Orlí mlhovina: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
Tučný text |
rozšíření překladem z Itwiki, -Pahýl značky: možné subjektivní formulace možné problémové formulace |
||
Řádek 1:
{{Infobox - vesmírný objekt
|
|
|třída=II3mn<ref name="seds">{{Citace elektronické monografie
| titul=SEDS.org: Messier 16
| url=http://messier.seds.org/m/m016.html
| datum přístupu=2017-05-09
| jazyk=anglicky }}</ref>
|rektascenze={{Rektascenze|18|18|48}}<ref name="simbad">{{Citace elektronické monografie
| titul=SIMBAD Astronomical Database: Results for M 16
| url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=M+16
| datum přístupu=2017-05-09
| jazyk=anglicky }}</ref>
|deklinace={{Deklinace|-13|48|24}}<ref name="simbad" />
|
|souhvězdí=[[souhvězdí Hada|Had]]
|souhvězdí latinsky=Serpens
|vzdálenost ly=
|úhlová velikost=7,0' (hvězdokupa)<br/>30' (mlhovina)<ref name="seds" />
|poloměr=
|rozměr=70×55<ref name="seds" />
|absolutní magnituda =-5,9
|označení=M16, NGC 6611, IC 4703, Eagle Nebula, OCl 54,<ref name="simbad" /> Sh2-49, [[Collinderův katalog|Cr]] 375,<ref name="Collinder">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Collinder
|jméno=Per
|titul=On Structural Properties of Open Galactic Clusters and their Spatial Distribution. Catalog of Open Galactic Clusters
|periodikum=Annals of the Observatory of Lund
|číslo=2
|strany=B1-B46
|datum vydání=1931
|bibcode=1931AnLun...2....1C
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1931AnLun...2....1C
| datum přístupu=2017-06-30
| jazyk=anglicky }}</ref> [[Melottův katalog|Mel]] 198<ref name="Melotte1915">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Melotte
|jméno=P. J.
|titul=A Catalogue of Star Clusters shown on Franklin-Adams Chart Plates
|periodikum=Memoirs of the Royal Astronomical Society
|ročník=60
|strany=175
|datum vydání=1915
|bibcode=1915MmRAS..60..175M
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1915MmRAS..60..175M
| datum přístupu=2017-06-30
| jazyk=anglicky }}</ref>
}}
Hvězdokupa
|příjmení=Dias |jméno=W. S.
|příjmení2=Alessi |jméno2=B. S.
|příjmení3=Moitinho |jméno3=A.
|spoluautoři=et al.
|titul=New catalogue of optically visible open clusters and candidates
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=389
|strany=871-873
|datum vydání=červenec 2002
|arxiv=astro-ph/0203351
|doi=10.1051/0004-6361:20020668
|bibcode=2002A&A...389..871D
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...389..871D
|datum přístupu=2017-05-09
|jazyk=anglicky }}</ref>
takže se nachází v [[rameno Lodního kýlu-Střelce|rameni Střelce]]. Mlhovina obklopující hvězdokupu obsahuje několik velmi známých útvarů, jako například mlhovinu Sloupy stvoření, což jsou dlouhé sloupy [[temná mlhovina|tmavých plynů]], které vznikly působením [[hvězdný vítr|hvězdných větrů]] vanoucích z ústřední hvězdokupy.<ref name="Disk">{{Citace sborníku
|příjmení=Hester |jméno=J.J.
|příjmení2=Desch |jméno2=S.J.
|titul=Chondrites and the Protoplanetary Disk
|sborník=ASP Conference Series
|datum vydání=2005
|strany=341, 107
|vydavatel=A. Krot, E. Scott & B. Reipurth}}</ref>
Díky tvaru Sloupů stvoření je celý objekt nazýván Orlí mlhovina. Nachází se v nich také [[mladý hvězdný objekt|mladé hvězdné objekty]], které jsou důkazem stále probíhající [[vznik hvězdy|tvorby hvězd]],<ref name="forming">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=McCaughrean |jméno=M. J.
|příjmení2=Andersen |jméno2=M.
|titul=The Eagle's EGGs: Fertile or sterile?
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=389
|strany=513-518
|datum vydání=červenec 2002
|doi=10.1051/0004-6361:20020589
|bibcode=2002A&A...389..513M
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...389..513M
|datum přístupu=2017-05-10
|jazyk=anglicky }}</ref>
i když není jisté, zda je jejich tvorba hvězdným větrem blízkých hvězd podporována nebo potlačována, ani zda vítr tyto jevy vůbec nějak ovlivňuje.<ref name="Disk" /> Hvězdokupa je složena z velkého počtu velmi horkých a jasných [[modrý veleobr|modrých veleobrů]], jejichž stáří je sotva 2 až 3 miliony let,<ref name="massive">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Evans |jméno=C. J.
|příjmení2=Smartt |jméno2=S. J.
|příjmení3=Lee |jméno3=J.-K.
|spoluautoři=et al.
|titul=The VLT-FLAMES survey of massive stars: Observations in the Galactic clusters NGC 3293, NGC 4755 and NGC 6611
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=437
|číslo=2
|strany=467-482
|datum vydání=červenec 2005
|doi=10.1051/0004-6361:20042446
|bibcode=2005A&A...437..467E
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A&A...437..467E
|datum přístupu=2017-05-10
|jazyk=anglicky }}</ref>
tedy méně než tisícina stáří Slunce. Nejjasnější člen hvězdokupy má magnitudu 8,24<ref name="NGC6611">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Hillenbrand |jméno=Lynne A.
|příjmení2=Massey |jméno2=Philip
|příjmení3=Strom |jméno3=Stephen E.
|spoluautoři=et al.
|titul=NGC 6611: A cluster caught in the act
|periodikum=Astronomical Journal
|ročník=106
|číslo=5
|strany=1906-1946
|datum vydání=listopad 1993
|doi=10.1086/116774
|bibcode=1993AJ....106.1906H
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993AJ....106.1906H
|datum přístupu=2017-05-10
|jazyk=anglicky }}</ref>
a je dobře viditelný i [[triedr]]em.
Mlhovina je známa od konce 18. století a patří mezi nejznámější objekty [[Messierův katalog|Messierova katalogu]]. Snadno se fotografuje, a proto se na ni často zaměřují amatérští [[astrofotografie|astrofotografové]].<ref name="NuOr">{{Citace periodika
|jméno=Federico
|příjmení=Manzini
|titul=Il Catalogo di Messier
|periodikum=Nuovo Orione
|rok=2000
|jazyk=italsky}}</ref>
==
[[Soubor:Nebaquilamap.png|náhled|vlevo|upright=1.2|Poloha Orlí mlhoviny v souhvězdí Hada]]
Orlí mlhovinu je možné díky její velké jasnosti snadno nalézt přibližně 3° západně od hvězdy [[Gamma Scuti|γ Scuti]] a přesto, že není běžně viditelná pouhým okem, [[triedr]] 10x50 je více než dostačující k zahlédnutí protáhlé světlé skvrny, která obklopuje drobnou hvězdokupu, ve které lze pouze stěží rozeznat jednotlivé hvězdy. V dalekohledech o průměru 120 až 150 mm je již hvězdokupa jasnější než mlhovina, která vypadá méně výrazná. Zato hvězdokupu je již možné rozložit na asi 40 hvězd. Další podrobnosti jsou rozeznatelné až v dalekohledech o průměru 200 mm a větších, ve kterých hvězdokupa vypadá jasná a rozsáhlá s několika desítkami jasných hvězd rozptýlených v celé oblasti mlhoviny.<ref name="NuOr" />
Orlí mlhovina je snadno pozorovatelná z většiny obydlených oblastí Země, protože má pouze nízkou jižní deklinaci. Přesto je její pozorování v severní Evropě a Kanadě, tedy blízko polárního kruhu, velmi obtížné a například ve střední Evropě zůstává poměrně nízko nad obzorem. Ve středních severních [[zeměpisná šířka|zeměpisných šířkách]] (např. [[Středomoří]]) vychází poměrně vysoko nad obzor a je tedy možné ji zde snadno pozorovat, zatímco na jižní polokouli je mlhovina dobře viditelná vysoko na obloze během jižních zimních nocí a v jižní části tropického pásu je možno ji vidět dokonale v [[zenit]]u.<ref>Deklinace 14° jižním směrem odpovídá úhlové vzdálenosti 76° od jižního nebeského pólu. Jižně od 76° jižní šířky je tedy tato hvězdokupa cirkumpolární (nikdy nezapadá), zatímco severně od 76° severní šířky objekt vůbec nevychází nad obzor.</ref> Nejvhodnější období pro její pozorování na večerní obloze je od června do října.
