Orionnebel - Orion Nebula

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Orionnebel
Diffuser Nebel
Orionnebel - Hubble 2006 Mosaik 18000.jpg
Der gesamte Orionnebel in einem zusammengesetzten Bild aus sichtbarem Licht und Infrarot; aufgenommen von Hubble Space Telescope im Jahr 2006
Beobachtungsdaten: J2000- Epoche
Subtyp Reflexion / Emission
Richtiger Aufstieg 05 h 35 m 17,3 s
Deklination −05 ° 23 ′ 28 ″
Entfernung 1.344 ± 20  ly    (412  Stk. )
Scheinbare Größe (V) +4.0
Scheinbare Abmessungen (V) 65 × 60  Bogenminuten
Konstellation Orion
Physikalische Eigenschaften
Radius 12 ly
Absolute Größe (V) - -
Bemerkenswerte Eigenschaften Trapezcluster
Bezeichnungen NGC 1976, M42,
LBN 974, Sharpless 281
Siehe auch: Nebellisten

Der Orionnebel (auch bekannt als Messier 42 , M42 oder NGC 1976 ) ist ein diffuser Nebel in der Milchstraße südlich des Oriongürtels im Sternbild Orion . Es ist einer der hellsten Nebel und mit bloßem Auge am Nachthimmel sichtbar. M42 ist in einem Abstand von gelegen 1.344 ± 20 Lichtjahre und ist die nächste Region massiver Sternentstehung auf der Erde . Der M42-Nebel wird auf 24 Lichtjahre geschätzt. Es hat eine etwa 2.000-fache Masse der Sonne. Ältere Texte bezeichnen den Orionnebel häufig als den Großen Nebel im Orion oder den Großen Orionnebel .

Der Orionnebel ist eines der am meisten untersuchten und fotografierten Objekte am Nachthimmel und gehört zu den am intensivsten untersuchten Himmelsmerkmalen. Der Nebel hat viel über den Prozess der Bildung von Sternen und Planetensystemen aus kollabierenden Gas- und Staubwolken verraten. Astronomen haben direkt protoplanetare Scheiben , Braune Zwerge , intensive und turbulente Bewegungen des Gases und die photoionisierenden Effekte massereicher Sterne in der Nähe im Nebel beobachtet.

Physikalische Eigenschaften

Erörterung der Position des Orionnebels, der Sichtbarkeit innerhalb der Sternentstehungsregion und der Auswirkungen interstellarer Winde auf die Formung des Nebels
Amateurbild des Orionnebels, aufgenommen mit einer Mittelklasse-Digitalkamera
Orion- und Running-Man-Nebel und Nebel im LRGB 384 mm-Refraktor
Das Sternbild Orion mit dem Orionnebel (untere Mitte)

Der Nebel ist mit bloßem Auge auch aus Bereichen sichtbar, die von Lichtverschmutzung betroffen sind . Es wird als der mittlere "Stern" im "Schwert" des Orion angesehen, bei dem es sich um die drei Sterne handelt, die sich südlich des Oriongürtels befinden. Für scharfäugige Beobachter erscheint der Stern verschwommen, und der Nebel ist durch ein Fernglas oder ein kleines Teleskop offensichtlich . Die Peakflächenhelligkeit des zentralen Bereichs etwa 17 Mag / arcsec 2 (etwa 14 Milli Nits ) und die äußere bläuliche glow hat eine Spitzenoberflächenhelligkeit von 21,3 Mag / arcsec 2 (etwa 0,27 millinits). (Auf den hier gezeigten Fotos wird die Helligkeit oder Luminanz um einen großen Faktor erhöht.)

Der Orionnebel enthält einen sehr jungen offenen Cluster , der aufgrund des Asterismus seiner primären vier Sterne als Trapez bekannt ist . Zwei davon können in gut sichtbaren Nächten in ihre binären Komponentensysteme aufgelöst werden , was insgesamt sechs Sterne ergibt. Die Sterne des Trapezes sind zusammen mit vielen anderen Sternen noch in den frühen Jahren . Das Trapez ist Bestandteil des viel größeren Orionnebel-Clusters , einer Vereinigung von etwa 2.800 Sternen innerhalb eines Durchmessers von 20 Lichtjahren. Vor zwei Millionen Jahren war dieser Cluster möglicherweise die Heimat der außer Kontrolle geratenen Sterne AE Aurigae , 53 Arietis und Mu Columbae , die sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von mehr als 100 km / s vom Nebel entfernen.

