Nebulosa di Orione: differenze tra le versioni
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| costellazione = Orione
| ra = {{RA|05|35|17,3}}<ref name="simbad">{{cita web | titolo=SIMBAD Astronomical Database | opera=Results for NGC 1976 | url=http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad | accesso=20 ottobre 2006}}</ref>
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La '''Nebulosa di Orione''' (nota anche come '''Messier 42''' o '''[[Catalogo di Messier|M]] 42''', '''[[New General Catalogue|NGC]] 1976''') è una delle [[Nebulosa diffusa|nebulose diffuse]] più brillanti del cielo notturno. Chiaramente riconoscibile ad [[occhio nudo]] come un [[Oggetto del profondo cielo|oggetto di natura non stellare]], è posta a sud del famoso [[asterismo]] della [[Cintura di Orione]],<ref>Dall'[[emisfero boreale]], la Nebulosa di Orione appare sotto l'[[asterismo]] della [[Cintura di Orione]], mentre osservando dall'[[emisfero australe]], la nebulosa appare sopra; in generale però, a causa della sua simmetria, la costellazione di Orione appare simile da entrambi gli emisferi.</ref> al centro della cosiddetta ''[[Spada di Orione]]'', nell'[[Orione (costellazione)|omonima costellazione]].
Posta ad una distanza di circa {{M|1
La Nebulosa di Orione contiene al suo interno un [[ammasso aperto]] molto giovane, noto come [[Trapezio (astronomia)|Trapezio]].<ref>Arcadio Poveda ''et al'', 2005, "Low-Mass Runaway Stars from the Orion Trapezium Cluster", Astrophysical Journal, 627.</ref> Le osservazioni con i più potenti telescopi (specialmente il [[Telescopio spaziale Hubble]]) hanno rivelato molte stelle circondate da anelli di polveri, probabilmente il primo stadio della formazione di un [[sistema planetario]].
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L'[[ascensione retta]] attuale della Nebulosa corrisponde a 5h 35m<ref name="simbad">{{cita web | titolo=SIMBAD Astronomical Database | opera=Results for NGC 1976| url=http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad| accesso=20 ottobre 2006}}</ref>, ossia relativamente prossima alle 6h di ascensione retta, che corrispondono, per la gran parte degli oggetti celesti, alla [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] più settentrionale che un oggetto possa raggiungere (si noti come l'intersezione dell'eclittica con le 6h di ascensione retta corrisponda al [[solstizio d'estate]]); nel caso della Nebulosa di Orione, i 5° di declinazione sud.<ref name="simbad" />
Nell'epoca precessionale opposta alla nostra (avvenuta circa
Fra circa 400 anni, la nebulosa raggiungerà le 6h di ascensione retta; dopo di che incomincerà a scendere a latitudini sempre più australi.<ref name="prec2" />
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La nebulosa è visibile ad [[occhio nudo]] anche dalle aree urbane, in cui è forte l'[[inquinamento luminoso]]; appare come una "stella" un po' nebulosa al centro della spada di Orione, un [[asterismo]] composto da tre stelle disposte in senso nord-sud, visibile poco a sud della [[Cintura di Orione]]. Tale caratteristica nebulosità è ben accentuata attraverso [[binocoli]] o [[Telescopio amatoriale|telescopi amatoriali]].
La Nebulosa di Orione contiene un giovanissimo [[ammasso aperto]], noto come [[Trapezio (astronomia)|Trapezio]] a causa della disposizione delle sue stelle principali; due di queste possono essere risolte nelle loro [[Stella doppia|componenti binarie]] nelle notti propizie. Il Trapezio potrebbe essere parte del grande [[Ammasso della Nebulosa di Orione]], un'[[associazione stellare|associazione]] di circa 2000 stelle con un diametro di 20 [[anni luce]]. Fino a due milioni di anni fa questo ammasso potrebbe aver ospitato quelle che ora sono note come le [[Stella fuggitiva|stelle fuggitive]], ossia [[AE Aurigae]], [[53 Arietis]] e [[Mu Columbae]], le quali si dirigono in direzioni opposte all'ammasso con una velocità superiore ai {{M|100
Le osservazioni hanno permesso di scorgere sulla nebulosa una tinta di colore verdastro, che si aggiunge alle regioni di marcato colore rosso e blu-violetto. L'alone rosso è ben noto, essendo causato dalla [[radiazione]] [[H-alfa]] alla [[lunghezza d'onda]] di 656,3 [[nanometro|nm]]. Il blu-violetto è dovuto invece alla radiazione riflessa proveniente dalle stelle di [[classificazione stellare|classe O]], di grande [[Massa (fisica)|massa]] e di colore blu.
