Тума́нность Орио́на (M 42, NGC 1976, Sh-2 281, Большая туманность Ориона^[4]) — эмиссионная и отражательная туманность, а также область звездообразования в созвездии Ориона. Имеет видимый блеск около 4^m, что делает её не только видимой невооружённым глазом, но и самой яркой диффузной туманностью и одним из самых ярких объектов глубокого космоса. Туманность открыл Никола-Клод Фабри де Пейреск в 1610 году.

Туманность Ориона
Эмиссионная и отражательная туманность
Туманность Ориона в видимом и инфракрасном диапазоне, изображение телескопа «Хаббл»
История исследования
Открыватель	Никола-Клод Фабри де Пейреск
Дата открытия	26 ноября 1610
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0[3])
Прямое восхождение	05ч 35м 16,4789с
Склонение	−05° 23′ 22,844″
Расстояние	от 1300 до 1600 св. лет
Видимая звёздная величина (V)	+4,0m
Видимые размеры	65′ × 60′
Созвездие	Орион
Физические характеристики
Радиус	от 12 до 15 св. лет
Другие обозначения M 42, NGC 1976[1], Sh-2 281[2]
Информация в Викиданных ?
Медиафайлы на Викискладе

Благодаря своей яркости, Туманность Ориона популярна в любительской астрономии. Её угловой диаметр — более 1°, площадь более чем в 4 раза превышает площадь Луны. Туманность подсвечивается яркими звёздами Трапеции Ориона — молодого рассеянного звёздного скопления, расположенного внутри туманности.

Характеристики

Расположение

Туманность Ориона удалена от Земли, по разным оценкам, на 1300—1600 световых лет и на небе находится в созвездии Ориона. Её угловые размеры — около 65′ × 60′, следовательно, площадь более чем в 4 раза превышает площадь Луны, а линейный диаметр туманности составляет от 23 до 30 световых лет^[5][6][7][8]. Сама туманность — часть более крупной структуры: Облака Ориона, которое протянулось на всё созвездие. Такие объекты, как Петля Барнарда, Туманность Конская Голова, Туманность де Мерана, M 78 и другие — все являются частью Облака Ориона^[9][10].

Физические характеристики

Туманность Ориона — комплекс облаков газа и пыли общей массой около 10 000 M_⊙, где происходит активное звездообразование. Видимая звёздная величина туманности — 4^m, что делает её видимой невооружённым глазом, ярчайшей диффузной туманностью и одним из самых ярких объектов глубокого космоса^[7]. В туманности содержится очень молодое рассеянное звёздное скопление — Трапеция Ориона, самые яркие звёзды которого подсвечивают туманность и ионизуют её вещество^[5][6]. Благодаря этому она видна в оптическом диапазоне как эмиссионная и отражательная туманность и частично как область H II, а температура в некоторых её областях достигает 10 000 K^[11][12]. В туманности, кроме водорода и гелия, содержатся и более тяжёлые элементы, причём относительно водорода и гелия их содержание в среднем составляет около 70 % от солнечного^[13]. В общей сложности в туманности обнаружено около 3000 звёзд^[14], а по оценкам, их количество может доходить до 10 000^[15]. Как минимум у 150 из них имеются протопланетные диски^[6][8].

Предположительно, Туманность Ориона около 400 тысяч лет назад потеряла около 2/3 своей начальной массы из-за давления излучения звёзд и звёздного ветра. В будущем звездообразование в туманности завершится, пыль и газ рассеются, а сама она станет рассеянным звёздным скоплением, по параметрам похожим на Плеяды^[15].

Трапеция Ориона

Трапеция Ориона — рассеянное звёздное скопление, находящееся в туманности, очень молодое и имеет возраст менее 3 миллионов лет. Оно содержит более 1000 звёзд^[16], общая масса которых — 1800 M_⊙, а масса всего вещества в скоплении, предположительно, составляет 4500 M_⊙, и если хотя бы 20 % оставшейся пыли и газа сформирует звёзды, скопление будет гравитационно связанным. В скоплении наблюдается сегрегация масс, что для такого молодого скопления можно объяснить тем, что более массивные звёзды формировались в основном в более плотном центре скопления. Вероятно, в центре скопления также находится чёрная дыра массой не менее 100 M_⊙^[17][18].

