{"id":9457,"date":"2026-01-20T18:03:57","date_gmt":"2026-01-20T17:03:57","guid":{"rendered":"https:\/\/www.adhara.sk\/?page_id=9457"},"modified":"2026-01-20T18:03:57","modified_gmt":"2026-01-20T17:03:57","slug":"velka-hmlovina-v-orione","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/www.adhara.sk\/?page_id=9457","title":{"rendered":"Ve\u013ek\u00e1 hmlovina v Ori\u00f3ne"},"content":{"rendered":"

Prv\u00fdkr\u00e1t publikovan\u00e9 na slovenskej Wikip\u00e9dii v \u010dl\u00e1nkoch Ori\u00f3n (hmlovina)<\/a> a Trap\u00e9z Ori\u00f3na<\/a>. Autori<\/a> pod\u013ea mno\u017estva pridan\u00e9ho textu: Jana Plauchov\u00e1 ako Eryn Blaireov\u00e1 82,2%, \u00a0Wizzard 4,7%, Vegetator 2,5 %, Mixal 1% <\/span>(over si to<\/a>) a Jana Plauchov\u00e1 ako Eryn Blaireov\u00e1 82,5 %, Vegetator 7,9 %, John Belushi 1,9 %.<\/em><\/p>\n

Text je dostupn\u00fd pod Creative Commons Attribution-ShareAlike License 3.0<\/a> a GFDL<\/a>.<\/em><\/p>\n

\n
\"\"<\/a>

Sn\u00edmka M 42 z Hubblovho vesm\u00edrneho \u010falekoh\u013eadu<\/p><\/div>\n

Ve\u013ek\u00e1 hmlovina v Ori\u00f3ne<\/strong>, zn\u00e1ma tie\u017e ako M42<\/strong> a NGC 1976<\/strong>, je zn\u00e1ma \u017eiariaca emisn\u00e1 hmlovina v s\u00fahvezd\u00ed Ori\u00f3n pod Ori\u00f3nov\u00fdm p\u00e1som. Je to jedna z najjasnej\u0161\u00edch hmlov\u00edn pozemskej oblohy a je vidite\u013en\u00e1 vo\u013en\u00fdm okom. Od Slnka<\/a> je vzdialen\u00e1 asi 1350 \u2013 1600 sveteln\u00fdch rokov a jej \u0161\u00edrka je 33 sveteln\u00fdch rokov.<\/p>\n

V skuto\u010dnosti je to len najjasnej\u0161ia a k n\u00e1m bli\u017e\u0161ia \u010das\u0165 obrovsk\u00e9ho molekul\u00e1rneho mraku, ktor\u00fd pokr\u00fdva v\u00e4\u010d\u0161inu Ori\u00f3na. V\u010faka polohe vo v\u00fdraznom Ori\u00f3novom me\u010di ju mo\u017eno n\u00e1js\u0165 ve\u013emi \u013eahko, aj ke\u010f pri poh\u013eade vo\u013en\u00fdm okom m\u00f4\u017eu pozorovatelia pova\u017eova\u0165 za hmlovinu len skupinu ve\u013emi slab\u00fdch hviezd<\/a> le\u017eiacich ve\u013emi bl\u00edzko seba. M42 je jednou z na\u0161ich najbli\u017e\u0161\u00edch emisn\u00fdch hmlov\u00edn a hviezdotvorn\u00fdch oblast\u00ed, preto je v\u00fdznamn\u00fdm predmetom v\u00fdskumov. Le\u017e\u00ed v rovnakom \u0161pir\u00e1lovom ramene na\u0161ej Galaxie<\/a> ako Slnko \u2013 v ramene Ori\u00f3na.<\/p>\n

Charakteristika<\/h2>\n

Ve\u013ek\u00fa hmlovinu v Ori\u00f3ne tvor\u00ed preva\u017ene ionizovan\u00fd vod\u00edk. \u017diari v\u010faka tomu, \u017ee ultrafialov\u00e9 \u017eiarenie viacn\u00e1sobn\u00e9ho hviezdneho syst\u00e9mu Trap\u00e9z, ktor\u00fd v nej vznikol, je hmlovinou pohlcovan\u00e9, jej at\u00f3my s\u00fa ionizovan\u00e9 a excitovan\u00e9. Pri op\u00e4tovnom n\u00e1vrate elektr\u00f3nov do at\u00f3mov a ich poklesu na p\u00f4vodn\u00e9 hladiny hmlovina vy\u017earuje svetlo a in\u00e9 elektromagnetick\u00e9 \u017eiarenie: r\u00e1diov\u00e9, infra\u010derven\u00e9 a r\u00f6ntgenov\u00e9. V infra\u010dervenom spektre okolia Trap\u00e9zu s\u00fa dve v\u00fdrazn\u00e9 emisie, ktor\u00e9 boli pri porovn\u00e1van\u00ed v laborat\u00f3ri\u00e1ch pris\u00faden\u00e9 silik\u00e1tov\u00e9mu prachu.<\/p>\n