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L'intera area occupata dalla nebulosa di Orione si estende su una regione di cielo di 10° di diametro, includendo [[Nube interstellare|nubi interstellari]], [[Ammasso aperto|associazioni stellari]], [[Regione H II|volumi di gas ionizzato]] e [[Nebulosa a riflessione|nebulose a riflessione]].
La nebulosa possiede una forma grosso modo circolare, la cui massima densità si trova in prossimità del centro;<ref>B. Balick ''et al'', 1974, "[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1974PASP...86..616B The structure of the Orion nebula]", [[1974]], ''Astronomical Society of the Pacific'',
Gli attuali modelli astronomici della nebulosa mostrano una regione grosso modo centrata sulla stella [[Theta1 Orionis C|θ<sup>1</sup> Orionis C]], nell'ammasso del Trapezio, la stella responsabile della gran parte della radiazione ultravioletta osservata;<ref>C. R. O'Dell, [[2000]], "[http://www.journals.uchicago.edu/PASP/journal/issues/v113n779/201019/201019.html Structure of the Orion Nebula]", ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'', 113:29-40.</ref>. Questa regione è circondata da un'altra nube ad alta densità, di forma concava e irregolare, ma più neutra, con campi di gas neutro che giacciono all'esterno della concavità.
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Recenti osservazioni col Telescopio Spaziale Hubble hanno scoperto un numero così elevato di [[Disco protoplanetario|dischi protoplanetari]], che al giorno d'oggi la gran parte di quelli conosciuti sono stati osservati entro questa nebulosa.<ref>
M.J. McCaughrean and C.R. O'dell, 1996, "Direct Imaging of Circumstellar Disks in the Orion Nebula", ''Astronomical Journal'',
Le stelle si formano quando nubi di [[idrogeno molecolare]] ed altri gas in una [[regione H II]] si contraggono a causa della loro stessa [[gravità]]. Come il gas collassa, la nube centrale cresce rapidamente e il gas interno si riscalda a causa della conversione dell'[[energia potenziale gravitazionale]] in [[energia termica]]. Se la temperatura e la pressione raggiungono un livello sufficientemente alto, inizia la [[fusione nucleare]] che dà origine alla [[protostella]].<ref name="formazione stellare">{{cita web
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| accesso=30 aprile 2008}}</ref>
Sia a causa della collisione con i bracci di spirale, sia a causa delle onde d'urto causate dalle [[supernova]]e, gli [[Atomo|atomi]] possono iniziare a precipitare in [[Molecola|molecole]] più pesanti, producendo così una [[nube molecolare]]. Ciò preannuncia la formazione di stelle all'interno della nube, il che avviene entro un periodo di 10-30 milioni di anni all'interno di [[Instabilità di Jeans|aree instabili]], dove i volumi destabilizzati collassano in un disco; questo si concentra nelle regioni centrali, dove si formerà la stella, che potrà essere circondata da un disco protoplanetario. Questo è lo stato attuale della Nebulosa di Orione, con in più stelle nuove che si formano in un processo a catena come descritto sopra. Le stelle più giovani che ora sono visibili nella nebulosa si ritiene abbiano un'età inferiore ai
Molti di questi collassi possono dare origine a stelle particolarmente massive, in grado di emettere grandi quantità di [[radiazione ultravioletta]]. Un esempio di questo fenomeno è dato dall'ammasso del Trapezio: la radiazione ultravioletta delle stelle massicce al centro della nebulosa allontana il gas e le polveri circostanti in un processo chiamato ''protoevaporazione''. Questo processo è anche responsabile dell'esistenza all'interno della nebulosa di aree "cave", che consentono alle stelle interne di essere vista dalla Terra.<ref name="successor" /> Le stelle più grandi del gruppo avranno una vita molto breve, evolvendo rapidamente ed esplodendo come supernovae.
In circa
| titolo=The Pleiades Reflection Nebula
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...589..362G
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