獵戶座大星雲

獵戶座大星雲（M42，NGC 1976）是一個位於銀河系的瀰漫星雲，在天空中坐落在獵戶座的獵戶腰帶位置，作為獵戶之劍的中心。獵戶座大星雲是亮度最高的星雲之一，在夜空中裸眼可見，視星等為 4.0。星雲距離地球，是最接近地球的一個恆星形成區。星雲寬度約 24 光年，因此從地球觀察其寬度約為 1 度。它的質量約為太陽的 2,000 倍。

長久以來，獵戶座大星雲都是夜空中倍受關注的拍攝物件，並且它也得到了天文學家們的廣泛研究。對此星雲的研究可揭示出恆星和行星系統的形成過程：星雲中的氣體和塵埃因引力坍縮，並最終演變為星體。近年天文學家已直接觀測到該星雲四合星附近的原行星盤、棕矮星、激烈的氣體湍流，以及附近大量出現的光電離恆星。

物理特性

在無光害的地方，獵戶座大星雲在夜空中肉眼可見。它位於獵戶腰帶南部，與另外兩顆恆星組成了獵戶之劍。肉眼看來，星雲似一顆模糊的恆星，而假如使用望遠鏡觀察則可分辨出明顯的星雲特徵。星雲中心區域的峰值面亮度約為 17 Mag/arcsec2（17 星等每平方角秒，約為 14 毫尼特），而外層藍色光暈的峰值面亮度約為 21.3 Mag/arcsec2（約為 0.27 毫尼特）。需要注意的是，本條目圖片中的獵戶座大星雲亮度已被大幅增強。

獵戶座大星雲包含有一個年輕的疏散星團，其被稱為獵戶四邊形星團，因為它的四顆主要恆星形成了直徑為 1.5 光年的四邊形圖樣。在視寧度良好的夜晚，可分辨出其中兩顆恆星的雙星系統，因此這個星團總共有六顆恆星。該星團中的恆星與獵戶座大星雲裡許多恆星一樣，尚處於早期階段。整個星雲包含大約 2,800 顆恆星，總直徑為 20 光年。該星雲被更大的獵戶座分子云團所包圍，這個分子云團的寬度達數百光年，橫跨整個獵戶座。該複合體成員還包括巴納德環、IC 434（馬頭星雲）、M78 星雲和附近的一些反射星雲。速逃星御夫座 AE、白羊座 53、天鴿座 μ 可能源自獵戶座大星雲，時間大約在 200 萬年前。如今這三顆恆星正以超過 100 km/s 的速度遠離星雲。

1.1 顏色

觀察者們很早就注意到獵戶座大星雲除了紅色和藍紫色之外，還帶有一種獨特的綠色色調。紅色調是由 H-α 複合線輻射導致的，波長為 656.3 nm。藍紫色則是來自星雲核心處恆星的 O 型光譜。

直到 20 世紀初，科學家仍不清楚該星雲中綠色色調的來源，當時已知的光譜線無法解釋這一顏色。有人猜想這些奇特的光譜線來自一種新的元素，並將這種未知元素命名為 “𰚼”。後來，隨著對原子物理學理解的深入，這種綠色調被解釋為由雙電離氧產生的一種低機率電子躍遷，稱為 “禁制躍遷”。當時的實驗室環境無法復現這一現象，因為它需要在靜止且幾乎無碰撞的條件下進行，即僅在太空極高真空度的環境中才有可能出現。

歷史

有猜測認為，中美洲瑪雅文明的創世神話 “三塊爐石” 可能是對獵戶座大星雲的描述：這三顆恆星分別是獵戶座底部的參宿六和參宿七，以及位於獵戶腰帶頂端的參宿一，它們形成了一個近乎完美的等邊三角形，以獵戶座大星雲為中心的獵戶之劍位於這個三角形的中央。瑪雅人的現代後裔將此星雲視為科巴脂燃燒產生的煙霧，而古瑪雅人則將其視為創世火焰的餘燼。