{{clear|left}}
== Historie pozorování ==
[[Soubor:Aql bode.jpg|náhled|Dávné souhvězdí [[Antinoos|Antinoa]], které spolu se souhvězdími Hada a Střelce použil [[Jean-Philippe Loys de Chéseaux|de Chéseaux]] k popsání polohy Orlí mlhoviny.]]
Za objevitele tohoto objektu je označován [[Jean-Philippe Loys de Chéseaux]], který kolem roku 1745 svým dalekohledem pravděpodobně pozoroval pouze ústřední hvězdokupu. Ve svém popisu pouze uvedl hvězdokupu, která leží mezi souhvězdími Hada, Střelce a [[Antinoos|Antinoa]].<ref name="NuOr" /> Souhvězdí Antinoa ovšem bylo na začátku 20. století zrušeno [[Mezinárodní astronomická unie|Mezinárodní astronomickou unií]] a jeho hvězdy dnes tvoří jižní část [[souhvězdí Orla]].
[[Charles Messier]] hvězdokupu pozoroval o několik let později 3. června 1764 a popsal ji jako mlhavý objekt, který je možné ve středové oblasti rozložit na jednotlivé hvězdy, ale vnější oblasti zůstávají mlhavé. Jako první tak popsal mlhovinu, která středovou hvězdokupu obklopuje, tedy Orlí mlhovinu. [[William Herschel]] kupodivu nezanechal podrobný popis této mlhoviny, ale jeho syn [[John Herschel|John]] ji popsal jako mračno s hvězdokupou tvořenou stovkou hvězd.<ref name="NuOr" />
Admirál [[William Henry Smyth]] tuto oblast také pozoroval, popsal ji jako krásný objekt a uvedl také, že mnoho členů hvězdokupy tvoří dvojhvězdy a že je k jejímu lepšímu pozorování zapotřebí středně velký dalekohled. Francouzský astronom [[Camille Flammarion]] hvězdokupu pozoroval i malým dalekohledem a podařilo se mu rozeznat i mlhovinu.<ref name="NuOr" />
V srpnu roku 1875 se [[Isaac Roberts|Isaacu Robertsovi]] podařilo pořídit pomocí dalekohledu o průměru 50 cm první astrofotografii tohoto objektu. Na ní je dobře patrná mlhovina, která obklopuje hvězdokupu zvláště na její jihovýchodní straně.<ref name="NuOr" />
=== Dřívější pozorování ===
[[Soubor:Precession N.png|náhled|vlevo|[[precese zemské osy|Precesní pohyb]] severního nebeského pólu během tisíciletí; když [[zemská osa]] míří směrem k [[Vega|Veze]] (jasná hvězda dole), Orlí mlhovina zaujímá svou nejsevernější polohu.]]
Ve 21. století se Orlí mlhovina nachází na jižní nebeské polokouli. Je ovšem potřeba dodat, že díky jevu známému jako [[precese zemské osy]] se souřadnice hvězd a souhvězdí postupem času výrazně mění v závislosti na jejich vzdálenosti od severního a jižního pólu [[ekliptika|ekliptiky]].<ref name="prec">{{Citace elektronické monografie
| autor=David P. Stern
| titul=La precessione
| url=http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Iprecess.htm
| datum přístupu=2017-05-16
| jazyk=italsky}}</ref><ref name="prec2">{{Citace elektronické monografie
| autor=Claudio Del Duca
| titul=Corso di astronomia teorica - La precessione
| url=http://www.astroarte.it/astronomia/corso/precessione.htm
| datum přístupu=2017-05-16
| jazyk=italsky}}</ref>
[[Rektascenze]] Orlí mlhoviny je 18h 19m (při [[ekvinokcium|ekvinokciu]] J2000,0),<ref name="simbad" /> takže je velmi blízko rektascenzi 18h, což je souřadnice, na které většina [[vesmírný objekt|vesmírných objektů]] dosahuje během [[platónský rok|precesního cyklu (platónský rok)]] své nejnižší [[deklinace]] (průsečík [[ekliptika|ekliptiky]] a rektascenze 18h také odpovídá zimnímu [[slunovrat]]u). Deklinace Orlí mlhoviny je zhruba 14° jižním směrem.<ref name="simbad" />
Před polovinou platónského roku (tedy před přibližně 12 tisíci lety) měla Orlí mlhovina opačnou rektascenzi, tedy přibližně 6h. Na této souřadnici vesmírné objekty (kromě objektů blízkých k pólu ekliptiky) dosahují své nejsevernější deklinace. Pokud k současné deklinaci Orlí mlhoviny -14° přičteme dvojnásobek úhlu mezi zemskou osou a pólem ekliptiky (47°), získáme hodnotu +33°, tedy výraznou severní deklinaci, díky které mohla být Orlí mlhovina pozorována vysoko v [[zenit]]u i na jižním pobřeží [[Středomoří]]. Z toho vyplývá, že i v severní Evropě až do zeměpisné šířky 57° byla mlhovina [[cirkumpolární souhvězdí|cirkumpolární]].
Rektascenzi 18h mlhovina překročila v 17. století, od té doby tedy její deklinace nabývá stále severnější hodnoty.
== Vlastnosti ==
[[Soubor:The Eagle Nebula in Infrared.jpg|náhled|[[Infračervené záření|Infračervený]] snímek Orlí mlhoviny v [[nepravé barvy|nepravých barvách]] pořízený [[Spitzerův vesmírný dalekohled|Spitzerovým vesmírným dalekohledem]]. Sever je vlevo, západ nahoře. Zelená barva představuje chladná oblaka prachu včetně Sloupů stvoření. Červená barva odhaluje přehřátý prach, pocházející možná z výbuchu velmi hmotné hvězdy jako [[supernova|supernovy]]. Světlo tohoto výbuchu mohlo k Zemi dorazit v blíže neurčeném čase někdy během [[1. tisíciletí]] [[náš letopočet|našeho letopočtu]]. Načervenalé skvrny v zelené oblasti uprostřed snímku ukazují místa, kde stále ještě uvnitř mračen [[vznik hvězdy|vznikají hvězdy]].<ref>{{Citace elektronické monografie
|titul=Cosmic Epic Unfolds in Infrared: The Eagle Nebula
|url=http://www.spitzer.caltech.edu/images/1708-ssc2007-01a-Cosmic-Epic-Unfolds-in-Infrared-The-Eagle-Nebula
|vydavatel=Spitzer Space Telescope - NASA
|datum vydání=2007-09-01
|datum přístupu=2017-05-16
|jazyk=anglicky }}</ref>]]
Hlavní příčinou ionizace plynu mlhoviny, a tedy i jejího záření, jsou velké hmotné hvězdy otevřené hvězdokupy NGC 6611, která se nachází uvnitř mlhoviny. Tyto hvězdy také svým [[hvězdný vítr|větrem]] tvarují okolní mračna a při setkání větru s velmi hustými oblastmi mlhoviny tak vznikají dlouhé útvary, jako například Sloní choboty nebo slavné Sloupy stvoření, díky kterým celá mlhovina dostala název "Orlí" a které se proslavily hlavně díky snímkům z [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova vesmírného dalekohledu]].<ref name="Hester1996">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Hester |jméno=J. J.
|příjmení2=Scowen |jméno2=P. A.
|příjmení3=Sankrit |jméno3=R.
|spoluautoři=et al.