Färbung

Beobachter haben lange Zeit eine ausgeprägte grünliche Färbung des Nebels festgestellt, zusätzlich zu Regionen von Rot und Blau-Violett. Der rote Farbton ist eine Folge der H & alpha; Rekombinationslinie Strahlung bei einer Wellenlänge von 656,3 nm . Die blau-violette Färbung ist die reflektierte Strahlung der massiven Sterne der O-Klasse im Kern des Nebels.

Der grüne Farbton war zu Beginn des 20. Jahrhunderts ein Rätsel für Astronomen, da keine der damals bekannten Spektrallinien dies erklären konnte. Es gab einige Spekulationen, dass die Linien durch ein neues Element verursacht wurden, und der Name Nebel wurde für dieses mysteriöse Material geprägt. Mit einem besseren Verständnis der Atomphysik wurde jedoch später festgestellt, dass das grüne Spektrum durch einen Elektronenübergang mit geringer Wahrscheinlichkeit in doppelt ionisiertem Sauerstoff verursacht wurde , einen sogenannten " verbotenen Übergang ". Diese Strahlung war zu dieser Zeit im Labor so gut wie unmöglich zu reproduzieren, da sie von der ruhenden und nahezu kollisionsfreien Umgebung im Hochvakuum des Weltraums abhing .

Geschichte

Messiers Zeichnung des Orionnebels in seiner Erinnerung von 1771, Mémoires de l'Académie Royale

Es wurde spekuliert, dass die Mayas von Mittelamerika den Nebel in ihrem Schöpfungsmythos "Drei Herzsteine" beschrieben haben könnten; In diesem Fall würden die drei zwei Sternen an der Basis des Orion entsprechen, Rigel und Saiph , und einem weiteren, Alnitak an der Spitze des "Gürtels" des imaginären Jägers, den Eckpunkten eines nahezu perfekten gleichseitigen Dreiecks mit Orions Schwert (einschließlich) der Orionnebel) in der Mitte des Dreiecks, der in einem modernen Mythos als Rauchfleck aus Kopalweihrauch oder in einem alten Mythos als wörtliche oder bildliche Glut einer feurigen Schöpfung angesehen wird.

Weder Ptolemäus ‚s Almagest noch Al Sufi ‘ s Buch der Fixsterne festgestellt , diese Nebel, obwohl sie beide aufgeführten Patches von nebulosity an anderer Stelle in den Nachthimmel; noch hat Galileo erwähnt , dass es, obwohl er auch teleskopischen Beobachtungen umgebenden 1610 und 1617 gemacht Dies hat zu einigen Spekulationen , dass ein Aufflammen der leuchtenden Sterne haben die Helligkeit des Nebels erhöht.

Die erste Entdeckung der diffusen Nebelhaftigkeit des Orionnebels wird im Allgemeinen dem französischen Astronomen Nicolas-Claude Fabri de Peiresc am 26. November 1610 zugeschrieben, als er die Beobachtung mit einem von seinem Patron Guillaume du Vair gekauften brechenden Teleskop aufzeichnete .

Die erste veröffentlichte Beobachtung des Nebels erfolgte durch den Jesuiten-Mathematiker und Astronomen Johann Baptist Cysat aus Luzern in seiner 1619 erschienenen Monographie über die Kometen (die Beobachtungen des Nebels beschreibt, die möglicherweise bis 1611 zurückreichen). Er machte Vergleiche zwischen ihm und einem hellen Kometen aus dem Jahr 1618 und beschrieb, wie der Nebel durch sein Teleskop erschien als:

man sieht, wie auf ähnliche Weise einige Sterne auf engstem Raum zusammengedrückt werden und wie rund um und zwischen den Sternen ein weißes Licht wie das einer weißen Wolke ausgegossen wird

Seine Beschreibung der Mittelsterne, die sich vom Kopf eines Kometen dadurch unterscheiden, dass sie ein "Rechteck" sind, könnte eine frühe Beschreibung des Trapezhaufens gewesen sein . (Die erste Entdeckung von drei der vier Sterne dieses Clusters wird Galileo Galilei am 4. Februar 1617 gutgeschrieben , obwohl er den umgebenden Nebel nicht bemerkte - möglicherweise aufgrund des engen Sichtfelds seines frühen Teleskops.)

