|
| نام‌ها = [[کاتالوگ عمومی جدید|NGC]] 1976, M42,{{سخ}}LBN 974, [[کاتالوگ شارپلس|Sharpless]] 281}}
'''سحابی شکارچی''' که به نام '''سحابی جبار''' هم معروف است تنها [[سحابی]] آسمان است که با چشم غیرمسلح هم دیده می‌شود. مکان این سحابی در جنوب [[کمربند شکارچی]] است.
== اطلاعات عمومی ==
سحابی در حقیقت بخشی از یک سحابی بسیار بزرگتر است که ابر مولکولی اوریون مجتمع نامیده می‌شود.
ابر مولکولی اوریون مجتمع در سرتاسر صورت فلکی شکارچی گسترش یافته است و شامل حلقه برنارد، سحابی ابری کله اسبی، ۴۳ M، 78 M و سحابی شعله می‌شود.
ستارگان در سرتاسر سحابی جبار در حال تشکیل هستند، و به علت این فرایند حرارت شدید این منطقه ویژه اشعه مادون قرمز است.
سحابی قابل رویت است با چشم غیر مسلح حتی در مناطقی که توسط آلودگی نور تحت تاثیر قرار گرفته.
به نظر می‌رسد که در منطقه میانی در سحابی شکارچی، سه ستاره در جنوب کمربند جبار واقع شده است.
این ستاره تاریک (فازی) توسط ناظز تیزبین آشکار می‌شود و حالت گازی آن بوسیله دوربین دوچشمی و تلسکوپ کوچک آشکار می‌شود.
سحابی جبار شامل خوشه باز بسیار جوان، که به چهارضلعی منتظم شناخته شده است و با توجه به روشنایی و نور اولیه جزء چهار ستاهر نخستین است.
دو تن از این‌ها را در شب با دید خوب می‌توان داخل اجزاء تشکیل دهنده سیستم‌های دوتایی قرار داد.
و آنها را در شش ستاره کل قرار داد.
ستاره‌های چهار ضلعی غیر منظم، همراه با بسیاری از ستاره‌های دیگر، هنوز در سال‌های اولیه هستند.
چهار ضلعی غیر منتظم ممکن است جزعی از خوشه سحابی جبار بسیار بزرگتر باشد که انجمنی درباره ۲٫۰۰۰ ستاره داخل یک قطر ۲۰ سال نوری است.
. دو میلیون سال پیش این خوشه ممکن است از خانه فراری ستاره یک اربه ران،، اریس ۵۳، و مو (حرف دوازدهم یونانی) حمل که در حال حاضر در حال دور شدن از سحابی با سرعت بیش از ۱۰۰ کیلومتر/ثانیه است.
ناظران تمایل دارند به طور برجسته یک رنگ متمایل به سبز مشخص به سحابی نسبت دهند علاوه بر مناطق قرمز و زمینه آبی-بنفش.
رنگ قرمز به خوبی توسط Hα درک شده (استفاده شده) که با خط تابش نو ترکیبی در طول موج ۶۵۶٫۳ نانومتر ایجاد می‌شود.
رنگ امیزی آبی- بنفش اشعه است تابش بازتابیده از ستارهای پرجرم از طبقه ۰ در هسته سحابی است.
رنگ سبزیک معما برای ستاره شناسان در اوایل قرن ۲۰ بود، چون هیچ یک از خطوط طیفی شناخته شده در آن زمان نمی‌توانستند آن را توضیح دهند.
برخی گمانه زنی‌ها وجود داشت که خطوط باعث بوجود
آمدن این عنصر جدید بودند و نام nebulium برای این ماده اسرار آمیز ابداع شده بود.
به هر حال، با درک بهتر از فیزیک اتمی بعداً مشخص شد که طیف‌های سبز با احتمال کم انتقال الکترون از دو جهت در اکسیژن یونیزه شده، و به اصطلاح جهش الکترونی ممنوع را سبب شد.