|titul=Hubble Space Telescope WFPC2 Imaging of M16: Photoevaporation and Emerging Young Stellar Objects
|periodikum=Astronomical Journal
|ročník=111
|strany=2349
|datum vydání=červen 1996
|doi=10.1086/117968
|bibcode=1996AJ....111.2349H
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996AJ....111.2349H
|datum přístupu=2017-05-17
|jazyk=anglicky }}</ref>
Přestože tyto objekty nejsou tak husté, jak se původně předpokládalo, vystupují z nich objekty označované EGGs (zkratka z anglického ''Evaporating Gaseous Globules'',<ref name="Hester1996" /> tedy vypařující se plynné kuličky), z nichž některé obsahují [[mladý hvězdný objekt|mladé hvězdné objekty]], které jsou znamením stále probíhající [[vznik hvězdy|tvorby hvězd]].<ref name="forming" />
Hvězdy ústřední hvězdokupy jsou rozptýlené v oblasti o zdánlivém průměru přibližně 14', přitom v oblasti vzdálené do 4' od geometrického středu hvězdokupy jsou hvězdy výrazně nahuštěné. Mnoho z těchto hvězd se nachází [[hvězda před hlavní posloupností|před hlavní posloupností]], zatímco nejjasnější hvězdy jsou [[modrý veleobr|modří veleobři]]. Hmotnost členů hvězdokupy je v rozsahu od 2 do 85 [[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]] a odhadované stáří hvězdokupy je 2 ±1 milion let.<ref name="NGC6611" />
=== Rentgenové pozorování ===
Díky měření [[rentgenová observatoř Chandra|rentgenové observatoře Chandra]] byla oblast mlhoviny důkladně prozkoumána v pásmu [[rentgenové záření|rentgenového]] a [[infračervené záření|infračerveného záření]]. Část výzkumu se zaměřila na ověření domněnky, zda se opravdu uvnitř mlhoviny nachází snížené množství mladých hvězd s [[cirkumstelární disk|cirkumstelárním diskem]], což by mohlo být způsobeno silným ničivým působením hvězdného větru veleobrů ve hvězdokupě. Část těchto objektů je ovšem vyřazena kvůli omezením samotné metody.<ref name="disk">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Guarcello |jméno=M. G.
|příjmení2=Prisinzano |jméno2=L.
|příjmení3=Micela |jméno3=G.
|spoluautoři=et al.
|titul=Correlation between the spatial distribution of circumstellar disks and massive stars in the open cluster NGC 6611. Compiled catalog and cluster parameters
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=465
|číslo=1
|strany=245-255
|datum vydání=leden 2007
|doi=10.1051/0004-6361:20066124
|bibcode=2007A&A...462..245G
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A&A...462..245G
|datum přístupu=2017-05-09
|jazyk=anglicky }}</ref>
Velká část rentgenových zdrojů je ukrytá uvnitř Pilířů stvoření a shodují se s mladými hvězdnými objekty středně zčervenalými kvůli temným mračnům, takže vyzařují převážně infračervené záření. Uvnitř mračen byly nalezeny pouze dva silné rentgenové zdroje, které se shodují s [[protohvězda]]mi v blízkosti Sloupů.<ref name="PC">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Linsky |jméno=Jeffrey L.
|příjmení2=Gagné |jméno2=Marc
|příjmení3=Mytyk |jméno3=Anna
|spoluautoři=et al.
|titul=Chandra Observations of the Eagle Nebula. I. Embedded Young Stellar Objects near the Pillars of Creation
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=654
|číslo=1
|strany=347-360
|datum vydání=leden 2007
|doi=10.1086/508763
|bibcode=2007ApJ...654..347L
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...654..347L
|datum přístupu=2017-05-18
|jazyk=anglicky }}</ref>
Z jedenácti rozpínajících se kuliček, které je možné pozorovat infračerveně, jich má sedm menší než hvězdou hmotnost. Kromě toho čtyři z nich vysílají tak slabé rentgenové záření, že nedosahují ani hodnot vyzařovaných běžně mladými [[hvězda typu T Tauri|hvězdami typu T Tauri]]. Proto je možné, že jde o velmi mladé objekty, které ještě nezačaly svou činnost.<ref name="PC" />
== Měření vzdálenosti ==
Odhad vzdálenosti ústřední hvězdokupy, a tedy i samotné mlhoviny, je ztížen tím, že [[extinkce (astronomie)|extinkce]] ve směru hvězdokupy zeslabuje světlo hvězd jiným způsobem, než je v Galaxii běžné. Ve skutečnosti není extinkcí ovlivněna pouze viditelná oblast záření, nýbrž i na úrovni [[mezihvězdné prostředí|mezihvězdného prostředí]] se zdá být velmi vysoká, což může naznačovat, že se ve směru pohledu na hvězdokupu nachází prach s většími zrny, než je obvyklé<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Yadav |jméno=R. K. S.
|příjmení2=Sagar |jméno2=Ram
|titul=Non-uniform extinction in young open star clusters
|periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|ročník=328
|číslo=2
|strany=370-380
|datum vydání=prosinec 2001
|doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04754.x
|bibcode=2001MNRAS.328..370Y
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001MNRAS.328..370Y
|datum přístupu=2017-05-18
|jazyk=anglicky }}</ref><ref name="reddened">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Kumar |jméno=Brijesh
|příjmení2=Sagar |jméno2=Ram
|příjmení3=Sanwal |jméno3=B. B.
|spoluautoři=et al.
|titul=On the highly reddened members in six young galactic star clusters - a multiwavelength study
|periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|ročník=353
|numero=3
|strany=991-1014
|datum vydání=září 2004
|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08130.x
|bibcode=2004MNRAS.353..991K
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.353..991K
|datum přístupu=2017-05-18
|jazyk=anglicky }}</ref>
a že může obsahovat větší podíl [[křemičitany|křemičitanů]] a [[grafit]]u, než kolik je u mezihvězdného prachu obvyklé.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Orsatti |jméno=Ana M.
|příjmení2=Vega |jméno2=E. Irene
|příjmení3=Marraco |jméno3=Hugo G.
|titul=Polarimetry in the Outskirts of NGC 6611
|periodikum=Astronomical Journal
|ročník=132
|číslo=5
|strany=1783-1788
|datum vydání=listopad 2006
|doi=10.1086/507674
|bibcode=2006AJ....132.1783O
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.1783O
|datum přístupu=2017-05-18
|jazyk=anglicky }}</ref>
Hodnota extinkce je v rozsahu 3,5 až 4,8 s předpokládanou střední hodnotou 3,75.<ref name="NGC6611"/>
Z výše zmíněných důvodů se jednotlivé odhady vzdálenosti navzájem liší. V 60. letech 20 století se vzdálenost mlhoviny odhadovala v rozsahu 3 200 [[parsek|pc]] (10 400 světelných let)<ref name="YC2">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Walker, Merle F.
|titul=Studies of Extremely Young Clusters.IV. NGC 6611|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1961ApJ...133..438W
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=133
|strany=438
|datum vydání=březen 1961
|doi=10.1086/147047
|bibcode=1961ApJ...133..438W
|datum přístupu=2017-05-19
|jazyk=anglicky }}</ref>
a 2 200 pc (7 200 světelných let).<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Miller, Joseph S.
|titul=Radial Velocities and Kinematics of Galactic H II Regions
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=151
|strany=473
|datum vydání=únor 1968
|doi=10.1086/149450
|bibcode=1968ApJ...151..473M
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...151..473M
|datum přístupu=2017-05-19
|jazyk=anglicky }}</ref>
Postupem času se tato hodnota výrazně snižovala a na počátku 21. století nejpřesnější odhady uváděly vzdálenost mlhoviny mezi 1 800 pc (5 900 světelných let)<ref name="IMF">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Bonatto |jméno=C.
|příjmení2=Santos |jméno2=J. F. C., Jr.
|příjmení3=Bica |jméno3=E.
|titul=Mass functions and structure of the young open cluster NGC 6611
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=445
|číslo=2
|strany=567-577
|datum vydání=leden 2006
|doi=10.1051/0004-6361:20052793
|bibcode=2006A&A...445..567B
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...445..567B
|datum přístupu=2017-05-19
|jazyk=anglicky }}</ref>
a 1 750 pc (5 700 světelných let).<ref name="disk"/> Zatímco první měření této vzdálenosti probíhala pomocí výzkumu [[kinematika|kinematiky]],<ref name="YC2"/> později se začaly používat [[fotometrie|fotometrické]] metody a s nástupem stále přesnějších měřicích přístrojů také měření [[spektroskopie|spektroskopické]] [[paralaxa|paralaxy]].<ref name="IMF"/>
== Skladba mlhoviny ==
Dříve, než začal být chápán vztah mezi mlhovinou a v ní vzniklými hvězdami, se výzkum zaměřoval na určení fyzické stavby mlhoviny, aby mohlo být pochopeno působení sil v mlhovině a její obecné fyzické vlastnosti. Mlhovina tak byla zmapována v oblasti [[rádiové vlny|rádiových vln]] a bylo získáno její emisní [[spektrální čára|čárové spektrum]] a spektrum [[absorpce záření|absorpce]] [[hydroxyl|OH]] a [[oblast H I|neutrálního vodíku]].<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Goudis |jméno=C.