Der Nebel wurde in den folgenden Jahren von mehreren anderen prominenten Astronomen unabhängig "entdeckt" (obwohl mit bloßem Auge sichtbar), darunter von Giovanni Battista Hodierna (dessen Skizze die erste war, die in De systemate orbis cometici, deque bewundernandis coeli charakteribus, veröffentlicht wurde ).

Charles Messier beobachtete den Nebel am 4. März 1769 und bemerkte auch drei der Sterne in Trapez. Messier veröffentlichte 1774 die erste Ausgabe seines Katalogs von Deep-Sky-Objekten (fertiggestellt 1771). Da der Orionnebel das 42. Objekt in seiner Liste war, wurde er als M42 identifiziert.

Henry Drapers 1880 aufgenommenes Foto des Orionnebels, das erste, das jemals aufgenommen wurde.
Eine der Fotografien des Orionnebels von Andrew Ainslie Common aus dem Jahr 1883, die als erste zeigt, dass eine Langzeitbelichtung neue Sterne und Nebel aufnehmen kann, die für das menschliche Auge unsichtbar sind.

1865 untersuchte der englische Amateurastronom William Huggins mit seiner visuellen Spektroskopie den Nebel, der zeigte, dass er wie andere von ihm untersuchte Nebel aus "leuchtendem Gas" bestand. Am 30. September 1880 verwendete Henry Draper das neue fotografische Trockenplattenverfahren mit einem 28-cm- Brechungsteleskop , um eine 51-minütige Belichtung des Orionnebels durchzuführen, der ersten Astrofotografie eines Nebels in der Geschichte. Eine weitere Reihe von Fotografien des Nebels aus dem Jahr 1883 brachte einen Durchbruch in der astronomischen Fotografie, als der Amateurastronom Andrew Ainslie Common das Trockenplattenverfahren verwendete, um mehrere Bilder in Belichtungen von bis zu 60 Minuten mit einem von ihm konstruierten 91-cm- Spiegelteleskop aufzunehmen im Hinterhof seines Hauses in Ealing , West-London. Diese Bilder zeigten zum ersten Mal Sterne und Nebeldetails, die zu schwach waren, um vom menschlichen Auge gesehen zu werden.

1902 entdeckten Vogel und Eberhard unterschiedliche Geschwindigkeiten innerhalb des Nebels, und bis 1914 hatten Astronomen in Marseille das Interferometer verwendet, um Rotation und unregelmäßige Bewegungen zu erfassen. Campbell und Moore bestätigten diese Ergebnisse mit dem Spektrographen und zeigten Turbulenzen im Nebel.

1931 bemerkte Robert J. Trumpler , dass die schwächeren Sterne in der Nähe des Trapezes einen Cluster bildeten, und er war der erste, der sie als Trapez-Cluster bezeichnete. Basierend auf ihren Größen und Spektraltypen leitete er eine Entfernungsschätzung von 1.800 Lichtjahren ab. Dies war dreimal weiter als die allgemein akzeptierte Entfernungsschätzung des Zeitraums, aber viel näher am modernen Wert.

1993 beobachtete das Hubble-Weltraumteleskop erstmals den Orionnebel. Seitdem ist der Nebel ein häufiges Ziel für HST-Studien. Die Bilder wurden verwendet, um ein detailliertes Modell des Nebels in drei Dimensionen zu erstellen. Protoplanetare Scheiben wurden um die meisten neu gebildeten Sterne im Nebel herum beobachtet, und die zerstörerischen Auswirkungen hoher ultravioletter Energie von den massereichsten Sternen wurden untersucht.

Im Jahr 2005 hat das Instrument Advanced Camera for Surveys des Hubble-Weltraumteleskops die Aufnahme des bislang detailliertesten Bilds des Nebels abgeschlossen. Das Bild wurde durch 104 Umlaufbahnen des Teleskops aufgenommen und über 3.000 Sterne bis zur 23. Größe erfasst, einschließlich brauner Zwerge und möglicher Doppelsterne brauner Zwerge . Ein Jahr später kündigten Wissenschaftler, die mit dem HST zusammenarbeiten, die ersten Massen eines Paares verdunkelnder binärer Brauner Zwerge an, 2MASS J05352184–0546085 . Die beide sind in dem Orion - Nebel und haben ungefähre Massen von 0,054 liegen  M und 0,034  M jeweils mit einer Umlaufzeit von 9,8 Tagen haben . Überraschenderweise erwies sich das massivere der beiden auch als weniger leuchtend.