این تابش تمام شد، اما تکثیر آن در آزمایشگاه غیر ممکن بود زیرا به یک برخورد خاموش و تقریبا عاری از محیط زیست در فضا وابسته بود.
== تاریخچه ==
[[پرونده:M42m.jpg|220px]]
رسم مسیه از سحابی جبار در ۱۷۷۱خاطرات خود، یادداشت‌هایی از آکادکی رویال
مایا در آمریکای مرکزی داستانی عامیانه داشت که با بخشی از جبار در آسمان سرو کار داشت به نام Xibalba [9].
این قلب‌ها لکه‌هایی از آتش برافروخته را در میان خود در برداشتند که برابر بود با سحابی جبار.
این یک تلسکوپ از پیش روشن است که ثابت می‌کند که مایا یک منطقه پراکنده از آسمان را کشف کرده است که بر خلاف سر سوزنی از ستاره هاست
این سحابی در حال حاضر با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است و در عین حال عجیب است که هیچ اشاره‌ای به حالت گازی آن در نوشته‌های ثبت شده قبل از قرن ۱۷ نیست.
در این خصوص نه بطلمیوس در کتاب [[المجسطی]] و نه آل صوفی در کتاب ثوابت در خصوص سحابی چیزی نوشته‌اند.
حتی اگر آنها هر دو از تکه‌های غبار در نقاط دیگر آسمان شب به هم وصل شده باشند.
جالب این است که این سحابی توسط گالیله نیز ذکر نشده است، حتی اگر او می تلسکوپی می‌ساخت و به مشاهدات بخشی از صورت فلکی در سال۱۶۱۰
و ۱۶۱۷ می‌پرداخت
این تقدمی است از برخی گمانه زنی‌ها که یک اشتعال ناگهانی را در ستاره روشن سبب می‌شود و ممکن است درخشندگی سحابی افزایش پیدا کند.
سحابی جبار که به طور کلی به عنوان اولین بار در ۱۶۱۰ توسط کلود نیکولا فابری د پیرس کشف شد و به طور قابل ملاحظه‌ای در سوابق خود ثبت کرد.
Cysatus از Lucerne، ستاره شناس، ستاره شناس عضو فرقه مذهبی بنام عیسی که بوسیله لایولا تاسیس شد، اولین منتشر کننده این نوشته‌ها بود (ولو مختصری با ابهام) در کتابی در مورد ستاره دنباله دار درخشان در۱۶۱۸.
این دریافت مستقل توسط ستاره شناسان برجسته متعدد در سال‌های بعد ریا، از جمله کریستین هویگنس در سال ۱۶۵۶(که به طور خلاصه برای اولین بار در ۱۶۵۹ منتشر شد) چارلز مسیه اول به سحابی در ۴ مارس ۱۷۶۹ اشاره کرد.، و او همچنین سه ستاره را در چهار ضلعی غیر منظم متذکر شد.(تشخیص اول از این سه ستاره در حال حاضر در ۱۶۱۷ به گالیله اختصاص دارد، اما او متوجه نبود احاطه شدن سحابی، احتمالا به علت پهنای کم میدان دید تلسکوپ اولیه بود.)
چارلز مسیه اولین ویرایش کاتالوگ خود را ژرفای اجرام آسمانی در سال ۱۷۷۴ منتشر کرد. (پایان یافته در ۱۷۷۱)
سحابی شکارچی ۴۲ شیء در لیست او بود، آن به عنوان ۴۲ M شناسایی شده بود.
طیف نمایی توسط ویلیام هوگنز وقوع یافته است، نشان دهنده ماهیت گازی سحابی در سال ۱۸۶۵ است.
هنری دراپر اولین عکس نجومی را از سحابی جبار در ۳۰ سپتامبر ۱۸۸۰ گرفت. که اولین عکس برداری از ستارگان برای تحقیقات فضایی اعماق آسمان در طول تاریخ به شمار می‌رود.