古希臘天文學家托勒密的《天文學大成》和波斯天文學家阿卜杜勒 - 拉赫曼・蘇菲的《恆星之書》都沒有關於獵戶座大星雲的記載。文藝復興時期天文學家伽利略也從未提及這一星雲，即使他在 1610-1617 年間曾用望遠鏡觀察附近區域。因此有假說提出，在現代時期，獵戶座大星雲中部分恆星的亮度可能有所增加，使得星雲在夜空中變得更加明顯。儘管古代文獻幾乎沒有對該星雲的記載，但星雲中最明亮的一些恆星還是被早期的天文學家作為 5 等星而記錄下來，如托勒密、第谷・布拉赫和約翰・拜耳。

1610 年 11 月 26 日，法國天文學家最先用望遠鏡觀察到獵戶座大星雲的特徵。他所用的折射望遠鏡來自法國律師的贊助。最早公開發表的觀測結果來自瑞士琉森的天主教天文學家讓 - 巴蒂斯特・齊扎特，收錄在 1619 年關於彗星的專著（他稱自己於 1611 年觀察到這個星雲）。他在書中將此星雲與一顆明亮的彗星對比，並如此描述從望遠鏡觀測到的星雲特徵：

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齊扎特比較了星雲中心恆星與彗星頭部的不同，他觀察到星雲中心更似方形而非圓形，這或許是關於獵戶四邊形星團的最早描繪。1617 年 2 月 4 日，伽利略首先發現了四邊形星團中的三顆恆星。

後續數年，一些天文學家相繼獨立發現了這個星雲。例如義大利天文學家，他在《》中對其作了繪圖。1659 年，荷蘭天文學家克里斯蒂安・惠更斯在作品《土星系統》中描繪了獵戶座大星雲的外觀。

1769 年 3 月 4 日，法國天文學家夏爾・梅西耶觀察到了獵戶座大星雲，以及四邊形星團中的三顆恆星。它們被記錄在 1774 年出版的梅西耶天體列表第一版。由於該星雲是梅西耶發現的第 42 個深空天體，因此它又被稱為 M42。

1865 年，英國業餘天文學愛好者威廉・哈金斯利用視覺光譜法發現，獵戶座大星雲與自己曾探測過的其它星雲一樣，是由 “發光氣體” 構成。1880 年 9 月 30 日，美國天文學家亨利・德雷伯使用，藉助一臺 11 英尺（28 釐米）口徑折射望遠鏡對星雲進行了長達 51 分鐘的曝光，最終得到歷史上首張獵戶座大星雲天文攝影照片。不久後的 1883 年，英國業餘天文愛好者在位於倫敦伊靈的家中後院用一臺 31 英尺（91 釐米）折射望遠鏡進行了 60 分鐘的曝光，最終得到數張星雲照片。這些照片展示出人類肉眼無法看到的，星雲中較為暗淡的恆星細節。

1902 年，德國天文學家赫爾曼・卡爾・沃格爾和埃伯哈德發現了星雲內部物質存在不同速度。1904 年，他們在法國馬賽使用干涉測量術探測星雲內部的環繞與無規則移動速度。而後坎貝爾和摩爾利用攝譜儀確認了上述觀測結果，並演示了星雲內部的湍流。

1931 年，瑞士裔美國天文學家記錄到獵戶四邊形星團中較為暗淡的恆星為雙星系統，並將其命名為 “四邊形星團”。基於這些天體的星等和光譜型別，他估計其相對地球的距離在 1,800 光年左右。這個估值比同時代普遍認為的要遠三倍，但更接近現代科學的估算。。

