Orlí mlhovina: Porovnání verzí

|příjmení=Hester |jméno=J. J.

|příjmení2=Desch |jméno2=S. J.

|strany=341, 107

|vydavatel=A. Krot, E. Scott & B.Bo Reipurth}}</ref>

Orlí mlhovinu je možné díky její velké jasnosti snadno nalézt přibližně 3° západně od hvězdy [[Gamma Scuti|γ&nbsp;Scuti]] a&nbsp;přesto, že není běžně viditelná pouhým okem, [[triedr]] 10x50 je více než dostačující k&nbsp;zahlédnutí protáhlé světlé skvrny, která obklopuje drobnou hvězdokupu, ve které lze pouzejen stěží rozeznat jednotlivé hvězdy. V&nbsp;dalekohledech o&nbsp;průměru 120 až 150&nbsp;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&nbsp;dalekohledech o&nbsp;průměru 200&nbsp;mm a větších, ve kterých hvězdokupa vypadá jasná a rozsáhlá s&nbsp;několika desítkami jasných hvězd rozptýlených v&nbsp;celé oblasti mlhoviny.<ref name="NuOr" />

Orlí mlhovina je snadno pozorovatelná z&nbsp;většiny obydlených oblastí Země, protože má pouzejen nízkou jižní [[deklinace|deklinaci]]. Přesto je její pozorování v&nbsp;severní Evropě a Kanadě, tedy blízko [[polární kruh|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&nbsp;jižní části [[tropický podnebný pás|tropického pásu]] je možno ji vidět dokonale v&nbsp;[[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> V oblasti [[mírný podnebný pás|mírného pásu]] severní polokoule je nejvhodnější období pro její pozorování na večerní obloze od června do října.

Za objevitele tohoto objektu je označován [[Jean-Philippe Loys de&nbsp;Chéseaux]], který kolem roku 1745 svým dalekohledem pravděpodobně pozoroval pouze ústřední hvězdokupu. Ve svém popisu pouze uvedl jenom hvězdokupu, která leží mezi souhvězdími Hada, Střelce a [[Antinoos|Antinoa]].<ref name="NuOr" /> Souhvězdí Antinoa ovšem bylo na začátku 20.&nbsp;století zrušeno [[Mezinárodní astronomická unie|Mezinárodní astronomickou unií]] a jeho hvězdy dnes tvoří jižní část [[souhvězdí Orla]].

Odhad vzdálenosti ústřední hvězdokupy, a tedy i&nbsp;samotné mlhoviny, je ztížen tím, že [[extinkce (astronomie)|extinkce]] (mezihvězdné zčervenání) ve směru hvězdokupy zeslabuje světlo hvězd jiným způsobem, než je v&nbsp;Galaxii běžné.: Venejen skutečnostiže neníovlivňuje extinkcí ovlivněna pouze viditelnáviditelnou oblast záření, nýbrž i&nbsp;na úrovni [[mezihvězdné prostředí|mezihvězdného prostředí]] se zdá být velmi vysoká, což může naznačovat, že se ve směru pohledu na hvězdokupu nachází prach s&nbsp;většími zrny, než je obvyklé<ref>{{Citace elektronického periodika

Sloupy stvoření jsou tři útvary z&nbsp;hustého plynu a prachu, které leží na jihovýchodním okraji mlhoviny. Vznikly působením hvězdných větrů obřích hvězd v&nbsp;ústřední hvězdokupě. Jednotlivé sloupy se označují vzestupným číslováním [[římské číslice|římskými číslicemi]], ve směru od severovýchodu na jihozápad je tedy jejich označení Sloup&nbsp;I, Sloup&nbsp;II a Sloup&nbsp;III. Členitost mlhoviny a iontovározmístění ionizovaných skladbaoblastí bylabyly s&nbsp;příchodem vesmírných dalekohledů podrobně prozkoumánaprozkoumány: [[ionizující záření]] vycházející z&nbsp;hvězdokupy stlačuje plyn molekulárního mračna a zvyšuje tím jeho povrchový tlak, zatímco proud [[fotoevaporace|vypařované]] ionizované hmoty působí proti hvězdnému větru z&nbsp;opačné strany. Tento jev je tedy zodpovědný za sloupový tvar oblaků.<ref name="Disk" /> Vítr nejdříve odežene hmotu s&nbsp;menší hustotou, zatímco nejhustější jádro, které je později [[rázová vlna|rázovou vlnou]] stlačeno, zůstává a odolává působení síly. Snímky pořízené v&nbsp;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

Usoudili tak z infračerveného snímku mlhoviny, na kterém je vidět rozpínající se mračno horkého prachu, který by mohl pocházet právě z&nbsp;vybuchlé supernovy. Celková hmotnost hustých oblastí Sloupů se odhaduje na 200&nbsp;[[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]].<ref>{{Citace elektronického periodika

CelkemČlenů hvězdokupa obsahuje přibližně 380 členů s&nbsp;hmotností většíhmotnějších než 2&nbsp;[[sluneční hmotnost|<math>M_\odot</math>]] je ve hvězdokupě přibližně 380.<ref name="Belikovetal2000">{{Citace elektronického periodika

Poloměr jádra hvězdokupy je přibližně 0,7±0,1&nbsp;[[parsek|pc]] a gravitační dosah hvězdokupy má poloměr 6,5±0,5&nbsp;pc. CelkováCelkový strmostsklon hmotnostní funkce hmotnostihvězd (funkce poměrného zastoupení hvězd podle jejich hmotnosti) je -1,45 a jejíjeho rozdílná hodnota pro jádro a okrajové části může být způsobena hmotovým rozdělením hvězdokupy. Při započtení pouze členů s&nbsp;hmotností od 5&nbsp;<math>M_\odot</math> je spodní hranice jejich celkové hmotnosti (1,6±0,3)×10³&nbsp;<math>M_\odot</math>.<ref name="IMF" /> Pokud se uváží, že hvězdy s&nbsp;hmotností v&nbsp;rozsahu od 6 do 12&nbsp;<math>M_\odot</math>představují 5,5 % celkové hmotnosti hvězdokupy v&nbsp;rozsahu 0,1 až 100&nbsp;<math>M_\odot</math>, může se celková hmotnost hvězdokupy odhadnout na přibližně 25×10³&nbsp;<math>M_\odot</math> s&nbsp;průměrnou hustotou 28,5&nbsp;<math>M_\odot</math> na krychlový parsec.<ref name="Wolffetal2007">{{Citace elektronického periodika

Výzkum hvězd může v&nbsp;HII oblastech spočívat i v&nbsp;jejich hledání pomocí záření [[H-alfa|Hα]], které vydávají [[hvězda typu T Tauri|hvězdy typu T&nbsp;Tauri]] nebo [[hvězda typu Herbig Ae/Be|hvězdy typu Herbig Ae/Be]] (hvězdy před hlavní posloupností spektrálního typu A nebo B). Podle vědců je silné záření tohoto druhu hvězd způsobeno vzájemným působením těchto hvězd a disku, který je obklopuje, zatímco slabé záření vodíku vzniká v&nbsp;[[chromosféra|chromosféře]] mladých hvězd, které ještě nejsou diskem obklopeny.<ref name="Whiteetal2003">{{Citace elektronického periodika