در سال ۱۹۰۲، ووگل و ابرهارد به سرعت متفاوت در درون سحابی پی بردند و در سال ۱۹۱۴توسط ستاره‌شناسی در مارسی از انتزفرومتر برای یافتن حرکت وضعی و حرکت نامنظم استفاده کرده بودند.
کمپبل و مور این نتایج را با استفاده از طیف نگار تایید کرده بودند، شرح اختشاش در داخل سحابی.
در سال ۱۹۱۳، رابرت جی ترامپلر اشاره کرد ستارهای کم نور نزدیک چهار ضلعی غیر منتظم است که تشکیل خوشه می‌دهد و ا. اولین کسی بود که نام خوشه چهار ضلعی غیر منتظم را بر روی آنها گذاشت.
بر اساس قدر و انواع طیفی، او مسافت ۱٫۸۰۰ سال نوری را استنتاج کرد.
این سه برابر بیشتر از مسافت پذیرفته شده عادی بود ولی بسیار منعقد شده به دوران ارزش‌های مدرن
در سال ۱۹۹۳، تلسکوپ فضایی هابل اولین مشاهده سحابی جبار را انجام داد.
از آن به بعد، این سحابی یک هدف مکرر برای مطالعات هابل به شمار می‌رود.
تصاویر برای ساخت یک مدل دقیق از سحابی در سه بعد استفاده شده است.
دیسک گازی شده‌اند در اطراف بسیاری از ستارگان تازه تشکیل شده در سحابی مشاهده شده، و اثرات مخرب سطوح بالایی از انرژی اشعه ماورای بنفش از ستارگان بزرگ مورد مطالعه قرار گرفتند.
در سال ۲۰۰۵، دوربین پیشرفته نقشه برداری ساز از تلسکوپ فضایی هابل ضبط تصویر بسیار دقیقی از سحابی که تا آنزمان گرفته شده بود را به پایان رساند.
عکس از طریق مدار ۱۰۴ دوربین نجومی گرفته شده بود. تصرف بیش از ۳،۰۰۰ ستاره را به قدرrd23، از جمله نوزاد کوتوله‌های قهوه‌ای و شاید یک کوتوله قهوه‌ای دوتایی ستاره را شامل می‌شود.
یک سال بعد، دانشمندان با همکاری با هابل اعلام کردند اولین توده‌ها از جفت دوتایی کوتوله‌های قهوه‌ای ۰۵۴۶۰۸۵_ ۵۳۵۲۱۸۴ Jo MASS 2. زوج‌ها در سحابی جبار قرار دارند با توده تقریبی به ترتیب ☉M 0.054 و ☉M 0.034 با دوره مداری از ۹٫۸ روز است. به طور شگفت انگیز، عظیم تر از آن دو همچنین تابش با نور کمتر معلوم شده است.
== ساختار ==
[[پرونده:M42proplyds.jpg|220px]]
تصاویر نوری آشکار ابرهای گازی و گرد و غبار در سحابی جبار؛ تصویر مادون قرمز (سمت راست) نشان می‌دهد ستاره درخشان جدید در درون آن است.
دانشگاه وندربیلت، ناسا، و ایسا.C.R Dell ' O.
سحابی جبار به طور کامل گسترش یافته در میان منطقه ۱۰ درجه از آسمان،
و شامل برهای گاز و گرد و خبار طبیعی، انجمن ستاره، حجم یونیزه از گاز و سحابی بازتابی.
سحابی به شکل یک ابر تقریبا کروی است که تراکم قله در نزدیکی هسته وجود دارد.
ابر درجه حرارت تا ۰۰۰،۱۰ کلوین دارد.، اما این دما می‌افتد و به طرز چشمگیری در نزدیکی لبه سحابی است.
برخلاف توزیع چگالی، نمایش ابر طیف وسیعی از سرعت و تلاطم، به خصوص در اطراف منطقه هسته مشاهده می‌شود.