Priemer hmloviny je 30 a\u017e 50 sveteln\u00fdch rokov, \u010do n\u00e1m pri vzdialenosti 1600 sveteln\u00fdch rokov jav\u00ed ako 85 x 60 obl\u00fakov\u00fdch min\u00fat. To je \u0161tyrikr\u00e1t viac ako priemer Mesiaca<\/a> v splne, napriek tomu, \u017ee to je len zlomok cel\u00e9ho syst\u00e9mu molekul\u00e1rnych mrakov, do ktor\u00fdch hmlovina Ori\u00f3n patr\u00ed.<\/p>\n

Zlo\u017eenie<\/h2>\n

Ke\u010f\u017ee ide o oblas\u0165 zrodu hviezd, okrem mlad\u00fdch dospel\u00fdch hviezd na hlavnej postupnosti, ktor\u00e9 s\u00fa \u010dlenmi Ori\u00f3novej asoci\u00e1cie, s\u00fa v nej e\u0161te hviezdy v r\u00f4znych v\u00fdvojov\u00fdch \u0161t\u00e1di\u00e1ch: temn\u00e9 hmloviny, globuly, protohviezdy, nedospel\u00e9 hviezdy typu T Tauri, hned\u00e9 trpasl\u00edky, osamoten\u00e9 plan\u00e9ty<\/a> a in\u00e9. Mno\u017estvo protohviezd v nej je obklopen\u00fdch protoplanet\u00e1rnymi diskami. Po\u010det mlad\u00fdch hviezd identifikovan\u00fdch vo Ve\u013ekej hmlovine v Ori\u00f3ne je viac ako 150. Na z\u00e1klade infra\u010derven\u00e9ho \u017eiarenia hor\u00faceho prachu bolo detegovan\u00fdch a\u017e zhruba 2300 protohviezd obklopen\u00fdch protoplanet\u00e1rnymi diskami spolu s asi 200 hviezdnymi embryami, objektmi zatia\u013e pr\u00edli\u0161 mlad\u00fdmi na to, aby sa u nich vyvinuli disky. Protoplanet\u00e1rne disky sa z 99% skladaj\u00fa z plynu a 1% tvor\u00ed prach.<\/p>\n

Z hmloviny vylietavaj\u00fa zatia\u013e z nie celkom zn\u00e1mych pr\u00ed\u010din \u201estrely\u201c plynu, ktor\u00e9 sa pohybuj\u00fa r\u00fdchlos\u0165ou asi 400 km\/s. Ka\u017ed\u00e1 m\u00e1 zhruba ve\u013ekos\u0165 slne\u010dnej s\u00fastavy<\/a> a vek menej ako 1000 rokov. Mal\u00e9 mno\u017estvo \u017eelezn\u00e9ho plynu sp\u00f4sobuje, \u017ee \u0161pi\u010dky striel \u017eiaria modro. Prv\u00fd z t\u00fdchto \u00fatvarov bol objaven\u00fd v roku 1983.<\/p>\n

Trap\u00e9z<\/h2>\n

Trap\u00e9z<\/strong> alebo Trapezium<\/strong> \u010di Th\u00e9ta Orionis<\/strong> je viacn\u00e1sobn\u00e1 hviezda vidite\u013en\u00e1 vo\u013en\u00fdm okom, ktor\u00e1 sa v malom \u010falekoh\u013eade jav\u00ed ako \u0161tvorhviezda v tvare lichobe\u017en\u00edka. V skuto\u010dnosti je to syst\u00e9m minim\u00e1lne desiatich hviezd, preto sa niekedy pova\u017euje za hviezdokopu. Nach\u00e1dza sa vn\u00fatri hmloviny a hlavne tento hviezdny syst\u00e9m bud\u00ed hmlovinu k \u017eiareniu.<\/p>\n

\"\"<\/a>

\u0160tyri \u010falekoh\u013eadom rozl\u00ed\u0161ite\u013en\u00e9 zlo\u017eky Trap\u00e9zu<\/p><\/div>\n

