Vùng hình thành sao nổi tiếng của Tinh vân Orion. Cuillandre & G. Anselmi)
Khoảng cách chính xác rất khó để đánh giá trong không gian, đặc biệt là trong các khu vực tương đối cục bộ của Thiên hà. Các ngôi sao xuất hiện gần nhau trên bầu trời đêm thực sự có thể cách nhau hàng trăm hoặc hàng nghìn năm ánh sáng và vì chỉ có một khoảng không gian hạn chế ở đây trên Trái đất để xác định khoảng cách sử dụng thị sai, các nhà thiên văn phải tìm ra cách khác những cách để tìm hiểu các vật thể ở xa đến đâu, và chính xác những gì ở phía trước hoặc trên đằng sau những gì.
Gần đây, các nhà thiên văn học sử dụng MegaCam 340 megapixel trên Kính viễn vọng Canada-Pháp-Hawaii (CFHT) đã quan sát khu vực hình thành sao của tinh vân Orion nổi tiếng - chỉ cách khoảng 1.500 năm ánh sáng - và xác định rằng hai nhóm tinh vân khổng lồ các ngôi sao thực sự nằm ở phía trước cụm sao khi các cấu trúc hoàn toàn tách biệt Một phát hiện cuối cùng có thể buộc các nhà thiên văn phải suy nghĩ lại về việc nhiều ngôi sao chuẩn nằm ở đó đã hình thành như thế nào.
Mặc dù tinh vân Orion có thể dễ dàng nhìn thấy bằng mắt thường (vì trung tâm mờ ám, ngôi sao mờ trong thanh kiếm ba sao của Orion, treo vuông góc bên dưới thắt lưng của anh ta) bản chất mơ hồ thực sự của nó không được xác định cho đến năm 1610. Là một ngôi sao rộng lớn và hoạt động- Khu vực hình thành của bụi và khí sáng nằm cách xa 1.500 năm ánh sáng, các ngôi sao khác nhau trong Cụm tinh vân Orion (ONC) đã mang lại cho các nhà thiên văn học những tiêu chuẩn vô giá để nghiên cứu về nhiều khía cạnh của sự hình thành sao.
[Đọc thêm: Astrophoto - Vụ thảm sát đẫm máu Orion]
Giờ đây, các quan sát CFHT về tinh vân Orion do Tiến sĩ Hervé Bouy thuộc Trung tâm thiên văn vũ trụ châu Âu (ESAC) và Trung tâm sinh vật học (CSIC) và Tiến sĩ João Alves thuộc Viện nghiên cứu thiên văn học (Đại học Vienna) thực hiện cụm sao được gọi là NGC 1980 thực sự nằm trong trước mặt của tinh vân và là một nhóm cũ hơn gồm khoảng 2.000 ngôi sao tách biệt với các ngôi sao được tìm thấy trong ONClahoma cũng như lớn hơn nhiều so với suy nghĩ.
Thật khó để thấy những quan sát mới này phù hợp với bất kỳ mô hình lý thuyết nào về sự hình thành cụm và điều đó thật thú vị bởi vì nó cho thấy chúng ta có thể đang thiếu một cái gì đó cơ bản.
- Tiến sĩ João Alves, Viện nghiên cứu Astronomie, Đại học Vienna
Ngoài ra, các quan sát của họ với CFHT - được kết hợp với các quan sát trước đó với ESAùi Herschel và XMM-Newton và NASA giật Spitzer và WISE - đã dẫn đến việc phát hiện ra một cụm nhỏ hơn, L1641W.
Theo nhóm nghiên cứu, tờ giấy Chúng tôi thấy rằng có một quần thể sao phong phú ở phía trước đám mây Orion A, từ sao B đến sao M, với sự phân bố không gian 1) khác biệt; 2) chức năng độ chói; và 3) sự phân tán vận tốc từ quần thể đỏ trong đám mây Orion A. Sự phân bố không gian của dân số này đạt cực đại vào khoảng NGC 1980 (iota Ori) và, rất có thể, là hàm lượng sao mở rộng của cụm nghiên cứu kém này.
Các phát hiện cho thấy cái được gọi là Cụm tinh vân Orion thực sự là sự kết hợp của các nhóm sao cũ và mới hơn, có thể kêu gọi sửa đổi trên hầu hết các đài quan sát trong khu vực ONC chuẩn (ví dụ: tuổi, độ tuổi lan rộng, kích thước cụm , chức năng khối lượng, tần số đĩa, v.v.)
[Đọc thêm: Các nhà thiên văn nhìn thấy các ngôi sao thay đổi ngay trước mắt trong Tinh vân Orion]
Chúng ta phải gỡ rối hai quần thể hỗn hợp này, theo ngôi sao, nếu chúng ta hiểu về khu vực và sự hình thành sao trong các cụm, và thậm chí là giai đoạn đầu của sự hình thành hành tinh, theo đồng tác giả Tiến sĩ Hervé Bouy.
Bài viết về đội ngũ của nhóm Cameron Orion Revisited đã được xuất bản vào tháng 11 năm 2012 Thiên văn học & Vật lý thiên văn tạp chí. Đọc thông cáo báo chí CFHT tại đây.
Kính viễn vọng Canada-Pháp-Hawaii Mái vòm đỉnh Mauna Kea vào tháng 9 năm 2009. Tín dụng: CFHT / Jean-Charles Cuillandre
Hình ảnh bắt đầu: Tinh vân Orion nhìn thấy trong quang học - nơi đám mây phân tử là vô hình - và hồng ngoại, cho thấy đám mây. Do đó, bất kỳ ngôi sao nào được phát hiện trong quang học trong đường ngắm trên vùng được tô sáng ở bảng bên phải đều phải nằm ở phía trước của đám mây phân tử. Tín dụng: J. Alves & H. Bouy.
