Sh2-281

**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 1,344 正負 20 光年（412.1 正負 6.1 秒差距），為最接近地球的一個恆星形成區。獵戶座大星雲寬度約 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對象，並且它也得到了天文學家的廣泛研究。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。它位於在獵戶腰帶南部，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看到明顯的星雲特徵。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里許多恆星一樣，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雲團所包圍，這個分子雲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 和附近的一些反射星雲。速逃星御夫座 AE、牡羊座 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。

### 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」** （Nebulium）。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概率電子躍遷，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，以獵戶座大星云為中心的獵戶之劍位於這個三角形的中央。瑪雅人的現代後裔拉卡東人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，法國天文學家尼古拉斯 - 克洛德・法布里德佩雷斯克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紀堯姆・杜維爾的贊助。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：

> 人們可以看到，有些恆星似乎被壓縮到了一個非常狹小的空間，在恆星周圍、星與星之間有白色的光芒，像是傾瀉而出的白色雲霧。
> 
> 

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喬凡尼・巴蒂斯塔・霍迪納，他在《關於彗星軌道系統和天空的驚人特徵》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》（Systema Saturnium）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・梅西爾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 年出版的梅西爾天體列表第一版。由於該星雲是梅西爾發現的第 42 個深空天體，因此它又稱 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・杜雷伯使用明膠銀鹽印相法，藉助一台 11 英尺（28 厘米）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安德魯・埃因斯利・科曼在位於倫敦伊靈的家中後院用一台 31 英尺（91 厘米）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羅伯特・朱利葉斯・川普勒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」（Trapezium cluster）。基於這些天體的星等和光譜類型，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。

自從哈伯望遠鏡在 1993 年首次觀察獵戶座大星雲以來，該星雲就成為了哈伯望遠鏡的常規觀測目標。通過對所觀測到的圖像的分析，人們成功地建立了精細的獵戶座大星雲三維模型，並從中觀測到了新形成恆星的原行星盤和來自大質量恆星的高強度紫外輻射。

2005 年，哈伯望遠鏡安裝的先進巡天照相機（the Advanced Camera for Surveys）拍攝了有史以來最清晰的獵戶座大星雲圖像。該圖像由望遠鏡在 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棕矮星和可能的棕矮星雙星系統。次年，與哈伯望遠鏡合作的科學團隊宣布首次完成雙棕矮星（eclipsing binary brown dwarfs）的質量觀測。 這對位於獵戶座大星雲的雙棕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占據約 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雲團的一部分，該分子雲團橫跨整個獵戶座，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，不過早期恆星的分布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，位於被眾多年輕恆星環繞的空腔中的分子雲一側。（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。星雲位於分子雲團的邊緣。分子雲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，局部速度變化可能超過 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」（Sinus Magnus），也稱「魚嘴」（Fish's Mouth）。延展至兩邊的光亮區被稱為「翅膀」（Wings），其它被命名的特徵還包括「劍」（The Sword）、「刺」（The Thrust）和「帆」（The Sail）。

## 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，法國庇里牛斯山的南日比戈爾天文台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（partly ionized globules, PIGs），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，哈伯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。哈伯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，中心區域可激發核融合反應，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，從而使自身保持穩定狀態。

通常，當氣團中心引燃核融合時，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，然而觀測數據顯示，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接近，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。

### 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衝擊波或造成流體動力的不穩定性，進而塑造星際雲。衝擊波也可起到壓縮星際雲的作用，從而造成部分區域物質密度增加，進而引發引力坍縮。

## 參見

## 注釋

## 參考文獻

## 外部連結

* "Animated tour of the Orion Nebula" （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, University of South Wales
* Orion Nebula observed by Chandra/HST （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Orion Nebula observed by Gemini Observatory （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Orion Nebula at ESA/Hubble （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）