Vzdialenosti medzi \u0161tyrmi hlavn\u00fdmi zlo\u017ekami syst\u00e9mu s\u00fa pribli\u017ene rovnak\u00e9. T\u00e1to \u0161tvorica je ve\u013emi nest\u00e1la a \u010dasom sa pravdepodobne premen\u00ed na dve dvojice vzdialenej\u0161\u00edch hviezd, ak\u00e9 napr\u00edklad tvoria \u0161tvorhviezdu Epsilon Lyrae. V\u0161etky jej zlo\u017eky s\u00fa ve\u013emi hmotn\u00e9, ve\u013emi jasn\u00e9 a ve\u013emi mlad\u00e9. Ich vek je okolo 30 000 rokov. Ich spektr\u00e1lne typy s\u00fa O6, B1, B1 a B3. Najv\u00e4\u010d\u0161ia z tejto \u0161tvorice je hviezda ozna\u010den\u00e1 Th\u00e9ta-1 C, ktor\u00e1 m\u00e1 hmotnos\u0165 40-kr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161iu a svietivos\u0165 200 000-n\u00e1sobne v\u00e4\u010d\u0161iu ako Slnko. Jej povrchov\u00e1 teplota je 40 000 \u00b0C, \u010d\u00edm je najhor\u00facej\u0161ou vo\u013en\u00fdm okom vidite\u013enou hviezdou.<\/p>\n

Fotometrick\u00e9 pozorovania uk\u00e1zali, \u017ee najmenej dve jeho hviezdy (Th\u00e9ta-1 A a Th\u00e9ta-1 B) s\u00fa navy\u0161e z\u00e1krytov\u00e9 premenn\u00e9 s peri\u00f3dami obehu 3 a 63 dn\u00ed. Spolo\u010dn\u00edk Th\u00e9ty-1 B je dokonca podvojn\u00fd, tak\u017ee Trap\u00e9z je s\u00fastava minim\u00e1lne s 10-timi slnkami. Kv\u00f4li tomu sa tie\u017e niekedy ozna\u010duje za hviezdokopu. Celkov\u00e1 \u017eiarivos\u0165 zlo\u017eiek Trap\u00e9zu je asi 300 000-kr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161ia ako \u017eiarivos\u0165 Slnka.<\/p>\n

De\u0161trukcia protoplanet\u00e1rnych diskov<\/h3>\n

Ve\u013ek\u00e9 mno\u017estvo ultrafialov\u00e9ho \u017eiarenia hviezd Trap\u00e9zu a intenz\u00edvny hviezdny vietor sa podie\u013eaj\u00fa na ni\u010den\u00ed protoplanet\u00e1rnych diskov bl\u00edzkych hviezd. Energetick\u00e9 ultrafialov\u00e9 fot\u00f3ny zahrievaj\u00fa protoplanet\u00e1rne disky, \u010do vedie k ich r\u00fdchlemu vyparovaniu. Intenz\u00edvny hviezdny vietor formuje disky do tvaru kvapiek, ktor\u00e9 smeruj\u00fa po vetre, tj. smerom od Trap\u00e9zu. Vplyvom dopadaj\u00faceho \u017eiarenia sa teplota diskov zvy\u0161uje a\u017e na 1000\u00b0C. Norm\u00e1lny vznik planet\u00e1rnych s\u00fastav je preto v okol\u00ed Trap\u00e9zu naru\u0161en\u00fd. Predpoklad\u00e1 sa, \u017ee disky sa okolo hviezd neudr\u017eia dostato\u010dne dlh\u00fd \u010das na to, aby z nich mohli vznikn\u00fa\u0165 plan\u00e9ty. Pod\u013ea odhadov odparovanie diskov prebieha r\u00fdchlos\u0165ou troch mesa\u010dn\u00fdch hmotnost\u00ed za rok, \u010do potvrdili aj pozorovania z Hubblovho vesm\u00edrneho \u010falekoh\u013eadu<\/a>. Tempo odparovania sa spoma\u013euje v z\u00e1vislosti od zmen\u0161ovania diskov.<\/p>\n

