Orionnebel - Orion Nebula

Orionnebel
Diffuser Nebel
Orionnebel - Hubble 2006 Mosaik 18000.jpg
Der gesamte Orionnebel in einem zusammengesetzten Bild aus sichtbarem Licht und Infrarot; aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop im Jahr 2006
Beobachtungsdaten: J2000 Epoche
Untertyp Reflexion / Emission
Rektaszension 05 h 35 m 17,3 s
Deklination -05° 23′ 28″
Distanz 1.344±20  ly    (412  Stk. )
Scheinbare Größe (V) +4.0
Scheinbare Abmessungen (V) 65×60  Bogenminuten
Konstellation Orion
Physikalische Eigenschaften
Radius 1.2 ly
Absolute Größe (V)
Bemerkenswerte Funktionen Trapezcluster
Bezeichnungen NGC 1976, M42,
LBN 974, Sharpless 281
Siehe auch: Listen von Nebeln

Der Orionnebel (auch bekannt als Messier 42 , M42 oder NGC 1976 ) ist ein diffuser Nebel in der Milchstraße südlich des Orionsgürtels im Sternbild Orion . Er ist einer der hellsten Nebel und am Nachthimmel mit bloßem Auge sichtbar. Es ist 1344 ± 20 Lichtjahre (412,1 ± 6,1  pc ) entfernt und ist die nächste Region massiver Sternentstehung auf der Erde . Der Durchmesser des M42-Nebels wird auf 24 Lichtjahre geschätzt. Sie hat eine Masse, die etwa 2.000 Mal größer ist als die der Sonne . Ältere Texte beziehen sich häufig auf den Orionnebel 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 Entstehung von Sternen und Planetensystemen aus kollabierenden Gas- und Staubwolken verraten. Astronomen haben protoplanetare Scheiben und Braune Zwerge im Nebel, intensive und turbulente Bewegungen des Gases und die photoionisierenden Effekte massereicher naher Sterne im Nebel direkt beobachtet .

Physikalische Eigenschaften

Diskussion über die Lage des Orionnebels, was in der Sternentstehungsregion zu sehen ist und die Auswirkungen interstellarer Winde auf die Gestaltung des Nebels
Das Sternbild Orion mit dem Orionnebel (untere Mitte)

Der Nebel ist mit bloßem Auge sogar von Bereichen aus sichtbar, die von Lichtverschmutzung betroffen sind . Es wird als mittlerer "Stern" im "Schwert" von Orion gesehen, den drei Sternen südlich von Orions Gürtel. Der Stern erscheint scharfäugigen Beobachtern verschwommen, und die Nebelbildung 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). (In den hier gezeigten Fotos wird die Helligkeit oder Luminanz um einen großen Faktor erhöht.)

Der Orionnebel enthält einen sehr jungen offenen Sternhaufen , der aufgrund der Sterngruppe seiner vier Hauptsterne als Trapez bekannt ist . Zwei davon können in Nächten mit guter Sicht in ihre Doppelsternsysteme aufgelöst werden , was insgesamt sechs Sterne ergibt. Die Sterne des Trapeziums befinden sich zusammen mit vielen anderen Sternen noch in den Kinderschuhen . Das Trapez ist Bestandteil des viel größeren Orionnebelhaufens , einer Vereinigung von etwa 2.800 Sternen mit einem Durchmesser von 20 Lichtjahren. Vor zwei Millionen Jahren könnte dieser Sternhaufen die Heimat der außer Kontrolle geratenen Sterne AE Aurigae , 53 Arietis und Mu Columbae gewesen sein , die sich derzeit mit Geschwindigkeiten von mehr als 100 km/s (62 mi/s) vom Nebel entfernen.

Färbung

Beobachter haben seit langem eine charakteristische grünliche Tönung des Nebels festgestellt, zusätzlich zu roten und blauvioletten Regionen. Der rote Farbton ist ein Ergebnis der Strahlung der Hα- Rekombinationslinie bei einer Wellenlänge von 656,3 nm . Die blau-violette Färbung ist die reflektierte Strahlung der massereichen Sterne der O-Klasse im Kern des Nebels.

Der grüne Farbton war Anfang des 20. Jahrhunderts ein Rätsel für Astronomen, weil keine der damals bekannten Spektrallinien ihn 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 besserem Verständnis der Atomphysik wurde jedoch später festgestellt, dass das grüne Spektrum durch einen Elektronenübergang mit geringer Wahrscheinlichkeit in doppelt ionisiertem Sauerstoff , einen sogenannten „ verbotenen Übergang “, verursacht wurde. Diese Strahlung war damals im Labor kaum reproduzierbar, da sie von der ruhigen und nahezu kollisionsfreien Umgebung im Hochvakuum des Weltraums abhängt .

