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Orionnebel

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Emissionsnebel
Daten des Orionnebels
Aus verschiedenen HST-Aufnahmen aus den Jahren 2004 und 2005 zusammengesetztes Falschfarbenbild des Orionnebels
Aus verschiedenen HST-Aufnahmen aus den Jahren 2004 und 2005 zusammengesetztes Falschfarbenbild des Orionnebels
Sternbild Orion
Position
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension 5h 35,3m [1]
Deklination −5° 23,5′ [1]
Erscheinungsbild
Scheinbare Helligkeit (visuell) 3,7 mag  [2]
Winkelausdehnung 60′ [3]
Ionisierende Quelle
Bezeichnung θ¹ Orionis C 
Typ Stern 
Physikalische Daten
Zugehörigkeit Milchstraße 
Entfernung [4] (1350 ± 23) Lj
((414 ± 7) pc)
Durchmesser 24 Lj
Geschichte
Entdeckung N.-C. F. de Peiresc
evtl. historisch
Datum der Entdeckung 1610
Katalogbezeichnungen
 NGC 1976 • GC 1179 • h 360 • M 42 • LBN 974 • Sh  2-281

Der Orionnebel (auch M 42 oder NGC 1976) ist ein Emissionsnebel im Sternbild Orion. Durch seine scheinbare Helligkeit von rund 4 mag[2] ist er mit bloßem Auge als Teil des Schwertes des Orion (unter den drei Sternen des Oriongürtels) sichtbar.

Der Orionnebel ist aus einem Teil einer großen Molekülwolke entstanden. Er leuchtet aufgrund der ionisierenden Strahlung junger Sterne, die sich seit ungefähr einer Million Jahren aus diesem Teil der Molekülwolke bilden. In der galaktischen Nachbarschaft der Sonne ist der etwa 414 Parsec[4] (1350 Lichtjahre) entfernte Orionnebel eines der aktivsten Sternentstehungsgebiete. Er wird sich zu einem den Plejaden ähnlichen offenen Sternhaufen entwickeln.[5]

Der Orionnebel besteht überwiegend aus Wasserstoff und wird aufgrund dessen Ionisation durch die Sternentstehung als H-II-Gebiet klassifiziert.[3]

Entdeckung und Erforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Obwohl der Orionnebel unter guten Bedingungen als einziger Emissionsnebel mit bloßem Auge sichtbar ist,[6] blieb er vor dem 17. Jahrhundert in europäischen, arabischen und chinesischen Schriften unerwähnt.[7][8][9] Nachdem mit den ersten Fernrohren dann detaillierte Beobachtungen möglich wurden, entwickelte sich der Orionnebel aber aufgrund seiner Nähe zu einem der besterforschten Sternentstehungsgebiete.[10][11]

Gestalt[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das früheste bekannte Dokument, das dem Orionnebel zugeordnet werden kann,[12] ist eine knappe Notiz[13] des Astronomen Nicolas-Claude Fabri de Peiresc aus dem Jahr 1610. Darin beschreibt er ein Objekt in der Mitte des Sternbilds Orion. Mit einem Fernrohr konnte er erkennen, dass es aus zwei Sternen, umgeben von einem leuchtenden Wölkchen, besteht. Jedoch ist nicht sicher, ob tatsächlich der Orionnebel sowie θ¹ und θ² Orionis gemeint sind und der mögliche Zusammenhang wurde erst Anfang des 20. Jahrhunderts verdeutlicht.[12][14] Die wenig später von Johann Baptist Cysat und Volpert Motzel im Jahr 1619 beiläufig veröffentlichte Beobachtung des Nebels[15] verglich ihn mit einem Kometen und fand wenig Beachtung. Ebenso erging es der Skizzierung und Katalogisierung des Nebels durch Giovanni Battista Hodierna aus dem Jahr 1654.[6] Daher galt Christiaan Huygens, der im Jahr 1659 einen Umriss des Nebels veröffentlichte, lange Zeit als dessen Entdecker. Charles Messier verzeichnete den Nebel in seinem erstmals 1774 publizierten Katalog als 42. Eintrag, ergänzt um eine detaillierte Abbildung. Verbesserte Teleskope ließen in der Folgezeit immer lichtschwächere Teile des Orionnebels erkennen, sodass zunehmend detaillierte Abbildungen entstanden, wenngleich auch die individuelle Wahrnehmung des Beobachters die Abbildung offenbar deutlich beeinflusste.