Stabilita<\/h3>\n

V roku 1971 rusk\u00fd astron\u00f3m Georgij Nikolajevi\u010d Dubo\u0161in so spolupracovn\u00edkmi dok\u00e1zal, \u017ee viacn\u00e1sobn\u00e9 hviezdy typu Trap\u00e9z sa \u010dasom nerozpadn\u00fa, ako by sa dalo o\u010dak\u00e1va\u0165 z ich dynamicky nestabilnej konfigur\u00e1cie. Ak by boli hviezdy syst\u00e9mu Trap\u00e9z izolovan\u00e9, rozpadli by sa za nie viac ako nieko\u013eko mili\u00f3nov rokov. Nako\u013eko je v\u0161ak Trap\u00e9z \u010dlenom hviezdnej asoci\u00e1cie, podlieha gravita\u010dn\u00e9mu p\u00f4sobeniu ostatn\u00fdch hviezd asoci\u00e1cie. Pod ich gravita\u010dn\u00fdm vplyvom sa vz\u00e1jomn\u00e9 vz\u010fa\u013eovanie \u010dlenov Trap\u00e9zu zastav\u00ed a za\u010dn\u00fa sa jedna k druhej pribli\u017eova\u0165. F\u00e1zy rozbiehania a zbiehania hviezd sa periodicky striedaj\u00fa, preto s\u00fastava vyzer\u00e1, akoby neprestajne pulzovala.<\/p>\n

Okolie<\/h3>\n

Okolo Trap\u00e9zu je s\u00fastreden\u00e1 tretia skupina hviezd Ori\u00f3novej asoci\u00e1cie. Syst\u00e9m Trap\u00e9z obklopuje otvoren\u00e1 hviezdokopa vidite\u013en\u00e1 na infra\u010derven\u00fdch sn\u00edmkach. T\u00e1to hviezdokopa obsahuje okrem mlad\u00fdch ned\u00e1vno zroden\u00fdch hviezd aj protohviezdy, hned\u00fdch trpasl\u00edkov a mlad\u00e9 osamoten\u00e9 plan\u00e9ty doteraz \u017eerav\u00e9 a emituj\u00face infra\u010derven\u00e9 \u017eiarenie. Hmota unikaj\u00faca zo vznikaj\u00facich hviezd r\u00fdchlos\u0165ou 720 000 km\/h vytv\u00e1ra l\u00edniu r\u00e1zov\u00fdch v\u013an, ktor\u00e9 s\u00fa v hmlovine dobre vidite\u013en\u00e9. Energetick\u00fdm hviezdam v hmlovine v\u010fa\u010d\u00edme tie\u017e za odf\u00faknutie prachu a plynu, ktor\u00fd by n\u00e1m inak poh\u013ead do hmloviny M 42 zakr\u00fdval.<\/p>\n

Kleimannova-Lowova hmlovina<\/h3>\n

V roku 1967 bola objaven\u00e1 rozsiahla prachov\u00e1 oblas\u0165 bezprostredne (asi 1 ly) za Ve\u013ekou hmlovinou v Ori\u00f3ne, pribli\u017ene 1\u00b4na severoz\u00e1pad od Trap\u00e9zu. V jej vn\u00fatri sa nach\u00e1dza zdroj siln\u00e9ho infra\u010derven\u00e9ho \u017eiarenia (chladn\u00fd zdroj < 600 K). Tak\u00e9to zdroje s\u00fa pova\u017eovan\u00e9 za protohviezdy a za ned\u00e1vno vzniknut\u00e9 hviezdy. Spolu tvoria hviezdokopu s nieko\u013ek\u00fdmi stovkami protohviezd a mlad\u00fdch hviezd vy\u017earuj\u00facich ultrafialov\u00e9 \u017eiarenie. Ultrafialov\u00e9 \u017eiarenie hviezd zahrieva prach hmloviny na teplotu nieko\u013eko stoviek kelvinov a z tohto d\u00f4vodu prach vy\u017earuje infra\u010derven\u00e9 \u017eiarenie. T\u00e1to hmlovina sa naz\u00fdva Kleimannova-Lowova hmlovina a je, rovnako ako Ve\u013ek\u00e1 hmlovina v Ori\u00f3ne, s\u00fa\u010das\u0165ou Ori\u00f3novho komplexu. Je najjasnej\u0161\u00edm infra\u010derven\u00fdm zdrojom tohto komplexu a jeden z najjasnej\u0161\u00edch infra\u010derven\u00fdch zdrojov oblohy v\u00f4bec. \u017diarivos\u0165 celej hmloviny je 100 000-n\u00e1sobkom slne\u010dnej \u017eiarivosti.<\/p>\n