حرکات نسبی تا ۱۰ کیلومتر بر ثانیه (۲۲،۰۰۰ مایل در ساعت) هستند، با اختلافهای محلی تا حدود۵۰ کیلومتر بر ثانیه و احتمالا بالاتر /
مدل نجومی فعلی سحابی متشکل از منطقه تقریبا یونیزه شده که در
Orionis 1Theta متمرکز شده است، ستاره مسئول بسیاری از اشعه ماوراء بنفش یونیزه شده است.(این ساطع می‌کند ۳-۴ برابر نور Photoionizing به عنوان ستاره درخشان بعدی A Orionis 2Theta)
این نا منظم است، رنگ مایل به قرمز مقعر از بیشترین بی طرفی، با چگالی زیاد از ابر، با انبوهی از گاز خنثی دروغین در خارج از منطقه قرمز رنگ احاطه شده است. این به نوبه خود در تاریخ محیط مولکولی اوریون ابر نهفته است.
ناظران نام‌های گوناگونی را به خصوصیات مختلف در سحابی جبار می‌دهند.
باریکه تاریک که گستردگی آن از شمال به سمت منطقه روشن است و "دهانه ماهی "نامیده می‌شود. مناطق روشن برای هر دو طرف "بال" گفته می‌شود. از دیگر خصوصیات آن عبارتند از "" شمشیر "رانش" و "دریانوردی".
== شکل گیری ستارگان ==
[[پرونده:Trapezium_cluster_optical_and_infrared_comparison.jpg|220px]]
نمایی از درون Proplyds چند سحابی جبار گرفته شده توسط تلسکوپ فضایی هابل. اعتبار: ناسا.
سحابی جبار به عنوان نمونه‌ای از خزانه ستارهای ایست که در آن ستاره‌های جدید در حال متولد شدن هستند. مشاهدات نشان داد که حدود ۷۰۰ ستاره در مراحل مختلف شکل گیری در درون سحابی است.
مشاهدات اخیر با تلسکوپ فضایی هابل کشف عمده‌ای از دیسک‌های گازی را در درون سحابی جبار نتیجه می‌دهد که به Proplyds ملقب شده است.
هابل تاکنونبیش از ۱۵۰ نمونه از این‌ها را در ئاخل سحابی آشکار کرده است، و آنها در سیستم اولین مراحل شکل گیری منظومه شمسی در نظر گرفته می‌شوند. تعداد زیاد از آنها به عنوان مدرکی دال بر تشکیل سیستم‌های ستارهای نسبتا شایع در جهان ما استفاده می‌شود.
فرم ستاره‌ها وقتی که انبوهی از هیدروژن و گازهای دیگر در رخ دوم قرار دارد منطقه تحت جاذبه خود را دارند. همانطور که گازمتلاشی می‌شود، خوشه مرکزی افزایش می‌یابد و توسط تبدیل انرژی پتانسیل گرانشی به انرژی گرمایی دما به اندازه کافی بالا می‌رود، و هم جوشی هسته‌ای مشتعل می‌شود و به صورت یک Protostar می‌شود.
Protostar متولد می‌شود وقتی که انرژی تابشی کافی ساطع شود و موازنه شدن جاذبه و رمبیدن متوقف شود.
به طور معمول، ابر مواد باقی مانده که فاصله زیادی از ستاره دارند قبل از واکنش همجوشی مشتعل می‌شوند.
این ابر باقی مانده دیسک گازی Protostar است جایی که ممکن است ستاره تشکیل شود. مشاهدات اخیر نشان می‌دهد که دانه‌های مادون قرمز گرد و غبار در این دیسک گازی رو به افزایش است، که در ابتدای مسیر به سمت تشکیل Planetesimals می‌رود.
پس از واردشدن Protostar به مرحله توالی اصلی خود، آن را به عنوان ستاره طبقه بندی کردند. اگرچه اکثر دیسک‌های سیاره‌ای می‌توانندبه فرم سیاره‌ای درایند، مشاهدات نشان می‌دهد که تابش شدید ستارهای می‌تواند ویران کننده باشد هر Proplyds شکل چهار ضلعی غیر منظم در نزدیکی گروه است، اگر گروه به قدمت ستاره کم جرم در خوشه باشد.