|titul=A classification of the available astrophysical data of particular H II regions. VI - M16: Mapping and physical parameters of the object
|periodikum=Astrophysics and Space Science
|ročník=41
|strany=105-119
|datum vydání=květen 1976
|doi=10.1007/BF00684576
|bibcode=1976Ap&SS..41..105G
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1976Ap&SS..41..105G
|datum přístupu=2017-05-19
|jazyk=anglicky }}</ref>
=== Sloupy stvoření ===
[[Soubor:Pillars of creation 2014 HST WFC3-UVIS full-res denoised.jpg|náhled|vlevo|250px|Snímek mlhoviny Sloupy stvoření pořízený [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleovým vesmírným dalekohledem]]]]
Sloupy stvoření jsou tři útvary z hustého plynu a prachu, které leží na jihovýchodním okraji mlhoviny. Vznikly působením hvězdných větrů obřích hvězd v ústřední hvězdokupě. Jednotlivé sloupy se označují vzestupným číslováním [[římské číslice|římskými číslicemi]], ve směru od severovýchodu na jihozápad je tedy jejich označení Sloup I, Sloup II a Sloup III. Členitost a iontová skladba byla s příchodem vesmírných dalekohledů podrobně prozkoumána: [[ionizující záření]] vycházející z hvězdokupy stlačuje plyn molekulárního mračna a zvyšuje tím jeho povrchový tlak, zatímco proud [[fotoevaporace|vypařované]] ionizované hmoty působí proti hvězdnému větru z opačné strany. Tento jev je tedy zodpovědný za sloupový tvar oblaků.<ref name="Disk" /> Vítr nejdříve odežene hmotu s menší hustotou, zatímco nejhustější jádro, které je později [[rázová vlna|rázovou vlnou]] stlačeno, zůstává a odolává působení síly. Snímky pořízené v blízkém infračerveném pásmu přesto ukazují, že první dva sloupy mají poměrně nízkou hustotu, protože se před rozkládajícím působením větrů skrývají za hustšími jádry.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Sugitani |jméno=K.
|příjmení2=Tamura |jméno2=M.
|příjmení3=Nakajima |jméno3=Y.
|spoluautoři=et al.
|titul=Near-Infrared Study of M16: Star Formation in the Elephant Trunks
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=565
|číslo=1
|strany=L25-L28
|datum vydání=leden 2002
|doi=10.1086/339196
|bibcode=2002ApJ...565L..25S
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...565L..25S
|datum přístupu=2017-06-14
|jazyk=anglicky }}</ref>
Jihovýchodně od Sloupů, blízko známého [[Herbigův–Harův objekt|Herbigova–Harova objektu]] HH 216, leží další útvar molekulární mlhoviny, který se označuje jako Sloup IV.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Meaburn |jméno=J.
|titul=The visible and ultraviolet continuum from a Herbig-Haro object in the core of M 16 /NGC 6611/
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=114
|číslo=2
|strany=367-372
|datum vydání=říjen 1982
|bibcode=1982A&A...114..367M
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982A&A...114..367M
|datum přístupu=2017-06-14
|jazyk=anglicky }}</ref>
Složené snímky z [[rentgenová observatoř Chandra|rentgenové observatoře Chandra]] a [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova vesmírného dalekohledu]] ukázaly, že v mlhovině pozorované zdroje rentgenového záření, které pochází z mladých hvězd, leží vně oblasti Sloupů.<ref>{{Citace elektronické monografie
|titul=The Eagle Nebula (M16): Peering Into the Pillars Of Creation
|vydavatel=Chandra X-ray Observatory
|datum vydání=2007-02-15
|url=http://chandra.harvard.edu/photo/2007/m16/
|datum přístupu=2017-05-19
|jazyk=anglicky }}</ref>
To naznačuje, že tvorba hvězd mohla vyvrcholit přibližně před milionem let a že se vzniklé hvězdy ještě nestihly ohřát natolik, aby mohly vyzařovat rentgenové záření. Na začátku roku 2007 vědci používající [[Spitzerův vesmírný dalekohled]] zjistili, že Sloupy pravděpodobně zničil výbuch supernovy před asi 6 tisíci lety, ale že světlo, které ukáže nový tvar mlhoviny, přiletí k Zemi až za zhruba tisíc let.<ref>{{Citace elektronické monografie
|příjmení=Clavin |jméno=Whitney
|titul=Famous Space Pillars Feel the Heat of Star's Explosion
|vydavatel=Jet Propulsion Laboratory - NASA Spitzer Space Telescope
|datum vydání=2007-09-01
|url=http://www.spitzer.caltech.edu/news/249-ssc2007-01-Famous-Space-Pillars-Feel-the-Heat-of-Star-s-Explosion
|datum přístupu=2017-06-23
|jazyk=anglicky }}</ref>
Celková hmotnost hustých oblastí Sloupů se odhaduje na 200 [[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]].<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=White |jméno=G. J.
|příjmení2=Nelson |jméno2=R. P.
|příjmení3=Holland |jméno3=W. S.
|spoluautoři=et al.
|titul=The Eagle Nebula's fingers - pointers to the earliest stages of star formation?
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=342
|strany=233-256
|datum vydání=únor 1999
|bibcode=1999A&A...342..233W
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A&A...342..233W
|datum přístupu=2017-06-23
|jazyk=anglicky }}</ref>
[[Soubor:Stellar spire eagle nebula.jpg|upright=0.8|náhled|Sloup V zobrazený Hubbleovým vesmírným dalekohledem.]]
Objekty nazývané EGGs (Evaporating Gaseous Globules), tedy nejhustější místa ve Sloupech, podle některých výzkumů mohou obsahovat právě vznikající [[mladý hvězdný objekt|mladé hvězdné objekty]], takže jsou to místa, kde právě [[vznik hvězdy|vznikají hvězdy]]. Jádra těchto objektů totiž mohou mít hustotu a teplotu podobnou jiným oblastem, ve kterých vznikají [[protohvězda|protohvězdy]].<ref name="Hester1996" /> Tyto příznaky probíhající tvorby hvězd ovšem nevypovídají o příčině, která ji spustila, takže není jisté, zda ionizační čelo hvězdných větrů blízkých obřích hvězd má významný vliv na jejich tvorbu či nikoli.<ref name="Disk"/> V blízkosti Sloupů se nachází 8 zdrojů blízkého infračerveného záření, z nichž čtyři jsou velmi jasné a jejich záření vypovídá o hmotě, která je obklopuje, což je další znamení přítomnosti novorozených hvězd. Z více než 70 známých rozpínajících se plynných kuliček (EGGs) se pouze asi 15% zdá být spojených s mladými málo hmotnými hvězdami, 7 jich obsahuje objekty s menší než hvězdnou hmotností a 4 obsahují objekty o hmotnosti mezi 0,35 a 1 <math>M_\odot</math>.<ref name="PC" />
{{clear|left}}
=== Sloup V ===
Severovýchodně od Sloupů stvoření se nachází další velmi protažený sloup hmoty, který je znám pod označením Sloup V a někdy i pod přezdívkou "špička věže" (anglicky ''The Spire''). Na konci tohoto útvaru byl objeven rychle se pohybující chomáč ionizované hmoty, který by mohl být [[Herbigův–Harův objekt|Herbigovým–Harovým objektem]]. V této oblasti bylo nalezeno také několik vodních [[maser]]ů, dále pak zdroj označovaný jako G017.0335+00.7479, který leží 5 obloukových minut jižně od jednoho maseru a jeden pravděpodobně velmi jasný mladý hvězdný objekt označený J181925.4−134535.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Meaburn |jméno=J.
|příjmení2=Walsh |jméno2=J. R.