Im Jahr 1811 publizierte Wilhelm Herschel Überlegungen, dass sich der Orionnebel aufgrund eigener und früherer Beobachtungen verändern müsse.[16] Rund 70 Jahre später trug Edward Singleton Holden dann in einer umfassenden Monographie den Kenntnisstand zusammen, diskutierte die verschiedenen Abbildungen und kam zu dem Schluss, dass trotz deren Unterschiede der Orionnebel seit Mitte des 18. Jahrhunderts seine Form wohl nicht geändert hat, sich jedoch bereichsweise eine Helligkeitsänderung folgern lässt.[17]

Henry Draper nahm im Jahr 1880 das erste Foto des Nebels auf, das zugleich als die erste astrofotografische Aufnahme eines nichtstellaren Objektes außerhalb des Sonnensystems gilt. Die Technik wurde schnell verbessert, und Andrew Ainslie Commons ausgezeichnete Aufnahme aus dem Jahr 1883 zeigte bereits mehr Details als mit dem bloßen Auge durch das gleiche Fernrohr zu erkennen waren.

Substanz[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Galileo Galileis Skizze der Komponenten von θ Orionis, die er im Jahr 1617 mithilfe eines Fernrohrs erkannte: Die engstehende Gruppe c, g, i bildet einen Teil des Trapeziums, wobei g den hellsten Stern θ¹ Orionis C kennzeichnet; a und b werden heute mit θ² Orionis B und A bezeichnet.

Wenn auch Galileo Galilei den Nebel unerwähnt ließ, beobachtete er im Jahr 1617 mithilfe seines Teleskops fünf Komponenten in dem scheinbar zentralen Stern θ Orionis.[18] Drei davon bilden eine engstehende Gruppe, in der später Jean-Dominique Cassini (nach Holden)[17] einen vierten Stern entdeckte, woraufhin die Anordnung Trapezium genannt wurde.[19] In der Folgezeit konnten mit verbesserten Teleskopen weitere Sterne im Trapezium aufgelöst werden, und auch die Sterne im Umfeld wurden katalogisiert. Sowohl durch direkte Beobachtung wie auch mittels Fotografie zeigte sich Ende des 19. Jahrhunderts so ein Sternhaufen im Orionnebel anhand mehrerer hundert erfasster Sterne in einem 1,5° durchmessenden Bereich.[20][21]

Der Ende des 19. Jahrhunderts von William Henry Pickering und Edward Barnard beobachtete Wolkenkomplex im Orion beginnt oberhalb der drei Gürtelsterne, erstreckt sich hinab zu Rigel und ist links durch Barnard’s Loop konturiert. Untersuchungen Anfang der 1920er Jahre zeigten, dass der etwas unterhalb der Bildmitte liegende Orionnebel ein lichtemittierender Teil des Wolkenkomplexes ist.