Struktur

Optische Bilder zeigen Gas- und Staubwolken im Orionnebel. Ein Infrarotbild (rechts) zeigt die neuen Sterne, die darin leuchten.

Der gesamte Orionnebel erstreckt sich über eine 1 ° -Region des Himmels und umfasst neutrale Gas- und Staubwolken , Sternassoziationen , ionisierte Gasvolumina und Reflexionsnebel .

Der Nebel ist Teil eines viel größeren Nebels, der als Orion Molecular Cloud Complex bekannt ist . Der Orion Molecular Cloud Complex erstreckt sich über die gesamte Konstellation des Orion und umfasst Barnards Schleife , den Pferdekopfnebel , M43 , M78 und den Flammennebel . Im gesamten Wolkenkomplex bilden sich Sterne, aber die meisten jungen Sterne konzentrieren sich in dichten Clustern wie dem, der den Orionnebel beleuchtet.

Orion Eine Molekülwolke von VISTA enthüllt viele junge Sterne und andere Objekte.

Das aktuelle astronomische Modell für den Nebel besteht aus einer ionisierten ( H II ) Region, die ungefähr auf Theta 1 Orionis C zentriert ist und auf der Seite einer länglichen Molekülwolke in einem Hohlraum liegt, der von den massiven jungen Sternen gebildet wird. (Theta 1 Orionis C emittiert 3-4 mal so viel photoionisierendes Licht wie der nächsthellste Stern, Theta 2 Orionis A.) Die H II -Region hat eine Temperatur im Bereich von bis zu 10.000 K, diese Temperatur fällt jedoch nahe dem Rand des Nebels dramatisch ab . Die nebulöse Emission kommt hauptsächlich von photoionisiertem Gas auf der Rückseite des Hohlraums. Die H II -Region ist von einer unregelmäßigen, konkaven Bucht mit einer neutraleren Wolke mit hoher Dichte umgeben, wobei außerhalb des Buchtbereichs neutrale Gasklumpen liegen. Dies liegt wiederum am Umfang der Orion-Molekülwolke. Das Gas in der Molekülwolke zeigt eine Reihe von Geschwindigkeiten und Turbulenzen, insbesondere im Kernbereich. Relative Bewegungen betragen bis zu 10 km / s (22.000 mi / h) mit lokalen Schwankungen von bis zu 50 km / s und möglicherweise mehr.

Beobachter haben verschiedenen Merkmalen im Orionnebel Namen gegeben. Die dunkle Gasse, die sich von Norden in Richtung der hellen Region erstreckt, wird als "Fischmaul" bezeichnet. Die beleuchteten Bereiche auf beiden Seiten werden als "Flügel" bezeichnet. Weitere Features sind "The Sword", "The Thrust" und "The Sail".

Sternentstehung

Ansicht mehrerer Proplyden innerhalb des Orionnebels, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop
Sternentstehungsfeuerwerk im Orion

Der Orionnebel ist ein Beispiel für eine hervorragende Baumschule, in der neue Sterne geboren werden. Beobachtungen des Nebels haben ungefähr 700 Sterne in verschiedenen Stadien der Bildung innerhalb des Nebels ergeben.

1979 zeigten Beobachtungen mit der elektronischen Kamera Lallemand am Pic-du-Midi-Observatorium sechs ungelöste Quellen mit hoher Ionisierung in der Nähe des Trapezclusters . Diese Quellen wurden als teilweise ionisierte Globuli (PIGs) interpretiert. Die Idee war, dass diese Objekte von M42 von außen ionisiert werden. Spätere Beobachtungen mit dem Very Large Array zeigten Kondensationen in der Größe eines Sonnensystems, die mit diesen Quellen verbunden sind. Hier kam die Idee auf, dass diese Objekte massearme Sterne sein könnten, die von einer verdampfenden protostellaren Akkretionsscheibe umgeben sind. Im Jahr 1993 haben Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop die Hauptbestätigung für protoplanetare Scheiben innerhalb des Orionnebels ergeben, die als Proplyden bezeichnet wurden . HST hat mehr als 150 davon im Nebel entdeckt und sie gelten als Systeme in den frühesten Stadien der Entstehung des Sonnensystems . Die schiere Anzahl von ihnen wurde als Beweis dafür verwendet, dass die Bildung von Sternensystemen im Universum ziemlich häufig ist .