|titul=The discovery of high-speed ionized knots in the H II regions M16 (NGC 6611) and the Rosette nebula (NGC 2237-2246)
|periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|ročník=220
|strany=745-757
|datum vydání=červen 1986
|doi=10.1093/mnras/220.4.745
|bibcode=1986MNRAS.220..745M
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986MNRAS.220..745M
|datum přístupu=2017-06-23
|jazyk=anglicky }}</ref><ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Felli |jméno=M.
|příjmení2=Testi |jméno2=L.
|příjmení3=Schuller |jméno3=F.
|spoluautoři=et al.
|titul=Young massive stars in the ISOGAL survey. II. The catalogue of bright YSO candidates
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=392
|strany=971-990
|datum vydání=září 2002
|doi=10.1051/0004-6361:20020973
|bibcode=2002A&A...392..971F
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...392..971F
|datum přístupu=2017-06-23
|jazyk=anglicky }}</ref>
V roce 2007 byly s pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu nalezeny infračervené protějšky těchto vodních maserů.<ref name="ESF">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Indebetouw |jméno=R.
|příjmení2=Robitaille |jméno2=T. P.
|příjmení3=Whitney |jméno3=B. A.
|spoluautoři=et al.
|titul=Embedded Star Formation in the Eagle Nebula with Spitzer GLIMPSE
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=666
|strany=321-338
|datum vydání=září 2007
|doi=10.1086/520316
|bibcode=2007ApJ...666..321I
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...666..321I
|datum přístupu=2017-06-23
|jazyk=anglicky }}</ref>
== Hvězdotvorné jevy ==
[[Soubor:Kotkasumu M16 yksityiskohta.jpg|upright=1.3|náhled|vlevo|Podrobný pohled na malou oblast na vrcholku Sloupu V, ve které je pravděpodobně skrytý [[Herbigův–Harův objekt]].]]
Jedním z nejvýraznějších znaků probíhající tvorby hvězd v mlhovinách je přítomnost [[Herbigův–Harův objekt|Herbigových–Harových objektů]], což jsou malé jasné oblaky v podobě výtrysku poháněného nově zrozenou hvězdou, která se nachází uvnitř takového oblaku. Nejznámějším objektem tohoto druhu v Orlí mlhovině je ''HH 216''. Nachází se blízko Sloupu IV a původně byl označen jako M16-HH1.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Reipurth |jméno=Bo
|titul=A General Catalogue of Herbig-Haro Objects, 2nd Edition
|url=http://casa.colorado.edu/hhcat/
|periodikum=Center for Astrophysics and Space Astronomy, University of Colorado
|datum vydání=1999
|datum přístupu=2017-06-23
|jazyk=anglicky }}</ref>
V roce 2004 byla pomocí výzkumu viditelných emisních čar, oxidu uhelnatého a pohybu plynů objevena [[rázová vlna]], která jde opačným směrem než HH-216 a má [[modrý posuv]] o hodnotě -150 km/s, což je přesně opačná hodnota proti HH-216, který má [[rudý posuv]] o stejné hodnotě. Mezi těmito objekty se rozprostírá shluk malých oblaků viditelných v optické a infračervené oblasti, jeden oblak viditelný v blízkém infračerveném záření, který leží přesně uprostřed mezi těmito dvěma objekty a jeden vodní maser.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Andersen |jméno=M.
|příjmení2=Knude |jméno2=J.
|příjmení3=Reipurth |jméno3=B.
|spoluautoři=et al.
|titul=Molecular cloud structure and star formation near HH 216 in M 16
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=414
|strany=969-978
|datum vydání=únor 2004
|doi=10.1051/0004-6361:20031535
|bibcode=2004A&A...414..969A
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...414..969A
|datum přístupu=2017-06-23
|jazyk=anglicky }}</ref>
Ve středové oblasti byl nalezen také slabý zdroj rentgenového záření, který je pravděpodobně způsoben ohříváním hmoty, která je stlačena mezi viditelný výtrysk a hmotu obklopující hvězdu.<ref name="PC" />
Jak bylo výše zmíněno, vrcholky Sloupu I a II uvnitř ukrývají mladé hvězdné objekty, které byly objeveny pomocí infračerveného průzkumu. Mezi nejjasnější z těchto objektů patří ''YSO M16 ES−1'', velmi zčervenalý a velmi svítivý zdroj, který je ukryt ve Sloupu I. Podle některých výzkumů by se uvnitř měla nacházet [[hvězda před hlavní posloupností]], malá skupinka takových hvězd nebo několik hvězd s malou svítivostí.<ref name="YSO">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Thompson |jméno=Rodger I.
|příjmení2=SMith |jméno2=Bradford A.
|příjmení3=Hester |jméno3=J Jeff
|titul=Embedded Star Formation in the Eagle Nebula
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=570
|strany=749-757
|datum vydání=květen 2002
|doi=10.1086/339738
|bibcode=2002ApJ...570..749T
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...570..749T
|datum přístupu=2017-06-27
|jazyk=anglicky }}</ref>
Ze severního a jižního okraje oblaku vychází silné polarizované záření, které je způsobeno výtryskem pocházejícím z ústředního objektu, zatímco mezi těmito dvěma laloky, ze kterých vychází záření, je míra polarizace velmi nízká. Z toho se dá usuzovat, že ústřední objekt může být obklopen diskovým útvarem.<ref name="NIP">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Sugitani |jméno=Koji
|příjmení2=Watanabe |jméno2=Makoto
|příjmení3=Tamura |jméno3=Motohide
|spoluautoři=et al.
|titul=Near-Infrared Polarimetry of the Eagle Nebula (M 16)
|periodikum=Publications of the Astronomical Society of Japan
|ročník=59
|strany=507-517
|datum vydání=červen 2007
|doi=10.1093/pasj/59.3.507
|bibcode=2007PASJ...59..507S
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PASJ...59..507S
|datum přístupu=2017-06-27
|jazyk=anglicky }}</ref>
Na vrcholu Sloupu II se nachází ''YSO M16 ES−2'', občas v odborných dílech označovaný ''YSO2'', který je méně jasný a méně záhadný než předchozí objekt. Jeho hmotnost je v rozmezí 2 až 5 [[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]].<ref name="ESF"/><ref name="YSO"/> Infračervený výzkum ukázal, že se může jednat o vyvinutější objekt než ES-1, který nevysílá maserové záření, přesněji řečeno maser ve Sloupu II není spojen s tímto objektem. Vnitřní stavba těchto objektů může být podobná, s plochým diskem, který obepíná středový útvar.<ref name="NIP"/> Jejich rentgenové záření je velmi slabé.<ref name="PC"/>
Uvnitř Sloupu V byly nalezeny dva útvary spojené s mladými hvězdami. Prvním je P5A, který leží na vrcholu sloupu a Spitzerovu dalekohledu se jej podařilo částečně rozlišit. Je tvořen dvěma složkami, které vysílají infračervené záření a shodují se se dvěma ze tří maserových zdrojů pozorovaných v této oblasti. P5B se naopak nachází na úpatí tohoto sloupu.<ref name="YSO"/> Západně od Sloupů stvoření leží nejjasnější zdroj infračerveného záření z celé mlhoviny: označuje se IRAS 18152−1346, také vysílá maserové záření,<ref name="Codellaetal1995">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Codella |jméno=C.
|příjmení2=Palumbo |jméno2=G. G. C.
|příjmení3=Pareschi |jméno3=G.
|spoluautoři=et al.
|titul=IRAS-selected Galactic star-forming regions - II. Water maser detections in the extended sample
|periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|ročník=276
|strany=57-73
|datum vydání=září 1995
|doi=10.1093/mnras/276.1.57
|bibcode=1995MNRAS.276...57C
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995MNRAS.276...57C
|datum přístupu=2017-06-27
|jazyk=anglicky }}</ref>
může mít hmotnost kolem 8 <math>M_\odot</math> a svítivost kolem hodnoty asi 1 000 [[sluneční zářivost|<math>L_\odot</math>]].<ref name="YSO"/>
== Hvězdy ==
[[Soubor:Eagle Nebula Positions.png|upright=1.2|náhled|vlevo|Sloupy stvoření v souvislosti s celou mlhovinou. Jasné hvězdy uprostřed snímku patří otevřené hvězdokupě NGC 6611, která leží uvnitř mlhoviny.]]