Von William Lassell wurde Mitte des 19. Jahrhunderts die außergewöhnliche erbsengrüne Farbe des Orionnebels festgehalten[22] und nachfolgende spektroskopische Untersuchungen durch William Huggins wiesen bereits im Jahr 1865 auf die gasartige Natur des die Sterne umgebenden Nebels hin. Neben unbekannten grünen Spektrallinien waren die von Wasserstoff deutlich zu erkennen.[23] Die unterschiedliche räumliche Verteilung der verschiedenen Gase wurde von Johannes Franz Hartmann im Jahr 1905 anhand von Fotografien mit schmalbandigen Filtern gezeigt,[24] wenngleich die unbekannten Spektrallinien erst in den 1920er Jahren ionisiertem Sauerstoff zugeordnet werden konnten. Durch genauere Untersuchung der Spektrallinien bestimmte im Jahr 1902 Hermann Carl Vogel Strömungen innerhalb des Nebels.[25] Henri Buisson, Charles Fabry und Henry Bourget bestätigten dies im Jahr 1914 durch interferometrische Vermessung der Spektrallinien und leiteten dabei eine Obergrenze von 15.000 Kelvin für die Gastemperatur ab.[26] Bald darauf zeigte sich in langbelichteten Aufnahmen, dass der Orionnebel der leuchtende Teil einer viel größeren Wolke ist, und einige Forscher vermuteten, dass Ultraviolettstrahlung der Sterne des Trapeziums die Gase erhitzt und ionisiert und den Nebel zum Leuchten anregt.[27][28][29] Mit der Kenntnis, dass eine der Spektrallinien von Sauerstoff stammt, gelang 1931 unter der Berücksichtigung von Strömungen eine genauere Temperaturbestimmung der leuchtenden Gase auf 11.000 Kelvin,[30] was nahe bei den Ergebnissen nachfolgender Untersuchungen lag, die nunmehr auf eine Temperatur von 10.000 Kelvin im Zentrum hindeuteten.[11][10] Zu dieser Zeit nahmen Walter Baade und Rudolph Minkowski an einigen der hellsten Sterne spektrometrische Messungen vor, um deren untypische Spektren zu klären. Die Spektrometrie zeigte überdies, dass der Nebel große Mengen an kohlenstoff- und eisenhaltigen Staubpartikeln mit einer Größe von über 100 µm enthält.[31] Weitere Spektroskopien des Nebels zeigten, dass er außer Wasserstoff etwa 10 % Helium enthält. Die Anteile von Sauerstoff, Kohlenstoff und Neon liegen unter 1 %, die Anteile von Stickstoff, Schwefel und Argon betragen weniger als 1 ‰. Damit ähnelt der Nebel in der Zusammensetzung der Sonne.[32] Die mit ebenfalls weniger als 1 ‰ vorhandenen Elemente Magnesium, Silizium und Eisen sind zu rund 90 % als Oxid im Staub gebunden.[33]

Visualisierung der dreidimensionalen Struktur des Orionnebels und die Lage der eingebetteten Sterne vor der Ionisationsfront und hinter einem Schleier aus neutralem Gas. Ausschnitt einer Animation für das IMAX, die Perspektive ist etwa senkrecht zur Sicht mittels Teleskops.[34]

Detaillierte Modelle der Anregung durch Ultraviolettstrahlung wurden in den 1950er Jahren entwickelt, und der optisch hellste Stern des Trapeziums, θ¹ Orionis C, wurde auch als hauptsächliche UV-Strahlungsquelle identifiziert.[35] Untersuchungen in den 1960er und 1970er Jahren zeigten zunehmend deutlicher, dass die Trapezsterne vor der Molekülwolke in einer Einbuchtung liegen und lediglich die Grenzschicht ionisiert wird.[36][11][37] Die Dicke von 0,1 pc und die dreidimensionale Lage der Ionisationsfront wurde Anfang der 1990er Jahre ermittelt und diese in den Folgejahren dann aufwendig visualisiert.[38][39][40] Diese Visualisierung konnte mit weiterentwickelten Modellen und insbesondere mit später erstellten, hochaufgelösten Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops nochmals verbessert werden.[41][34] Ebenfalls in dieser Zeit wurde ein Schleier aus neutralem Gas im Vordergrund entdeckt, eingehender charakterisiert und den Modellen hinzugefügt.[42] Diese Modelle geben auch einen genaueren Aufschluss über die Teilchendichte in der Ionisationfront, die in der Huygens-Region rund 9000 ionisierte Atomen pro cm³ erreicht,[42] während frühere, einfachere Modelle etwa das Doppelte gefordert hatten.[43]

Zwei Aufnahmen des Trapezhaufens im Orionnebel, mit unterschiedlichen Spektren.
Links sichtbares Licht: Verteilung von Wasserstoff (grün), Sauerstoff (blau) und Stickstoff (rot).
Rechts Infrarot: Sterne treten hervor.
Langbelichtete Infrarotaufnahme, erstellt mit dem Very Large Telescope und der Kamera HAWK-I