Наиболее яркие звёзды скопления — Тета¹ Ориона A, B, C и D, приблизительно образующие трапецию, дали название этому скоплению^[16]. Среди звёзд скопления наиболее горячей и яркой является двойная θ¹ Ориона C. Её температура — 36000 K, видимая звёздная величина — 5,13^m, спектральный класс — O6 и она является одной из ближайших к Земле звёзд класса O^[7]. Кроме того, она вносит наибольший вклад в ионизацию вещества туманности: следующая по этому показателю звезда, θ² Ориона A, излучает в 3—4 раза меньше ионизующего излучения, при этом она не принадлежит самому скоплению^[12].

История изучения

Предположительно, Туманность Ориона была известна цивилизации майя: в их мифах есть упоминания «облака дыма» в середине равностороннего треугольника, образованного Ригелем, Саифом и Альнитаком, где действительно находится Туманность Ориона^[19]. Тем не менее, достоверной информации о наблюдениях туманности до XVII века не имеется. С другой стороны, астрономы часто принимали Трапецию Ориона за одну звезду 5-й величины: эта «звезда» появлялась в каталогах, например, Клавдия Птолемея в 130 году нашей эры, Тихо Браге в конце XVI века и Иоганна Байера в 1603 году, в котором та получила обозначение Тета Ориона^[7][20].

Впервые Туманность Ориона обнаружил Никола-Клод Фабри де Пейреск в 1610 году^[1][20], но он не опубликовал своё открытие, и лишь в 1916 году выяснилось, что именно он стал первооткрывателем туманности. До этого первооткрывателем считался Иоганн Баптист Цизат, открывший туманность независимо от Пейреска в 1611 году. В 1610 и в 1617 годах область туманности наблюдал Галилео Галилей, но оба раза он не заметил туманности, зато в 1617 году впервые обнаружил, что Тета Ориона — не одна звезда, а тройная. После этого и туманность, и множественность Теты Ориона независимо открывали и другие учёные, например, Джованни Баттиста Годиерна, который оставил первую известную зарисовку туманности. Не позже 1731 года Жан-Жак де Меран открыл более тусклую часть туманности, отделённую на небе полосой пыли от основной области — Туманность де Мерана^[7][21].

В 1769 году Туманность Ориона наблюдал Шарль Мессье. Он занимался поиском комет и составлял каталог объектов, которые можно было бы с ними спутать, и в 1771 году опубликовал первую редакцию своего каталога, в котором Туманность Ориона получила обозначение M 42, а Туманность де Мерана — M 43. Эти два объекта достаточно яркие и их трудно спутать с кометами, поэтому, предположительно, Мессье добавил их, а также Ясли и Плеяды, в каталог для того, чтобы в нём оказалось больше объектов, чем в каталоге Лакайля, содержавшего 42 объекта^{[7][21][22][23]}.

Туманность Ориона неоднократно наблюдал Уильям Гершель, и в 1789 году он выдвинул гипотезу, что она состоит из «материала для будущих солнц». Хотя гипотеза не могла быть подтверждена в то время, она оказалась правдивой^[7][21].

В 1865 году Уильям Хаггинс с помощью спектроскопических наблюдений сделал вывод, что туманность состоит из светящегося газа. В 1880 году Генри Дрейпер впервые сделал фотографию Туманности Ориона, которая стала первой фотографией туманности в истории^[7][21].

В 1931 году Роберт Джулиус Трюмплер впервые назвал Трапецию Ориона «трапецией». Он оценил расстояние до неё в 1800 световых лет. Эта оценка была в три раза больше, чем принятая до этого, но она оказалась ближе к действительности^[24].

В 1993 году телескоп «Хаббл» впервые наблюдал туманность, и в дальнейшем регулярно проводил её наблюдения. По результатам первых наблюдений были обнаружены протопланетные диски звёзд туманности^[6][25]. В 2006 году с помощью того же телескопа было сделано наиболее детализованное изображение туманности, на которое попало более 3000 звёзд, включая коричневые карлики^[26]. В том же году была обнаружена двойная система коричневых карликов 2MASS J05352184–0546085, у которой впервые напрямую были измерены массы компонент: 0,054 и 0,034 M_⊙. Неожиданным стало то, что более тяжёлый компонент оказался тусклее, чем более лёгкий^[27].

В 2022 году получены первые изображения туманности, снятые с помощью космического телескопа «Джеймс Уэбб». Поскольку телескоп работает в основном в инфракрасном спектре, пыль в туманности не затрудняет его наблюдения. Эти снимки могут помочь в изучении процесса формирования звёзд, и в частности, в изучении того, как массивные звезды влияют на газопылевое облако, в котором возникают^[28].