[[HII oblast]]i ze své podstaty vždy obklopují mladé otevřené hvězdokupy a hvězdné asociace. Vzhledem k tomu, že v jejich nitru vznikají nové hvězdy, nejmladší hvězdy se před rozptýlením do okolního prostoru společně nachází blízko místa svého vzniku.<ref name=prialnik>{{Citace monografie
|příjmení=Prialnik |jméno=Dina
|titul=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution
|strany=10. kapitola
|rok=2000
|vydavatel=Cambridge University Press
|isbn=0-521-65065-8}}</ref>
Ústřední otevřená hvězdokupa, která vévodí Orlí mlhovině, je známá jako NGC 6611.
=== NGC 6611 ===
Otevřená hvězdokupa NGC 6611 je umístěna uprostřed mlhoviny a tvoří ji zvlášť jasné hvězdy. Obsahuje několik desítek velmi horkých hvězd [[hlavní posloupnost]]i [[spektrální klasifikace|spektrální třídy]] O a B ([[modrý veleobr|modrých veleobrů]]) s odhadovaným stářím sotva 1,8 milionů let<ref name="YC2" /> a značný počet hvězd s menší hmotností, přibližně 380 členů do hmotnosti 2 [[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]].<ref name="Belikovetal2000">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Belikov |jméno=A. N.
|příjmení2=Kharchenko |jméno2=N. V.
|příjmení3=Piskunov |jméno3=A. E.
|spoluautoři=et al.
|titul=The extremely young open cluster NGC 6611. Luminosity function and star formation history
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=358
|strany=886-896
|datum vydání=červen 2000
|bibcode=2000A&A...358..886B
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...358..886B
|datum přístupu=2017-06-28
|jazyk=anglicky }}</ref>
Hlavním zdrojem záření ionizujícího plyn mlhoviny a zároveň i nejhmotnějším členem hvězdokupy je hvězda HD 168076, což je veleobr třídy O3-O5V s hmotností 75 až 80 <math>M_\odot</math>.<ref name="massive" /><ref name="NGC6611" /> Ostatní hvězdy mají výrazně menší hmotnost, ale přesto patří mezi [[obr (hvězda)|obry]] a součet jejich záření se vyrovná výkonu jediné výše zmíněné hvězdy HD 168076.<ref name="massive" /> Mnohé z těchto hmotných hvězd tvoří [[dvojhvězda|dvojhvězdy]] a [[radiální rychlost]] celé hvězdokupy souhlasí s rychlostí ionizovaného plynu mlhoviny. Pozorované vlastnosti dvojhvězd se zdají být v souladu spíše s [[akrece (astronomie)|akrečním]] modelem tvorby hvězd než s modelem jejich pozdějšího spojení.<ref name="Ducheneetal2001">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Duchêne |jméno=G.
|příjmení2=Simon |jméno2=T.
|příjmení3=Eislöffel |jméno3=J.
|spoluautoři=et al.
|titul=Visual binaries among high-mass stars. An adaptive optics survey of OB stars in the NGC 6611 cluster
|periodikum=Astronomy and Astrophysics
|ročník=379
|strany=147-161
|datum vydání=listopad 2001
|bibcode=2001A&A...379..147D
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...379..147D
|datum přístupu=2017-06-28
|jazyk=anglicky }}</ref>
Poloměr jádra hvězdokupy je přibližně 0,7±0,1 [[parsek|pc]] a gravitační dosah hvězdokupy má poloměr 6,5±0,5 pc. Celková strmost funkce hmotnosti hvězd je -1,45 a její rozdílná hodnota pro jádro a okrajové části může být způsobena hmotovým rozdělením hvězdokupy. Při započtení pouze členů s hmotností od 5 <math>M_\odot</math> je spodní hranice jejich celkové hmotnosti (1,6±0,3)×10<sup>3</sup> <math>M_\odot</math>.<ref name="IMF" /> Pokud se uváží, že hvězdy s hmotností v rozsahu od 6 do 12 <math>M_\odot</math>představují 5,5 % celkové hmotnosti hvězdokupy v rozsahu 0,1 až 100 <math>M_\odot</math>, může se celková hmotnost hvězdokupy odhadnout na přibližně 25×10<sup>3</sup> <math>M_\odot</math> s průměrnou hustotou 28,5 <math>M_\odot</math> na krychlový parsec.<ref name="Wolffetal2007">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Wolff |jméno=S. C.
|příjmení2=Strom |jméno2=S. E.
|příjmení3=Dror |jméno3=D.
|spoluautoři=et al.
|titul=Rotational Velocities for B0-B3 Stars in Seven Young Clusters: Further Study of the Relationship between Rotation Speed and Density in Star-Forming Regions
|periodikum=Astronomical Journal
|ročník=133
|číslo=3
|strany=1092-1103
|datum vydání=březen 2007
|doi=10.1086/511002
|bibcode=2007AJ....133.1092W
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AJ....133.1092W
|datum přístupu=2017-06-28
|jazyk=anglicky }}</ref>
Průměrné stáří členů hvězdokupy je 2 až 3 miliony let, ale jejich opravdové stáří se pohybuje ve větším rozsahu od 1 do 6 milionů let.<ref name="massive"/> Podle jiných zdrojů může být stáří menší, kolem 1 milionu let nebo i méně.<ref name="IMF"/>
=== Hvězdy se zářením Hα a málo hmotné hvězdy ===
[[Soubor:Messier 16 (M16) pillars and nebula in 32 inch Schulman telescope.jpg|upright=1.3|náhled|vlevo|Podrobný pohled na střed mlhoviny; v pravé části snímku jsou vpravo jsou vidět velmi hustá oblaka prachu, zatímco vpravo dole od středu snímku, pod Sloupy stvoření, je vidět Sloup IV.]]
Výzkum hvězd může v HII oblastech spočívat i v jejich hledání pomocí záření [[H-alfa|Hα]], které vydávají [[hvězda typu T Tauri|hvězdy typu T Tauri]] nebo [[hvězda typu Herbig Ae/Be|hvězdy typu Herbig Ae/Be]]. Podle vědců je silné záření tohoto druhu hvězd způsobeno vzájemným působením těchto hvězd a disku, který je obklopuje, zatímco slabé záření vodíku vzniká v [[chromosféra|chromosféře]] mladých hvězd, které ještě nejsou diskem obklopeny.<ref name="Whiteetal2003">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=White |jméno=Russel J.
|příjmení2=Basri |jméno2=Gibor
|titul=Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in Taurus-Auriga
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=582
|číslo=2
|strany=1109-1122
|datum vydání=leden 2003
|doi=10.1086/344673
|bibcode=2003ApJ...582.1109W
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...582.1109W
|datum přístupu=2017-06-28
|jazyk=anglicky }}</ref>
Ve zvláště jasných HII oblastech, jako je Orlí mlhovina nebo [[mlhovina Carina]], může být rozpoznání záření pocházejícího z těchto typů hvězd obtížné kvůli silnému záření v pásmu vodíku, které vydává samotný plyn v mlhovině. Z toho důvodu byl ve hvězdokupě NGC 6611 nalezen pouze zanedbatelný počet hvězd typu Herbig Ae/Be, pouhých 6, z nichž čtyři byly potvrzeny.<ref name="NGC6611"/><ref name="deWinteretal1997">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=de Winter |jméno=D.
|příjmení2=Koulis |jméno2=C.
|příjmení3=The |jméno3=P. S.
|spoluautoři=et al.