2005 年，哈勃望遠鏡安裝的先進巡天照相機拍攝了有史以來最清晰的獵戶座大星雲影像。該影像由望遠鏡在 104 個軌道上拍攝，其中捕捉到超過 3,000 顆恆星，最暗淡的恆星亮度達到 23 星等，包括仍處於形成初期的褐矮星和可能的褐矮星雙星系統。次年，與哈勃望遠鏡合作的科學團隊宣佈首次完成雙褐矮星}} 的質量觀測。 這對位於獵戶座大星雲的雙褐矮星的估計質量分別為 0.054 M☉和 0.034 M☉，環繞週期 9.8 天。並且有些出乎意料的是，這對雙星中質量較大的星體亮度更低。

結構

整個獵戶座大星雲在地球天空佔據約 1° 區域，其結構包括星際雲、星團、電離氫區和反射星雲。獵戶座大星雲屬於範圍更廣的獵戶座分子云團的一部分，該分子云團橫跨整個獵戶座，還包含巴納德環、馬頭星雲、M43 星雲、M78 星雲以及火焰星雲。雲團各處都孕育新生恆星，不過早期恆星的分佈主要集中在密集的星團，例如獵戶座大星雲中亮度較高的位置。

根據當前的天文學模型，獵戶座大星雲包含一個大致位於獵戶座 θ1C 的電離氫區，處在被眾多年輕恆星環繞的空腔中的分子云一側。（獵戶座 θ1C 發出的光子電離輻射比次亮星伐二 A 高 3 到 4 倍。）電離氫區中最高溫度可達 10,000K，但在星雲邊緣位置急劇下降。星雲的輻射主要來自空腔背後的光電離氣體。電離氫區被一個不規則的凹灣狀高密度雲所環繞，凹灣區域之外是中性氣體團。星雲位於分子云團的邊緣。分子云團內的氣體顯示出不同的運動速度和湍流，特別是在核心區域，相對速度可達 10 km/s，區域性速度變化可能超過 50 km/s。

獵戶座大星雲的眾多特徵被賦予了不同名字。其中由星雲北部延伸至亮區的暗灣被稱為 “大海灣”，也稱 “魚嘴”。延展至兩邊的光亮區被稱為 “翅膀”，其它被命名的特徵還包括 “劍”、“刺”和 “帆”。

恆星形成

獵戶座大星雲是宇宙中一處恆星誕生地。觀察發現，星雲中約有 700 顆恆星處於不同形成階段。

1979 年，法國庇里牛斯山的藉助拉勒芒電子相機在獵戶四邊形星團附近發現了六個未知的強離子源。這些離子源被稱為部分電離球，它們最初被認為是在獵戶座大星雲之外電離的。後續甚大天線陣的觀測表明，這些電離源與太陽系大小的凝聚物相關。因此有理論猜測，這些物體或許是尚未成形的低質量恆星，其周圍環繞著原恆星蒸發吸積盤。1993 年，哈勃望遠鏡的觀測結果確認了在獵戶座大星雲中存在原行星盤，並根據其特徵稱之為電離原行星盤。哈勃太空望遠鏡在星雲內共發現了 150 多個類似的結構，科學家們認為這些結構有助於揭示太陽系的形成和演變過程。考慮到這些原行星盤的數量龐大，人們推測恆星系統在宇宙中的形成是非常普遍的現象。

電離氫區的氫氣與其它氣體在引力作用下集聚，最終可演化為恆星。在集聚過程中，氣團的中心密度逐漸增加，引力勢能被轉化為熱能，使得溫度逐步升高。當氣團溫度上升至一定程度時，中心區域可激發核聚變反應，由此生成一個原恆星。原恆星 “誕生” 的標誌是其能量輻射壓力足以平衡內部引力作用，並停止引力坍縮，從而使自身維持在穩定狀態。

通常，當氣團中心引燃核聚變時，其周圍的物質雲仍有較遠距離。這些物質雲被稱為原恆星的原行星盤，行星在此處形成。最近的紅外觀測顯示，這些原行星盤中的塵埃顆粒會逐步集聚，從而形成微行星。