از آنجا که Proplydها بسیار نزدیک به چهار ضلعی غیر منظم گروه یافت می‌شوند، می‌توان استدلال کنند که آن ستاره بسیار جوانتراز بقیه از اعضای خوشه می‌باشند.
== ستارگان و اثرات باد ==
پس از تشکیل، ستارها درون سحابی ذرات باردار منتشر می‌کنند که به نام بادهای اختری است. ستاره‌های گسترده و ستاره‌های جوان بسیار قوی تر از بادهای اختری نسبت به خورشید است. [۲۵] بادهایی به شکل امواج زمانی که با گاز درون سحابی برخوردمیکنند، که به شکل ابرهای گازی در می‌آیند. امواج ضربه‌ای از بادهای اختری و همچنین به صورت بخش بزرگی در شکل گیری ستاره توسط ابرهای گازی فشرده ظاهر می‌شود، ایجاد تراکم Inhomogeneities که منجر به فروپاشی گرانشی از ابر می‌شود.
47 Haro – Herbig با ضربه عظیم و مجموعه‌ای از شوک‌های جت رانده دیده می‌شود.
سه نوع مختلف از ضربه در سحابی جبار وجود دارد. از آنها در Haro – Herbig اشیاء برجسته‌ای دیده می‌شود.
● ضربه کمانی شکل ثابت هستند و هنگامی شکل می‌گیرد که دو ذره با هم وبا هر یک تز جریان‌های دیگر برخورد کنند. آنها در نزدیک به داغترین ستاره‌ها حاضر هستند در سحابی ستارهای که در آن باد با سرعت هزار کیلومتر در ثانیه تخمین زده می‌شود و در بخش بیرونی از سحابی جایی که سرعت آنها به دهها کیلومتر در ثانیه می‌رسد. ضربه کمانی شکل همچنین می‌تواند قالبی در انتهای جلوی جت‌های ستارهای شکل وقتی که جت به ذره خلا بین ستارهای ضربه می‌زند تشکیل دهد.
● جت رانده شده ضربه‌هایی از جت مواد جوانه زده تازه متولد شده ستاره برز گاو. این جریان باریک در حال سفر در صدها کیلومتر در ثانیه هستند، و تبدیل به ضربه‌هایی می‌شوند که گازهای نسبتا ثابت روبرو می‌شوند.
● ضربه‌هایی توسط ریسمان‌ها ظاهر می‌شوند همانند تعظیم به ناظر. آنها زمانی تولید ضربه می‌کنند که جت رانده به گاز در حال حرکت در جریان متقاطع برخورد می‌کند.
حرکات دینامیک گاز در ۴۲ M پیچیده است، اما Trending از طریق باز شدن در خلیج و به سمت زمین است. منطقه بی طرف بزرگ در پشت منطقه یونیزه در حال حاضر تحت جاذبه خود قرار داد.
== تکامل ==
[[پرونده:Orion.nebula.arp.750pix.jpg|220px]]
تصویر پانورامیک از مرکز سحابی گرفته شده توسط تلسکوپ هابل. این دیدگاه در حدود ۲٫۵ سال نوری است. چهار ضلعی غیر منظم در مرکز سمت چپ قرار دارد. اعتبار: ناسا / اسا.
ابر میان ستارهای سحابی جبار سراسر کهکشان مانند کهکشان راه شیری را در بردارد. آنهاشروع به در هم آمیختن کران لکه‌هایی به عنوان جاذبه محدود سرد، هیدروژن خنثی می‌کنند. با رگه‌هایی از عناصر دیگر، ابر می‌تواند صدها هزار برابر جرم خورشید و شامل گسترش برای صدها سال نوری باشد. نیروی جاذبه بسیار کوچک که می‌تواند ابررا وادار به فروپاشی و یا بالعکس متعادل کند توسط فشار گاز بسیار کم نور در ابر.
