Orlí mlhovina: Porovnání verzí

Hvězdokupa NGC&nbsp;6611 obsahuje přibližně 60&nbsp;hvězd mezi 8. až 12.&nbsp;[[hvězdná velikost|hvězdnou velikostí]].<ref name="Kodris">{{Citace elektronické monografie|titul=Průvodce hvězdnou oblohou: Had |autor=Michal Kodriš |url=http://hvezdnouoblohou.wz.cz/had.php#m16(orlimlhovina) |datum přístupu=2017-05-09 |jazyk=česky}}</ref> Její vzdálenost od Země ještě není známa dostatečně přesně, ale odhady se blíží hodnotě 5&nbsp;870 [[světelný rok|světelných let]],<ref name="Diasetal2002">{{Citace elektronického periodika

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&nbsp;[[zenit]]u i&nbsp;na jižním pobřeží [[Středomoří]]. Z&nbsp;toho také vyplývá, že ipro pozorovatele v&nbsp;severní Evropě ažseverně dood 57° zeměpisné šířky 57° byla mlhovina [[cirkumpolární souhvězdí|cirkumpolární]].{{Doplňte zdroj}}

Z&nbsp;jedenácti rozpínajících se kuliček, které je možné pozorovat infračerveně, jich má sedm menší než hvězdou hmotnost. Kromě tohoZbývající čtyři z&nbsp;nich vysílají tak slabé rentgenové záření, že nedosahují ani hodnot vyzařovaných běžně mladými [[hvězda typu T Tauri|hvězdami typu T&nbsp;Tauri]]. Proto je možné, že se v těchto kuličkách netvoří žádné hvězdy, nebo jde o&nbsp;velmi mladé objekty, které ještě nezačaly svouvyzařovat činnostrentgenové záření.<ref name="PC" />

Z výše zmíněných důvodů se jednotlivé odhady vzdálenosti navzájem liší. V&nbsp;60.&nbsp;letech 20 století se vzdálenost mlhoviny odhadovala v&nbsp;rozsahu 32&nbsp;200&nbsp;[[parsek|pc]] (107&nbsp;400200 světelných let)<ref name="YC2">{{Citace elektronického periodika

Postupem času se tato hodnota výrazně snižovala a na počátku 21.3&nbsp;století nejpřesnější odhady uváděly vzdálenost mlhoviny mezi 1&nbsp;800200&nbsp;[[parsek|pc]] (510&nbsp;900400 světelných let).<ref name="IMFYC2">{{Citace elektronického periodika

a 1&nbsp;750&nbsp;pc (5&nbsp;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&nbsp;nástupem stále přesnějších měřicích přístrojů také měření [[spektroskopie|spektroskopické]] [[paralaxa|paralaxy]].<ref name="IMF"/>

Severovýchodně od Sloupů stvoření se nachází další velmi protažený sloup hmoty, který je znám pod označením Sloup&nbsp;V a někdy i&nbsp;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 [[astrofyzikální maser|maserů]]ů, dále pak zdroj označovaný jako G017.0335+00.7479, který leží 5 obloukových minut jižně od jednoho maseruz těchto maserů a jeden pravděpodobně velmi jasný mladý hvězdný objekt označený J181925.4−134535.<ref>{{Citace elektronického periodika

=== Hvězdotvorné jevy ===

=== Hvězdy ===

Otevřená hvězdokupa NGC&nbsp;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&nbsp;odhadovaným stářím sotva 1,8 milionů let<ref name="YC2" /> (největší z těchto veleobrů je hvězda HD&nbsp;168076) a značný počet hvězd s&nbsp;menší hmotností, které ale přesto patří mezi [[obr (hvězda)|obry]] a součet jejich záření se vyrovná výkonu jediné nejjasnější hvězdy HD&nbsp;168076.<ref name="massive" /> HD&nbsp;168076 je hlavním zdrojem záření ionizujícího plyn mlhoviny a zároveň i&nbsp;nejhmotnějším členem hvězdokupy a je to veleobr třídy O3-O5V s&nbsp;hmotností 75 až 80&nbsp;<math>M_\odot</math>.<ref name="massive" /><ref name="NGC6611" /> Celkem hvězdokupa obsahuje přibližně 380 členů dos&nbsp;hmotností větší hmotnostinež 2&nbsp;[[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]].<ref name="Belikovetal2000">{{Citace elektronického periodika