一旦原恆星進入主序階段，它就被視為恆星。儘管大部分原行星盤都具備生成行星的條件，然而觀測資料顯示，如果獵戶座四邊形星群的年齡與星團內的低質量恆星相當，那麼目前觀測到的電離原行星盤很有可能會因強烈的恆星輻射而無法存在。這些電離原行星盤距離獵戶座四邊形星群非常近，因此有觀點認為這些原行星盤所在的恆星比星團中其他恆星更年輕。

4.1 星風

星雲中的恆星一旦形成，便會向外發散帶電粒子，這種現象被稱為星風。大質量恆星和年輕的恆星產生的星風強度高於太陽。星風與星雲中的氣體相互作用時會產生震波或造成流體動力的不穩定性，進而塑造星際雲。震波也可起到壓縮星際雲的作用，從而造成部分割槽域物質密度增加，進而引發引力坍縮。

獵戶座大星雲中的震波可分為多種型別，其中許多都能在赫比格 - 哈羅天體觀察到：

弓形震波是兩股粒子流相遇時形成的靜態震波。它們大多出現在溫度最高的恆星附近，因為此處星風速度極高，可達到每秒上千公里。此外，在星雲外圍也有這種震波，這裡的星風速度在每秒幾十公里左右。弓形震波也可在恆星噴流衝擊星際介質的前端形成。
噴流驅動震波是金牛 T 星誕生時產生的震波。星體釋放的高速粒子流以每秒數百公里傳播，與相對靜態的氣體相遇時便產生震波。
扭曲震波的觀測形態類似弓形震波，它們產生於噴流驅動震波與橫向流動氣體的相遇。
星風與周邊物質雲的作用亦可形成 “浪花”，其成因被認為是源自開爾文 - 亥姆霍茲不穩定性。

獵戶座大星雲中氣體的運動複雜，但總體趨勢是從星雲的 “大海灣” 部分流出，朝向地球方向。位於電離區域後部的巨大中性區域目前正受自身引力影響而收縮。

此外，星雲中還存在一些超音速移動的 “子彈” 形結構，它們正穿越氫雲。每個 “子彈” 相當於冥王星公轉軌道的十倍大小，紅外觀測顯示其頭部發光的鐵原子。這些結構的形成可能與數千年前某個未知的劇烈事件相關。

演化

類似獵戶座大星雲的星際雲在星系中（例如銀河系）隨處可見。這些星雲始於寒冷、中性，由引力束縛的氫團，並參雜有其它一些元素。星雲可達數十萬太陽質量，橫跨上百光年。星雲中微弱的引力可能最終引發坍縮，但也可能被星雲中氣體微弱的壓力所抵消。

與星系旋臂的碰撞和超新星震波都會促使原子形成更重的分子，從而形成分子云。分子云最終可能演化為恆星，這個過程通常需要 1,000 到 1,300 萬年。當分子云中的物質量達到一定大小，超過金斯質量時，會因為不穩定而坍縮為星盤。星盤中央物質聚集形成恆星，周圍可能環繞有原行星盤。獵戶座大星雲正處於這一階段，星雲中許多恆星正從坍縮的分子云中積聚成形。目前觀測到的星雲中高亮度的恆星年齡都小於 30 萬年，其中最亮的恆星年齡可能只有 1 萬年左右。部分恆星質量巨大，向外發射強烈的紫外電離輻射。這些源自大質量恆星的紫外輻射會逐漸推開環繞周邊的氣體和塵埃，這個過程被稱為光致蒸發。上述過程是星雲內部空腔的成因，得益於此，人類才可從地球上觀測到星雲核心處的恆星。質量最大的部分恆星生命週期很短，最終會演化為超新星。

大約在 10 萬年內，星雲中大部分氣體和塵埃會被排出。遺留的部分將形成一個年輕的疏散星團，即一個由明亮的年輕恆星組成的，由先前星際雲細絲環繞的結構。