|titul=Pre-main sequence candidates in the very young open cluster NGC 6611
|periodikum=A & A Supplement series
|ročník=121
|strany=223-242
|datum vydání=únor 1997
|doi=10.1051/aas:1997284
|bibcode=1997A&AS..121..223D
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&AS..121..223D
|datum přístupu=2017-06-28
|jazyk=anglicky }}</ref>
Při započtení dalších oblastí mlhoviny, včetně Sloupů stvoření, naroste počet těchto zdrojů na 82, z nichž jsou většina nepotvrzené hvězdy typu Herbig Ae/Be rozprostřené v celé pozorované oblasti mlhoviny bez jakéhokoliv náznaku zhuštění.<ref name="reddened"/>
Pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu byly uvnitř mlhoviny určeny polohy hvězd s malou hmotností, jako například [[hnědý trpaslík|hnědých trpaslíků]], až do hmotnosti 0,2 [[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]], značného množství hvězd před hlavní posloupností s mírně vyšší hmotností a také bylo objeveno několik stovek možných členů hvězdokupy. Počáteční funkce hmotnosti hvězd ve středové oblasti hvězdokupy NGC 6611 se zdá být podle těchto výzkumů plochá v rozsahu od 0,3 do 1 <math>M_\odot</math> s vrcholem mezi 0,4 a 0,5 <math>M_\odot</math> a směrem k oblasti hnědých trpaslíků funkce klesá.<ref name="Oliveiraetal2005">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Oliveira |jméno=J. M.
|příjmení2=Jeffries |jméno2=R. D.
|příjmení3=van Loon |jméno3=J. Th.
|spoluautoři=et al.
|titul=Circumstellar discs around solar mass stars in NGC 6611
|periodikum=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|ročník=358
|strany=L21-L24
|datum vydání=březen 2005
|doi=10.1111/j.1745-3933.2005.00020.x
|bibcode=2005MNRAS.358L..21O
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.358L..21O
|datum přístupu=2017-06-29
|jazyk=anglicky }}</ref>
{{clear|left}}
== Galaktické okolí ==
Orlí mlhovina leží ve vzdálenosti přibližně 5 900 [[světelný rok|světelných let]] od Země a nachází se tedy v [[rameno Lodního kýlu-Střelce|rameni Střelce]], což je galaktické rameno blíže ke středu Galaxie sousedící s [[rameno Orionu|ramenem Orionu]], ve kterém sídlí Slunce. V rameni Střelce leží také další velmi jasné objekty, jako například mnohé z jasných hvězdokup viditelných mezi souhvězdími Štíra a Kentaura<ref name="Diasetal2002" /> až k [[mlhovina Carina|mlhovině Carina]]. Výzkum z roku 2008 ovšem tvrdí, že rameno Střelce může být pouhým velkým zhuštěním plynu a prachu, ze kterého vznikly nové hvězdy.<ref>{{Citace elektronické monografie
|příjmení=Shiga |jméno=David
|titul=Two of the Milky Way's spiral arms may be 'demoted'
|url=https://www.newscientist.com/article/dn14057-two-of-the-milky-ways-spiral-arms-may-be-demoted/
|datum vydání=2008-06-03
|vydavatel=newscientist.com
|datum přístupu=2017-06-29
|jazyk=anglicky }}</ref>
Pohled ze Země ve směru na mlhovinu je stíněn mezihvězdným prachem, projevuje se zde i velká vzdálenost, ale přesto je mlhovina zastíněna méně než jiné oblasti v jejím okolí. Ve skutečnosti mlhovinu vidíme na okraji takzvané Orlí trhliny (jejíž jméno je odvozeno od stejnojmenného souhvězdí, nikoli od mlhoviny; známější je sousední [[Velká trhlina v Labuti]]), což je dlouhý pás [[temná mlhovina|temných mlhovin]], který také leží v rameni Orionu jako Slunce a výrazně stíní světlo hvězd v severní části ramene Střelce.<ref name="H II region">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Blitz |jméno=L.
|příjmení2=Fich |jméno2=M.
|příjmení3=Stark |jméno3=A. A.
|titul=Catalog of CO radial velocities toward galactic H II regions
|periodikum=Astrophysical Journal Supplement Series
|ročník=49
|strany=183-206
|datum vydání=červen 1982
|doi=10.1086/190795
|bibcode=1982ApJS...49..183B
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJS...49..183B
|datum přístupu=2017-06-29
|jazyk=anglicky }}</ref>
=== Spojení s mlhovinou Omega ===
Orlí mlhovina a [[mlhovina Omega]] se na obloze nachází blízko u sebe, vzdálené pouhých 2,5 stupňů. Porovnáním jejich vzdálenosti zjistíme, že se musí nacházet skutečně blízko sebe, navzájem vzdálené několik stovek světelných let. Na základě průzkumu záření [[oxid uhelnatý|<sup>12</sup>CO]] bylo zjištěno, že jsou tyto dvě mlhoviny spojeny slabým mlhavým pásem, který je vidět i na snímcích s dlouhou expozicí a je zřetelný i v blízkém infračerveném pásmu.<ref name="Elmegreenetal1979">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Elmegreen |jméno=B. G.
|příjmení2=Lada |jméno2=C. J.
|příjmení3=Dickinson |jméno3=D. F.
|titul=The structure and extent of the giant molecular cloud near M17
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=230
|strany=415-427
|datum vydání=červen 1979
|doi=10.1086/157097
|bibcode=1979ApJ...230..415E
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...230..415E
|datum přístupu=2017-06-29
|jazyk=anglicky }}</ref>
To může naznačovat, že tyto dvě mlhoviny, ke kterým se připojuje třetí, označovaná jako Oblast III a nacházející se jihozápadně od mlhoviny Omega, mlhou být součástí rozsáhlého [[molekulární mračno|molekulárního mračna]]. Tyto mlhoviny představují nejhustější oblasti tohoto mračna a díky tomu v nich probíhá tvorba hvězd.<ref name="giant">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Moriguchi |jméno=Y.
|příjmení2=Onishi |jméno2=T.
|příjmení3=Mizuno |jméno3=A.
|spoluautoři=et al.
|titul=Discovery of a molecular supershell towards two HII regions M16 and M17: Possible evidence for triggered formation of stars and GMCs
|periodikum=The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting
|strany=173-174
|datum vydání=2002
|bibcode=2002aprm.conf..173M
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002aprm.conf..173M
|datum přístupu=2017-06-29
|jazyk=anglicky }}</ref>
[[Soubor:Messier 17.jpg|náhled|vlevo|[[Mlhovina Omega]], jasná mlhovina nacházející se několik stupňů jižně od Orlí mlhoviny, se kterou se zdá být spojena.]]
K těmto mlhovinám můžeme připočítat i soustavu [[Sh2-54]], která je spojená s otevřenou hvězdokupou [[NGC 6604]], jejíž vztah k Orlí mlhovině byl znám již před lety.<ref name="Sofueetal1986">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Sofue |jméno=Y.
|příjmení2=Handa |jméno2=T.
|příjmení3=Fuerst |jméno3=E.
|spoluautoři=et al.
|titul=Giant stellar-wind shell associated with the H II region M16
|periodikum=Astronomical Society of Japan
|strany=347-360
|datum vydání=1986
|bibcode=1986PASJ...38..347S
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986PASJ...38..347S
|datum přístupu=2017-06-30
|jazyk=anglicky }}</ref>
Vědci také určili časovou posloupnost vývoje těchto molekulárních mračen: první oblastí, ve které se spustil vývoj hvězd, je ta nejsevernější, shodující se s Sh2-54, ve které před přibližně 4 miliony lety vzniklo několik jasných [[OB asociace|OB asociací]]. Následně před 2 až 3 miliony let zasáhla tvorba hvězd oblast Orlí mlhoviny a teprve nedávno, před 1 milionem let, i mlhovinu Omegu. Příčiny tohoto šíření tvorby hvězd mohly být různé: mohlo být způsobeno velkým [[dominový efekt|dominovým efektem]], při kterém [[hvězdný vítr]] nově vzniklých hvězd stlačil plyn v přilehlých oblastech, který se zhroutil do sebe, nebo mohlo být stlačení způsobeno výbuchem více [[supernova|supernov]], které měly původ v nejhmotnějších hvězdách pocházejících z předchozí tvorby hvězd. Další možností může být také stlačení plynů tím, jak soustava mlhovin vstoupila do hustějších oblastí spirálního ramene, ve kterém se nachází.<ref name="giant"/>
Výše zmíněné molekulární mračno má tvar velké bubliny, ve které se nachází mnoho z mračna vzniklých mladých hvězd. Přesto se zdá, že je tato bublina o několik milionů let starší než samotné mračno, což by znamenalo, že jde o útvar, který byl přítomen již před příchodem mračna. Srážka s touto bublinou, a nikoli její rozpínání, tak mohla být prvotní příčinou spuštění tvorby hvězd v této oblasti.<ref name="giant"/> Podle některých autorů může být tato oblast ještě rozsáhlejší a může tak zahrnovat i [[mlhovina Laguna|mlhovinu Lagunu]], která také leží v rameni Střelce, ale poněkud blíže k Zemi, a možná i [[mlhovina Trifid|mlhovinu Trifid]],<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Stalbovskii |jméno=O. I.
|příjmení2=Shevchenko |jméno2=V. S.
|titul=The Structure of Star Formation Regions - Part Three - Individual Regions - Spatial Extent Mass and Edge of the Star Formation Region SAGITTARIUS-1
|periodikum=Soviet Astronomy - Astronomicheskii Zhurnal
|ročník=25
|strany=25-32
|datum vydání=únor 1981
|bibcode=1981SvA....25...25S
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981SvA....25...25S
|datum přístupu=2017-06-30
|jazyk=anglicky }}</ref>
i když ta se nachází poněkud dále.