V tejto hmlovine bola tie\u017e pozorovan\u00e1 prv\u00e1 hviezda v infra\u010dervenom \u017eiaren\u00ed. Objavili ju v roku 1967 Eric Becklin a Gerry Neugebauer. Po nich nesie pomenovanie Becklinov-Neugebauerov objekt. Nach\u00e1dza sa 12\u201c severne od Kleinmannovej-Lowovej hmloviny. Je to novonaroden\u00e1 hviezda spektr\u00e1lneho typu O alebo B zahalen\u00e1 do zv\u00fd\u0161en\u00e9ho prachu. Jej ultrafialov\u00e9 \u017eiarenie typick\u00e9 pre mlad\u00e9 hor\u00face hviezdy je t\u00fdmto prachom pohlcovan\u00e9 a vysielan\u00e9 ako siln\u00e9 infra\u010derven\u00e9 \u017eiarenie. Kleinmannove-Lowove objekty zodpovedaj\u00fa prvotn\u00e9mu \u0161t\u00e1diu v\u00fdvoja protohviezdy a ich teplota je len asi \u2212200 \u00b0C. Vo Ve\u013ekej hmlovine v Ori\u00f3ne objavil Hubblov vesm\u00edrny \u010falekoh\u013ead mno\u017estvo podobn\u00fdch objektov s povrchovou teplotou len okolo 430 \u00b0C. Nach\u00e1dzaj\u00fa sa aj v in\u00fdch hmlovin\u00e1ch bohat\u00fdch na prach. Ich rozmery s\u00fa asi 12 000 AU. Je pravdepodobn\u00e9 \u017ee t\u00e1to hmlovina je kolabuj\u00face mra\u010dno s hmotnos\u0165ou 10\u00b2-10\u00b3 M\u05e1\u05bc.<\/p>\n

Pozorovanie a astrofotografia<\/h2>\n
\"\"<\/a>

Ve\u013ek\u00e1 hmlovina v Ori\u00f3ne spolu s men\u0161ou hmlovinou M43. Nad \u0148ou sa nach\u00e1dza modr\u00e1 reflexn\u00e1 hmlovina NGC 1977.<\/p><\/div>\n

Ve\u013ek\u00e1 hmlovina v Ori\u00f3ne je pravdepodobne astrofotografmi fotografovan\u00e1 \u010dastej\u0161ie ako ktor\u00e1ko\u013evek in\u00e1 hmlovina. Prv\u00e1 fotografia M42 vznikla u\u017e v septembri 1870 a o jej vznik sa zasl\u00fa\u017eil priekopn\u00edk astrofotografie, americk\u00fd vedec Henry Draper. Jeho prv\u00e1 fotografia bola pomerne nekvalitn\u00e1, no o 12 rokov nesk\u00f4r z\u00edskal pomocou 28-centimetrov\u00e9ho \u010falekoh\u013eadu ove\u013ea lep\u0161iu sn\u00edmku. Fotografick\u00e9 sn\u00edmky uk\u00e1\u017eu aj vonkaj\u0161ie ve\u013emi slab\u00e9 \u010dasti hmloviny, ktor\u00e9 sa vizu\u00e1lne nedaj\u00fa pozorova\u0165. \u010ealekoh\u013eadom s vy\u0161e 8 cm objekt\u00edvom sa daj\u00fa celkom dobre rozozna\u0165 ur\u010dit\u00e9 \u0161trukt\u00fary v hmlovine, napr. tmav\u00fd \u00fatvar, ktor\u00fd zasahuje do hmloviny od severu. Hoci na sn\u00edmkach m\u00e1 hmlovina r\u00f4zne odtiene ru\u017eovej a \u010dervenej, pri poh\u013eade cez \u010falekoh\u013ead p\u00f4sob\u00ed ako modrast\u00e1 a\u017e sivozelen\u00e1, preto\u017ee zrakom nie sme schopn\u00ed rozli\u0161ova\u0165 farby tak\u00fdch svetelne slab\u00fdch objektov. V roku 2006 zhotovil Hubblov vesm\u00edrny \u010falekoh\u013ead jej n\u00e1dhern\u00fa, podrobn\u00fa sn\u00edmku.<\/p>\n

Tmav\u00e1 medzera prachu niekedy naz\u00fdvan\u00e1 \u201eRybia papu\u013ea\u201c odde\u013euje Ve\u013ek\u00fa hmlovinu v Ori\u00f3ne od men\u0161ej emisnej hmloviny M43. M43 je v skuto\u010dnosti s\u00fa\u010das\u0165ou hmloviny v Ori\u00f3ne. Severne od tejto dvojice hmlov\u00edn sa nach\u00e1dza modr\u00e1 reflexn\u00e1 hmlovina NGC 1977 .<\/p>\n

Zdroje<\/h2>\n