Geschichte

Messiers Zeichnung des Orionnebels in seinen Memoiren von 1771, Mémoires de l'Académie Royale

Es wurde spekuliert, dass die Mayas von Zentralamerika kann im Rahmen ihrer „Drei Kamine nach Maß“ Schöpfungsmythos der Nebel beschrieben haben; wenn ja, würden die drei zwei Sternen an der Basis von Orion entsprechen, Rigel und Saiph , und einem anderen, Alnitak an der Spitze des "Gürtels" des imaginären Jägers, den Scheitelpunkten eines fast perfekten gleichseitigen Dreiecks mit Orions Schwert (einschließlich der Orionnebel) in der Mitte des Dreiecks, der in einem modernen Mythos als Rauchfleck von Copal- Weihrauch gesehen wird, oder (in der Übersetzung, die er suggeriert) einem alten Mythos, die buchstäbliche oder bildliche Glut einer feurigen Schöpfung.

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 nebulösen Natur des Orion - Nebels ist im Allgemeinen auf Französisch Astronomen gutgeschrieben Nicolas-Claude Fabri de Peiresc , vom 26. November 1610, als er einen Datensatz aus es mit einem Beobachtung Refraktor durch seinen Gönner erworben Guillaume ich Vair .

Die erste veröffentlichte Beobachtung des Nebels durch den Jesuiten Mathematiker und Astronomen Johann Baptist Cysat von Luzern in seiner 1619 Monographie über die Kometen (beschreibt Beobachtungen des Nebels , dass Mai reicht zurück bis 1611). Er machte Vergleiche zwischen ihm und einem hellen Kometen , der 1618 gesehen wurde, und beschrieb, wie der Nebel durch sein Teleskop erschien:

man sieht, wie sich in ähnlicher Weise einige Sterne in einen sehr engen Raum zusammendrängen und wie um und zwischen den Sternen ein weißes Licht wie das einer weißen Wolke ausgegossen wird

Seine Beschreibung der Zentralsterne, die sich von einem Kometenkopf dadurch unterscheiden, dass sie ein "Rechteck" waren, könnte eine frühe Beschreibung des Trapeziumhaufens gewesen sein . (Die erste Entdeckung von drei der vier Sterne dieses Sternhaufens wird Galileo Galilei am 4. Februar 1617 zugeschrieben, 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 veröffentlichte in De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus ).

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

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

Im Jahr 1865 verwendete der englische Amateurastronom William Huggins seine Methode der visuellen Spektroskopie , um den Nebel zu untersuchen, der zeigte, dass er wie andere Nebel, die er untersucht hatte, aus "leuchtendem Gas" bestand. Am 30. September 1880 nutzte Henry Draper das neue Trockenplatten-Fotoverfahren mit einem 11-Zoll (28 cm) Brechungsteleskop , um eine 51-minütige Aufnahme des Orionnebels zu machen, dem ersten Fall der 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 mit Belichtungen von bis zu 60 Minuten mit einem von ihm konstruierten 36-Zoll- Reflektorteleskop (91 cm) 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 1914 hatten Astronomen in Marseille das Interferometer verwendet, um Rotationen und unregelmäßige Bewegungen zu erkennen. Campbell und Moore bestätigten diese Ergebnisse mit dem Spektrographen und zeigten Turbulenzen innerhalb des Nebels.

1931 stellte Robert J. Trumpler fest, dass die schwächeren Sterne in der Nähe des Trapeziums einen Haufen bildeten, und er war der erste, der sie als Trapeziumshaufen bezeichnete. Basierend auf ihren Magnituden und Spektraltypen leitete er eine Entfernungsschätzung von 1.800 Lichtjahren ab. Dies war dreimal weiter als die allgemein akzeptierte Entfernungsschätzung der Zeit, aber viel näher am modernen Wert.

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

Im Jahr 2005 beendete das Instrument Advanced Camera for Surveys des Hubble-Weltraumteleskops die Aufnahme des bisher detailliertesten Bildes des Nebels. Das Bild wurde durch 104 Umlaufbahnen des Teleskops aufgenommen und erfasste über 3.000 Sterne bis zur 23. Größe, darunter Säuglinge Brauner Zwerge und mögliche Braune Zwerge Doppelsterne . Ein Jahr später kündigten Wissenschaftler, die mit dem HST arbeiteten, die ersten Massen eines Paares von zwei verfinsterten Braunen Zwergen 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

Eine Stärkeart des Orionnebels.
Optische Bilder zeigen Gas- und Staubwolken im Orionnebel; ein Infrarotbild (rechts) zeigt die neuen Sterne, die darin leuchten.