Sterne bilden sich, wenn sich Klumpen von Wasserstoff und anderen Gasen in einer H II -Region unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenziehen. Wenn das Gas zusammenbricht, wird der zentrale Klumpen stärker und das Gas erwärmt sich auf extreme Temperaturen, indem es die potentielle Energie der Gravitation in Wärmeenergie umwandelt . Wenn die Temperatur hoch genug wird, entzündet sich die Kernfusion und bildet einen Protostern . Der Protostern wird "geboren", wenn er genug Strahlungsenergie abgibt, um seine Schwerkraft auszugleichen und den Gravitationskollaps zu stoppen .

Typischerweise bleibt eine Materialwolke einen beträchtlichen Abstand vom Stern, bevor sich die Fusionsreaktion entzündet. Diese Restwolke ist die protoplanetare Scheibe des Protostars, auf der sich Planeten bilden können. Jüngste Infrarotbeobachtungen zeigen, dass Staubkörner in diesen protoplanetaren Scheiben wachsen, beginnend auf dem Weg zur Bildung von Planetesimalen .

Sobald der Protostern in seine Hauptsequenzphase eintritt , wird er als Stern klassifiziert. Obwohl die meisten Planetenscheiben Planeten bilden können, zeigen Beobachtungen, dass intensive Sternstrahlung alle in der Nähe der Trapezgruppe gebildeten Proplyden hätte zerstören müssen, wenn die Gruppe so alt ist wie die Sterne mit geringer Masse im Cluster. Da Proplyden sehr nahe an der Trapezgruppe gefunden werden, kann argumentiert werden, dass diese Sterne viel jünger sind als die übrigen Clustermitglieder.

Sternwind und Effekte

Einmal gebildet, emittieren die Sterne im Nebel einen Strom geladener Teilchen, der als Sternwind bekannt ist . Massive Sterne und junge Sterne haben viel stärkere Sternwinde als die Sonne . Der Wind bildet Stoßwellen oder hydrodynamische Instabilitäten, wenn er auf das Gas im Nebel trifft, das dann die Gaswolken formt. Die Stoßwellen des Sternwinds spielen auch eine große Rolle bei der Sternentstehung, indem sie die Gaswolken verdichten und Dichteinhomogenitäten erzeugen, die zum Gravitationskollaps der Wolke führen.

Blick auf die Wellen ( Kelvin-Helmholtz-Instabilität ), die durch die Einwirkung von Sternwinden auf die Wolke entstehen.

Es gibt drei verschiedene Arten von Schocks im Orionnebel. Viele sind in Herbig-Haro-Objekten enthalten :

  • Bogenschocks sind stationär und entstehen, wenn zwei Partikelströme miteinander kollidieren. Sie befinden sich in der Nähe der heißesten Sterne im Nebel, wo die Sternwindgeschwindigkeit auf Tausende von Kilometern pro Sekunde geschätzt wird, und in den äußeren Teilen des Nebels, wo die Geschwindigkeiten mehrere zehn Kilometer pro Sekunde betragen. Bogenschocks können sich auch am vorderen Ende von Sternstrahlen bilden, wenn der Strahl auf interstellare Partikel trifft .
  • Jet-angetriebene Stöße werden aus Materialstrahlen gebildet, die von neugeborenen T-Tauri-Sternen sprießen . Diese engen Ströme bewegen sich mit Hunderten von Kilometern pro Sekunde und werden zu Schocks, wenn sie auf relativ stationäre Gase treffen.
  • Verzogene Stöße erscheinen einem Betrachter bogenartig. Sie entstehen, wenn ein strahlgetriebener Stoß auf Gas trifft, das sich im Gegenstrom bewegt.
  • Die Wechselwirkung des Sternwinds mit der umgebenden Wolke bildet auch "Wellen", von denen angenommen wird, dass sie auf die hydrodynamische Kelvin-Helmholtz-Instabilität zurückzuführen sind .

Die dynamischen Gasbewegungen in M42 sind komplex, tendieren jedoch durch die Öffnung in der Bucht in Richtung Erde. Der große neutrale Bereich hinter dem ionisierten Bereich zieht sich derzeit unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen.

