladými na to, aby sa u nich vyvinuli disky. Protoplanetárne disky sa z 99% skladajú z [[plyn]]u a 1% tvorí [[prach]].

Z hmloviny vylietavajú zatiaľ z nie celkom známych príčin „strely“ plynu, ktoré sa pohybujú [[rýchlosť]]ou asi 400 {{km|400|m}}/s. Každá má zhruba veľkosť [[slnečná sústava|slnečnej sústavy]] a vek menej ako 1000 rokov. Malé množstvo [[železo|železného]] plynu spôsobuje, že špičky striel žiaria modro. Prvý z týchto útvarov bol objavený v roku [[1983]].

Trapéz alebo Théta Orionis je [[viacnásobná hviezda]] viditeľná voľným okom, ktorá sa v malom ďalekohľade javí ako [[štvorhviezda]] v tvare lichobežníka. V skutočnosti je to systém minimálne desiatich hviezd, preto sa niekedy považuje za [[hviezdokopa|hviezdokopu]]. Nachádza sa vo vnútri hmloviny a hlavne tento hviezdny systém budí hmlovinu k žiareniu.

Trapéz obklopuje [[otvorená hviezdokopa]] viditeľná na infračervených snímkach. Táto hviezdokopa obsahuje okrem mladých nedávno zrodených hviezd aj [[protohviezda|protohviezdy]], [[hnedý trpaslík|hnedých trpaslíkov]] a mladé [[osamotená planéta|osamotené planéty]] doteraz žeravé a emitujúce infračervené žiarenie. Hmota unikajúca zo vznikajúcich hviezd rýchlosťou 720 000 {{km|720000|m}}/h vytvára líniu [[rázová vlna|rázových vĺn]], ktoré sú v hmlovine dobre viditeľné. Energetickým hviezdam v hmlovine vďačíme tiež za odfúknutie prachu a plynu, ktorý by nám inak pohľad do hmloviny M 42 zakrýval.

V roku [[1967]] bola objavená rozsiahla prachová oblasť bezprostredne (asi 1 ly) za Veľkou hmlovinou v Orióne, približne 1´na severozápad od Trapézu. V jej vnútri sa nachádza zdroj silného infračerveného žiarenia (chladný zdroj < 600 K<ref name=EA>[[Encyklopédia astronómie]]. Osveta, 1987.</ref>). Takéto zdroje sú považované za protohviezdy a za nedávno vzniknuté hviezdy. Spolu tvoria hviezdokopu s niekoľkými stovkami protohviezd a mladých hviezd vyžarujúcich ultrafialové žiarenie. Ultrafialové žiarenie hviezd zahrieva prach hmloviny na teplotu niekoľko stoviek [[Kelvin]]ov a z tohto dôvodu prach vyžaruje infračervené žiarenie. Táto hmlovina sa nazýva Kleimannova-Lowova hmlovina a je, rovnako ako Veľká hmlovina v Orióne, súčasťou Oriónovho komplexu. Je najjasnejším infračerveným zdrojom tohto komplexu a jeden z najjasnejších infračervených zdrojov oblohy vôbec. Žiarivosť celej hmloviny je 100 000-násobkom slnečnej žiarivosti. V tejto hmlovine bola tiež pozorovaná prvá hviezda v infračervenom žiarení. Objavili ju v roku [[1967]] [[Eric Beckli]]n a [[Gerry Neugebainuer]]. Po nich nesie pomenovanie ''[[Becklinov-Neugebauerov objekt]]''. Nachádza sa 12“ severne od Kleinmannovej-Lowovej hmloviny. Je to novonarodená hviezda [[spektrálny typ|spektrálneho typu]] O alebo B zahalená do zvýšeného prachu. Jej ultrafialové žiarenie typické pre mladé horúce hviezdy je týmto prachom pohlcované a vysielané ako silné infračervené žiarenie. Kleinmannove-Lowove objekty zodpovedajú prvotnému štádiu vývoja protohviezdy a ich teplota je len asi -200&nbsp;−200 °C. Vo Veľkej hmlovine v Orióne objavil [[Hubblov vesmírny ďalekohľad]] množstvo podobných objektov s povrchovou teplotou len okolo 430&nbsp; °C. Nachádzajú sa aj v iných hmlovinách bohatých na prach. Ich rozmery sú asi 12 000 [[AU]]. Je pravdepodobné že táto hmlovina je kolabujúce mračno s hmotnosťou 10²-10³ Mסּ.<ref name=EA />

Veľká hmlovina v Orióne je pravdepodobne astrofotografmi fotografovaná častejšie, ako ktorákoľvek iná hmlovina. Prvá fotografia M42 vznikla už v septembri [[1870]] a o jej vznik sa zaslúžil priekopník astrofotografie, americký vedec [[Henry Draper]]. Jeho prvá fotografia bola pomerne nekvalitná, no o 12 rokov neskôr získal pomocou 28-centimetrového [[ďalekohľad]]u oveľa lepšiu snímku. Fotografické snímky ukážu aj vonkajšie veľmi slabé časti hmloviny, ktoré sa vizuálne nedajú pozorovať. Ďalekohľadom s vyše 8 {{cm|8|m}} [[objektív]]om sa dajú celkom dobre rozoznať určité štruktúry v hmlovine, napr. tmavý útvar, ktorý zasahuje do hmloviny od severu. Hoci na snímkach má hmlovina rôzne odtiene ružovej a červenej, pri pohľade cez ďalekohľad pôsobí ako modrastá až sivozelená, pretože zrakom nie sme schopní rozlišovať farby takých svetelne slabých objektov. V roku 2006 zhotovil [[Hubbleov vesmírny ďalekohľad]] jej nádhernú, podrobnú snímku.