این که آیا به علت بخورد با بازوی مارپیچی، و یا از طریق امواج ساطع شده از ضربه ابرنواختر، اتم‌های ته نشین می‌شوند به مولکول‌های سنگین تر و در نتیجه ابر مولکولی می‌باشد. این‌ها شکل گیری ستارگان در داخل ابر را نشان می‌دهند، معمولاً تصور می‌شود به مدت ۱۰ – ۳۰ میلیون سال باشد، به عنوان مناطق عبور توده جین و بیثباتی را به سقوط حجم دیسک بیان می‌کند. دیسک کنسانتره در هسته تشکیل ستاره، که ممکن است توسط یک دیسک گازی احاطه شده باشد. این مرحله کنونی تکامل سحابی است، با ستاره‌های اضافی که هنوز از فروپاشی ابر مولکول باقی مانده‌اند. جوانترین و درخشانترین ستاره ما در حال حاضر در سحابی جباراست که آن را مشاهده می‌کنید تصور می‌شود کمتر از ۳۰۰،۰۰۰ سال داشته باشد، و درخشانترین آنها ممکن است تنها ۱۰،۰۰۰ سال سن داشته باشد.
برخی از این فروپاشی ستاره را می‌توان به ویژه گسترده، و می‌تواند مقادیر زیادی از lonizing اشعه ماوراء بنفش ساطع کند. نمونه‌ای از این خوشه با چهار ضلعی غیر منظم دیده می‌شود. در طول زمان نور فرابنفش از ستاره پرجرم در مرکز سحابی به دور فشار گاز و گرد و غبار اطراف آن در یک فرایند به نام تبخیر. این فرایند مسئول ایجاد حفره درون سحابی است، که اجازه مشاهده هسته ستاره از زمین را می‌دهد. [۶] بزرگترین این ستاره دارای طول عمر کوتاه و تکامل تبدیل به ابرنواختر است.
پس از حدود ۱۰۰٫۰۰۰سال، بیشتر از گاز و گرد و غبار پرتاب خواهد شد. خوشه جوان باز، خوشه درخشان، ستاره جوان رشته wispy از ابر شکل گرفته تشکیل می‌دهد. به عنوان مثال خوشه پروین مشهور از چنین خوشه‌ای است.
== نگارخانه ==
[[پرونده:OrionHunterWilson.jpg|120px]]
سحابی جبار
سحابی جبار M42 مجتمع از جمله M43 سحابی مرد در حال اجرا (انجیسی ۱۹۷۳، ۱۹۷۵ و ۱۹۷۷)و خیلی از غبار اطراف آن
[[پرونده:Orion_Nebulae.jpg|120px]]
[[پرونده:M42_-_The_Orion_Nebula.jpg|120px]]
سحابی شکارچی
شکوه جبار سحابی degami با آسو ۲٫۲m / تلسکوپ محورها. اعتبار: آسو
[[پرونده:ESO-M42-Phot-03a-01.jpg|119px]]
بخش مرکزی سحابی جبار. اعتباری آسو
[[پرونده:VISTA_infrared_Orion_Nebula.jpg|97px]]
این دیدگاه وسیع زمینه سحابی جبارنگاره (مسیه ۴۲)، با ویستا بررسیویستا، تلسکوپ مادون قرمز در آسو در رصدخانه پارانال در یلی گرفته شده است. اعتباری آسو/ جی. امرسون/ویستا.
[[پرونده:Spitzer%27s_Orion.jpg|51px]]
{{پانویس}}
{{پایان چپ‌چین}}
* راهنمای ماراتن مسیه
{{اجرام مسیه}}
{{ستاره‌شناسی-خرد}}
{{نگاره‌های مسیه}}
{{انجیسی/موقت}}
[[رده:اجرام انجیسی]]
[[رده:اجرام مسیه|شکارچی، سحابی]]
| 