Hlavním zdrojem záření ionizujícího plyn mlhoviny a zároveň i&nbsp;nejhmotnějším členem hvězdokupy je hvězda HD&nbsp;168076, což je veleobr třídy O3-O5V s&nbsp;hmotností 75 až 80&nbsp;<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&nbsp;168076.<ref name="massive" /> Mnohé z&nbsp;těchto hmotných hvězd tvoří [[dvojhvězda|dvojhvězdy]] a [[radiální rychlost]] celé hvězdokupy souhlasí s&nbsp;rychlostí ionizovaného plynu mlhoviny. Pozorované vlastnosti dvojhvězd se zdají být v&nbsp;souladu spíše s&nbsp;[[akrece (astronomie)|akrečním]] modelem tvorby hvězd než s&nbsp;modelem jejich pozdějšího spojení.<ref name="Ducheneetal2001">{{Citace elektronického periodika

Pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu byly uvnitř mlhoviny určeny polohy hvězd s&nbsp;malou hmotností, jako například [[hnědý trpaslík|hnědých trpaslíků]], až do hmotnosti 0,2&nbsp;[[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]], značného množství hvězd před hlavní posloupností s&nbsp;mírně vyšší hmotností a také bylo objeveno několik stovek možnýchdalších nepotvrzených členů hvězdokupy. Počáteční funkce hmotnosti hvězd ve středové oblasti hvězdokupy NGC&nbsp;6611 se zdá být podle těchto výzkumů plochá v&nbsp;rozsahu od 0,3 do 1&nbsp;<math>M_\odot</math> s&nbsp;vrcholem mezi 0,4 a 0,5&nbsp;<math>M_\odot</math> a směrem k&nbsp;oblasti hnědých trpaslíků funkce klesá.<ref name="Oliveiraetal2005">{{Citace elektronického periodika

Orlí mlhovina leží ve vzdálenosti přibližně 5&nbsp;900 [[světelný rok|světelných let]] od Země a nachází se tedy v&nbsp;[[rameno Lodního kýlu-Střelce|rameni Střelce]], což je galaktické rameno blíže ke středu Galaxie sousedící s&nbsp;[[rameno Orionu|ramenem Orionu]], ve kterém sídlí Slunce. V&nbsp;rameni Střelce leží také další velmi jasné objekty, jako například mnohé z&nbsp;jasných hvězdokup viditelných mezi souhvězdími Štíra a Kentaura<ref name="Diasetal2002" /> až k&nbsp;[[mlhovina Carina|mlhovině Carina]]. Výzkum z&nbsp;roku 2008 ovšem tvrdí, že rameno Střelce může být pouhým velkým zhuštěním plynu a prachu, ze kterého vznikly nové hvězdy.<ref>{{Citace elektronické monografie

Orlí mlhovina a [[mlhovina Omega]] se na obloze nachází blízko u&nbsp;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[[spektrální čára|spektrálních čar]] [[oxid uhelnatý|¹²CO]] bylo zjištěno, že jsou tyto dvě mlhoviny spojeny slabým mlhavým pásem, který je vidět i&nbsp;na snímcích s&nbsp;dlouhou expozicí a je zřetelný i v&nbsp;blízkém infračerveném pásmu.<ref name="Elmegreenetal1979">{{Citace elektronického periodika

Vědci také určili časovou posloupnost vývoje těchtotohoto molekulárníchmolekulárního mračenmračna: 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&nbsp;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&nbsp;přilehlých oblastech, který se zhroutil do sebe, nebo mohlo být stlačení způsobeno výbuchem více [[supernova|supernov]], které měly původ v&nbsp;nejhmotnějších hvězdách pocházejících z&nbsp;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"/>