Die Gesamtheit des Orionnebels erstreckt sich über eine 1°-Region des Himmels und umfasst neutrale Gas- und Staubwolken , Assoziationen von Sternen , ionisierte Gasvolumina und Reflexionsnebel .

Der Nebel ist Teil eines viel größeren Nebels, der als Orion Molecular Cloud Complex bekannt ist . Der Orion - Molekülwolke Komplex erstreckt sich über die Konstellation von Orion und umfasst Barnards Loop - , die Pferdekopfnebel , M43 , M78 und den Flammennebel . Sterne bilden sich im gesamten Wolkenkomplex, aber die meisten jungen Sterne konzentrieren sich in dichten Haufen 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 an der Seite einer langgestreckten Molekülwolke in einem von den massereichen jungen Sternen gebildeten Hohlraum liegt. (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 von bis zu 10.000 K, aber diese Temperatur fällt in der Nähe des Randes 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 aus neutraleren Wolken mit hoher Dichte umgeben, wobei Klumpen neutralen Gases außerhalb der Bucht liegen. Diese liegt wiederum am Umfang der Orion Molecular Cloud. Das Gas in der Molekülwolke weist eine Reihe von Geschwindigkeiten und Turbulenzen auf, insbesondere um die Kernregion herum. Die Relativbewegungen betragen bis zu 10 km/s (22.000 mi/h), mit lokalen Abweichungen 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 "Fischmaul" genannt. Die beleuchteten Bereiche zu beiden Seiten werden als "Wings" bezeichnet. Weitere Features sind "The Sword", "The Thrust" und "The Sail".

Sternentstehung

Ansicht mehrerer Proplyds im Orionnebel, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop
Sternentstehungsfeuerwerk im Orion

Der Orionnebel ist ein Beispiel für eine stellare Kinderstube, in der neue Sterne geboren werden. Beobachtungen des Nebels haben etwa 700 Sterne in verschiedenen Stadien der Entstehung innerhalb des Nebels ergeben.

1979 zeigten Beobachtungen mit der elektronischen Kamera Lallemand am Pic-du-Midi-Observatorium sechs unaufgelöste Hochionisationsquellen in der Nähe des Trapezium-Clusters . Diese Quellen wurden als teilweise ionisierte Kügelchen (PIGs) interpretiert. Die Idee war, dass diese Objekte von M42 von außen ionisiert werden. Spätere Beobachtungen mit dem Very Large Array zeigten Kondensationen von der Größe des Sonnensystems im Zusammenhang mit diesen Quellen. Hier entstand die Idee, dass diese Objekte massearme Sterne sein könnten, die von einer verdampfenden protostellaren Akkretionsscheibe umgeben sind. Im Jahr 1993 lieferten Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop die wichtigste Bestätigung von protoplanetaren Scheiben im Orionnebel, die als proplyds bezeichnet wurden . HST hat mehr als 150 davon innerhalb des Nebels entdeckt, und sie gelten als Systeme in den frühesten Stadien der Entstehung des Sonnensystems . Die schiere Zahl von ihnen wurde als Beweis dafür verwendet, dass die Bildung von Sternensystemen im Universum ziemlich häufig vorkommt .

Sterne entstehen, wenn sich Klumpen von Wasserstoff und anderen Gasen in einer H II-Region unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenziehen. Wenn das Gas kollabiert, wird der zentrale Klumpen stärker und das Gas erwärmt sich auf extreme Temperaturen, indem es die potentielle Gravitationsenergie in thermische Energie umwandelt . Wenn die Temperatur hoch genug wird, wird sich die Kernfusion entzünden und einen Protostern bilden . Der Protostern wird „geboren“, wenn er beginnt, genügend Strahlungsenergie zu emittieren, um seine Schwerkraft auszugleichen und den Gravitationskollaps zu stoppen .

Typischerweise bleibt eine Materialwolke eine beträchtliche Entfernung vom Stern, bevor die Fusionsreaktion zündet. Diese Restwolke ist die protoplanetare Scheibe des Protosterns, in 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 Proplyds zerstört haben sollte, die sich in der Nähe der Trapezium-Gruppe gebildet haben, wenn die Gruppe so alt ist wie die massearmen Sterne im Haufen. Da Proplyds sehr nahe an der Trapezium-Gruppe gefunden werden, kann argumentiert werden, dass diese Sterne viel jünger sind als die übrigen Mitglieder des Haufens.