Es gibt auch Überschallkugeln aus Gas, die die Wasserstoffwolken des Orionnebels durchdringen. Jede Kugel hat den zehnfachen Durchmesser von Plutos Umlaufbahn und ist mit Eisenatomen bestückt, die im Infrarot leuchten. Sie wurden wahrscheinlich tausend Jahre zuvor aus einem unbekannten gewalttätigen Ereignis gebildet.

Evolution

Panoramabild der Mitte des Nebels, aufgenommen vom Hubble-Teleskop. Diese Ansicht hat einen Durchmesser von etwa 2,5 Lichtjahren. Das Trapez befindet sich in der Mitte links.

Interstellare Wolken wie der Orionnebel sind in Galaxien wie der Milchstraße zu finden . Sie beginnen als gravitationsgebundene Blobs aus kaltem, neutralem Wasserstoff, vermischt mit Spuren anderer Elemente. Die Wolke kann Hunderttausende von Sonnenmassen enthalten und sich über Hunderte von Lichtjahren erstrecken. Die winzige Schwerkraft, die die Wolke zum Kollabieren zwingen könnte, wird durch den sehr schwachen Druck des Gases in der Wolke ausgeglichen.

Ob aufgrund von Kollisionen mit einem Spiralarm oder durch die von Supernovae emittierte Stoßwelle , die Atome werden zu schwereren Molekülen ausgefällt und das Ergebnis ist eine Molekülwolke. Dies setzt die Bildung von Sternen innerhalb der Wolke voraus, die normalerweise innerhalb eines Zeitraums von 10 bis 30 Millionen Jahren angenommen wird, wenn Regionen die Jeans-Masse passieren und die destabilisierten Volumina zu Scheiben zusammenfallen. Die Scheibe konzentriert sich im Kern und bildet einen Stern, der von einer protoplanetaren Scheibe umgeben sein kann. Dies ist das aktuelle Entwicklungsstadium des Nebels, wobei sich noch zusätzliche Sterne aus der kollabierenden Molekülwolke bilden. Die jüngsten und hellsten Sterne, die wir jetzt im Orionnebel sehen, sind vermutlich weniger als 300.000 Jahre alt, und die hellsten sind möglicherweise nur 10.000 Jahre alt. Einige dieser kollabierenden Sterne können besonders massiv sein und große Mengen ionisierender ultravioletter Strahlung emittieren. Ein Beispiel hierfür ist der Trapez-Cluster. Mit der Zeit wird das ultraviolette Licht der massiven Sterne in der Mitte des Nebels das umgebende Gas und den Staub in einem als Photo-Verdampfung bezeichneten Prozess wegdrücken . Dieser Prozess ist für die Schaffung des inneren Hohlraums des Nebels verantwortlich, sodass die Sterne im Kern von der Erde aus betrachtet werden können. Die größten dieser Sterne haben eine kurze Lebensdauer und entwickeln sich zu Supernovae.

Innerhalb von etwa 100.000 Jahren wird der größte Teil des Gases und Staubes ausgestoßen. Die Überreste bilden eine junge offene Gruppe, eine Gruppe heller, junger Sterne, die von wispigen Filamenten aus der ehemaligen Wolke umgeben sind.

Bildergalerie

Siehe auch

Anmerkungen

  1. ^ 1,270 × tan (66 '/ 2) = 12 ly. Radius
  2. ^ Aus gemäßigten Zonen der nördlichen Hemisphäre erscheint der Nebel unterhalb des Oriongürtels; Aus gemäßigten Zonen der südlichen Hemisphäre erscheint der Nebel über dem Gürtel.
  3. ^ C. Robert O'Dell kommentierte diesen Wikipedia-Artikel wie folgt: "Der einzige ungeheure Fehler ist der letzte Satz im Abschnitt" Sternentstehung ". Er sollte tatsächlich lauten:" Obwohl die meisten Planetenscheiben Planeten bilden können, zeigen Beobachtungen, dass intensive Sternstrahlung vorhanden sein sollte zerstörte alle Proplyden, die sich in der Nähe der Trapezgruppe gebildet haben, wenn die Gruppe so alt ist wie die Sterne mit geringer Masse im Cluster. Da Proplyden sehr nahe an der Trapezgruppe gefunden werden, kann argumentiert werden, dass diese Sterne viel jünger sind als der Rest von die Clustermitglieder. '"

Verweise

Externe Links

Koordinaten : Himmelskarte 05 h 35 m 17,3 s , –05 ° 23 ′ 28 ″