{{clear|left}}
=== OB asociace ===
[[OB asociace]] je [[hvězdná asociace]], která se vytvořila poměrně nedávno a obsahuje desítky hmotných hvězd [[spektrální klasifikace|spektrální třídy]] O a B, tedy modrých a velmi horkých. Vznikly spolu z rozsáhlého molekulárního mračna, jejíž zbývající plyn je odehnán pryč poté, co nově vzniklé hvězdy začnou vydávat silný [[hvězdný vítr]]. Během několika málo milionů let velká část z nejhmotnějších hvězd v asociaci vybuchne jako supernovy, zatímco menší hvězdy přežijí déle, protože mají menší hmotnost. Předpokládá se, že většina hvězd v [[galaxie Mléčná dráha|naší Galaxii]] byla původně členy OB asociací. Paradoxně je jednodušší studovat OB asociace v jiných galaxiích než v naší Galaxii, protože temné mlhoviny zakrývají většinu objektů uvnitř Mléčné dráhy.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Massey |jméno=Philip
|příjmení2=Thompson |jméno2=A. B.
|titul=Massive stars in CYG OB2
|periodikum=Astronomical Journal
|ročník=101
|strany=1408-1428
|datum vydání=duben 1991
|doi=10.1086/115774
|bibcode=1991AJ....101.1408M
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991AJ....101.1408M
|datum přístupu=2017-06-30
|jazyk=anglicky}}</ref>
V blízkosti Orlí mlhoviny jsou známy dvě OB asociace. První se označuje ''Ser OB1'' a obsahuje přes dvacet [[modrý veleobr|modrých veleobrů]] spektrální třídy O a B, z nichž někteří jsou také členy NGC 6611. Jejich [[hvězdná velikost|magnitudy]] jsou od 7 do 10 a jejich [[absolutní hvězdná velikost|absolutní magnitudy]] jsou od -4 do -8.<ref name="OB">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Humphreys |jméno=R. M.
|titul=Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way
|periodikum=Astrophysical Journal
|ročník=38
|strany=309-350
|datum vydání=prosinec 1978
|doi=10.1086/190559
|bibcode=1978ApJS...38..309H
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJS...38..309H
|datum přístupu=2017-06-30
|jazyk=anglicky}}</ref>
K nim by mohli patřit i dva modří [[hyperobr|hyperobři]] HD 168607 a HD 168625, kteří pravděpodobně na sebe navzájem působí.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Chentsov |jméno=E. L.
|příjmení2=Gorda |jméno2=E. S.
|titul=Spatial Closeness of the White Hypergiants HD 168607 and HD 168625
|periodikum=Astronomy Letters
|ročník=30
|strany=461-468
|datum vydání=červenec 2004
|doi=10.1134/1.1774398
|bibcode=2004AstL...30..461C
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AstL...30..461C
|datum přístupu=2017-06-30
|jazyk=anglicky}}</ref>
Azimutální složka zbytkové rychlosti většiny hvězd této asociace ukazuje, že se pohybují proti směru otáčení Galaxie, což je typická vlastnost mnoha dalších hvězdných asociací, které patří do ramene Střelce, jako například Sgr OB1, Cru OB1 a Cen OB1. Toto je důležitý důkaz, který směřuje k potvrzení, že [[spirální rameno|spirální ramena]] obecně, a toto rameno zvláště, vznikají spirálotvorným působením hustotních vln.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Mel'Nik |jméno=A. M.
|příjmení2=Sitnik |jméno2=T. G.
|příjmení3=Dambis |jméno3=A. K.
|spoluautoři=et al.
|titul=Kinematic evidence for the wave nature of the Carina-Sagittarius arm
|periodikum=Astronomy Letters
|ročník=24
|strany=594-602
|datum vydání=září 1998
|bibcode=1998AstL...24..594M
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998AstL...24..594M
|datum přístupu=2017-06-30
|jazyk=anglicky }}</ref>
Druhou asociací je ''Ser OB2'', která je jasnější a zhuštěnější než předchozí. Její součástí je otevřená hvězdokupa [[NGC 6604]], mladá skupina hvězd s odhadovaným stářím 4 až 5 milionů let. Asociace je od Země vzdálena 1 700 parseků (5 500 světelných let), takže je blízko mlhoviny Sh2-54, která je součástí soustavy tvořené Orlí mlhovinou a mlhovinou Omega a jejichž hvězdami je osvětlována.<ref name="OB"/> Tato mlhovina je umístěna kolmo k rovině galaktického disku a má rozlohu kolem 30 světelných let. Asociace čítá zhruba stovku obřích hvězd třídy O a B,<ref name="OB"/> které leží přibližně 65 parseků severně od [[galaktický disk|roviny Galaxie]]. S asociací je spojen dlouhý útvar nazývaný "komín" (anglicky ''Chimney''), který je tvořen horkým ionizovaným plynem, což je zcela běžný druh útvaru v naší Galaxii i v ostatních galaxiích. Tento útvar má délku přibližně 200 parseků a zdá se, že hrál důležitou roli při vzájemném ovlivňování galaktického disku a [[galaktické halo|hala]], zejména v oblasti přenosu plynů a fotonů.<ref name="OB2">{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Forbes |jméno=Douglas
|titul=The Serpens OB2 Association and Its Thermal "Chimney''
|periodikum=Astronomical Journal
|ročník=120
|číslo=5
|strany=2594-2608
|datum vydání=listopad 2000
|doi=10.1086/316822
|bibcode=2000AJ....120.2594F
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000AJ....120.2594F
|datum přístupu=2017-06-30
|jazyk=anglicky }}</ref>
Mezi členy asociace se nachází několik hvězd velmi známých mezi astronomy, jako například [[Wolf-Rayetova hvězda|Wolf-Rayetova]] [[dvojhvězda]] [[CV Serpentis]], dvojhvězda HD 166734 a [[vícenásobná hvězda]] HD 167971.<ref name="giant"/> Silný vítr z jejích hvězd vytvořil [[rázová vlna|rázovou vlnu]], která může být zodpovědná za další tvorbu hvězd v této oblasti, v Orlí mlhovině a také za další ještě probíhající děje.<ref>{{Citace elektronického periodika
|příjmení=Reipurth |jméno=B.
|titul=The Young Cluster NGC 6604 and the Serpens OB2 Association
|periodikum=Handbook of Star Forming Regions, Volume II
|číslo=5
|strany=590
|datum vydání=prosinec 2008
|bibcode=2008hsf2.book..590R
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf2.book..590R
|datum přístupu=2017-06-30
|jazyk=anglicky }}</ref>
== Reference ==
{{Překlad|it|Nebulosa Aquila|86740687}} <references />
== Externí odkazy ==
* {{commonscat}}
* [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=M+16 Simbad – Messier 16]
{{Souřadnice - vesmír
|id=NGC6611
|rah=18
|ram=18
|ras=48
|rass=00
|ded=-13
|dem=48
|des=24
|dess=00
}}
{{Messier}}
{{Portály|Astronomie}}
[[Kategorie:Objekty v Messierově katalogu|M016]]
[[Kategorie:NGC objekty|6611]]
[[Kategorie:IC objekty|4703]]
[[Kategorie:Souhvězdí Hada]]
[[Kategorie:
[[Kategorie:Objekty v Collinderově katalogu|375]]
[[Kategorie:Objekty v Melottově katalogu|198]]
| |||