Sternenwind und Effekte

Einmal gebildet, senden die Sterne innerhalb des Nebels einen Strom geladener Teilchen aus, 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 stellaren Windes spielen auch eine große Rolle bei der Sternentstehung, indem sie die Gaswolken verdichten und Dichteinhomogenitäten erzeugen, die zum gravitativen Kollaps 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 zu sehen :

  • Bugschocks sind stationär und entstehen, wenn zwei Partikelströme aufeinanderprallen. Sie sind in der Nähe der heißesten Sterne im Nebel vorhanden, wo die stellare Windgeschwindigkeit auf Tausende von Kilometern pro Sekunde geschätzt wird, und in den äußeren Teilen des Nebels, wo die Geschwindigkeiten zehn Kilometer pro Sekunde betragen. Bugschocks können sich auch am vorderen Ende von stellaren Jets bilden, wenn der Jet auf interstellare Partikel trifft .
  • Jet-getriebene Schocks werden aus Materialstrahlen gebildet, die von neugeborenen T-Tauri-Sternen sprießen . Diese schmalen Ströme bewegen sich mit Hunderten von Kilometern pro Sekunde und werden zu Stößen, wenn sie auf relativ stationäre Gase treffen.
  • Verzogene Stöße erscheinen einem Betrachter bogenförmig. Sie werden erzeugt, wenn ein strahlgetriebener Stoß auf Gas trifft, das sich im Querstrom 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, verlaufen aber durch die Öffnung in der Bucht nach außen und zur Erde. Der große neutrale Bereich hinter der ionisierten Region zieht sich derzeit unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen.

Es gibt auch Überschall- Gaskugeln, die die Wasserstoffwolken des Orionnebels durchbohren. Jede Kugel hat den zehnfachen Durchmesser von Plutos Umlaufbahn und ist mit Eisenatomen versehen, die im Infraroten leuchten. Sie sind wahrscheinlich tausend Jahre zuvor aus einem unbekannten gewaltsamen Ereignis entstanden.

Evolution

Panoramabild des Zentrums des Nebels, aufgenommen mit dem Hubble-Teleskop. Diese Ansicht ist etwa 2,5 Lichtjahre breit. Das Trapez ist in der Mitte links.

Interstellare Wolken wie der Orionnebel sind überall in Galaxien wie der Milchstraße zu finden . Sie beginnen als gravitativ gebundene Klumpen 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 Kollaps zwingen könnte, wird durch den sehr geringen Druck des Gases in der Wolke ausgeglichen.

Ob durch Kollisionen mit einem Spiralarm oder durch die Stoßwelle von Supernovae , die Atome werden in schwerere Moleküle niedergeschlagen und das Ergebnis ist eine Molekülwolke. Dies deutet auf die Bildung von Sternen innerhalb der Wolke hin, von der normalerweise angenommen wird, dass sie in einem Zeitraum von 10 bis 30 Millionen Jahren stattfindet, wenn Regionen die Jeans-Masse passieren und die destabilisierten Volumen zu Scheiben kollabieren. Die Scheibe konzentriert sich im Kern zu einem Stern, der von einer protoplanetaren Scheibe umgeben sein kann. Dies ist die aktuelle Entwicklungsstufe des Nebels, in der sich noch weitere Sterne aus der kollabierenden Molekülwolke bilden. Es wird angenommen, dass die jüngsten und hellsten Sterne, die wir heute im Orionnebel sehen, weniger als 300.000 Jahre alt sind und die hellsten möglicherweise nur 10.000 Jahre alt sind. Einige dieser kollabierenden Sterne können besonders massereich sein und große Mengen ionisierender ultravioletter Strahlung aussenden. Ein Beispiel dafür ist der Trapezium-Cluster. Im Laufe der Zeit wird das ultraviolette Licht der massereichen Sterne im Zentrum des Nebels das umgebende Gas und den Staub in einem Prozess namens Photoverdampfung wegdrücken . Dieser Prozess ist dafür verantwortlich, den inneren Hohlraum des Nebels zu erzeugen, der es ermöglicht, die Sterne im Kern von der Erde aus zu sehen. 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 des Staubs ausgestoßen. Die Überreste werden einen jungen offenen Haufen bilden, einen Haufen heller, junger Sterne, umgeben von dünnen Filamenten aus der ehemaligen Wolke.

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: "Der einzige ungeheuerliche Fehler ist der letzte Satz im Abschnitt über die Sternentstehung. Er sollte eigentlich lauten: 'Obwohl die meisten Planetenscheiben Planeten bilden können, zeigen Beobachtungen, dass intensive stellare Strahlung haben sollte zerstörte alle Proplyden, die sich in der Nähe der Trapezium-Gruppe bildeten, wenn die Gruppe so alt ist wie die Sterne mit geringer Masse im Haufen.Da sich Proplyds sehr nahe der Trapezium-Gruppe befinden, 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″