Durch Infrarotaufnahmen, bei denen ein Farbfilter sichtbares Licht und damit viele Spektrallinien des Nebels sperrte, gelang es Robert Julius Trumpler Anfang der 1930er Jahre, die Sterne um das Trapezium deutlicher zu erkennen. Er identifizierte einen Bereich von einer Bogenminute mit 41 Sternen, den er „Trapezium cluster“ (Trapezhaufen) nannte.[44] Von einem größeren Bereich mit einem Radius von 10 Bogenminuten um die Trapezsterne berichtete Guillermo Haro im Jahr 1953 und bezeichnete ihn als „Orion Nebula Cluster“.[45] Spätere Betrachtungen zeigten jedoch, dass es sich um keine separaten Gebiete handelt,[10] und dass sie insgesamt etwa 3500 Sterne mit zusammen wahrscheinlich 900–1800 Sonnenmassen umfassen.[46] Mit weiteren Untersuchungen im Infrarotbereich konnten im Jahr 2008 mit dem HAWK-I am VLT durch das größere Teleskop und die empfindlicheren Detektoren eine Vielzahl von braunen Zwergen und Objekten planetarer Masse aufgespürt werden. Es zeigte sich, dass in dem Nebel wesentlich mehr Objekte dieser Art vorhanden sind als bis dahin vermutet worden war.[47][48] Sich anschließende Untersuchungen mit der aufgerüsteten Infrarotkamera WFC3 des Hubble-Weltraumteleskops vervollständigen das Bild und vertiefen dessen eingangs gezeigte Aufnahme.[49]

Alter[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Entstehende Sterne mit zirkumstellaren Scheiben (orange und schwarz) im Orionnebel, Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops

Bereits Anfang des 19. Jahrhunderts vermutete Wilhelm Herschel, dass sich aus der Materie der Nebel durch gravitative Kompression Sterne formen.[16](S. 331) Fotografische und spektroskopische Untersuchungen Anfang des 20. Jahrhunderts bestätigten diese Überlegung im Grundsatz.[50] In der Folgezeit entwickelte sich ein Verständnis von Sternen, das eine Einordnung des zeitlichen Ablaufs ermöglichte. Ende der 1950er Jahre verglich Kaj Aage Gunnar Strand die Auswertung von Farben-Helligkeits-Diagrammen des Orionhaufens mit denen eines anderen Sternhaufens durch Merle Walker. Daraus folgerte er ein Alter von weniger als 3 Millionen Jahren und vermutete aufgrund vorhandener T-Tauri-Sterne, dass einige Sterne sich noch gravitativ formen. Zudem ermittelte er einige Sternbewegungen aus 50 Jahre auseinanderliegenden Fotografien, rechnete diese zurück und schloss daraus ein Alter dieser Sterne von 300.000 Jahren.[51] Untersuchungen im Infrarotspektrum wie die von Eric Becklin und Gerald Neugebauer aus dem Jahr 1965 gaben kurz darauf weitere Beispiele für gerade stattfindende Sternentstehung. Sie zeigen ein neuartiges, eine Bogenminute von θ¹ Orionis entferntes Objekt, das aufgrund seiner niedrigen Temperatur von 700 K nur im Infraroten detektierbar ist, und als Protostern erklärt wird.[52] Zu dieser Zeit wurde auch der ebenfalls sehr kalte und nur im Infraroten detektierbare, nahegelegene Kleinmann-Low-Nebel entdeckt, in dem etliche Sterne entstehen. Im Jahr 1969 vermaß dann Walker in Arealen geringer Nebelemission eine Vielzahl von Sternen photometrisch im ultravioletten, im blauen und im langwelligeren sichtbaren Spektralbereich und konnte damit deren Alter auf rund 3 Millionen Jahre berechnen.[53] Rund zwanzig Jahre später wandten George Howard Herbig und Donald Terndrup die Methode auf den sichtbaren und infraroten Spektralbereich an und stellten fest, dass die Sterne überwiegend jünger als 1 Million Jahre sind.[54] Anfang der 1990er Jahre gelang es durch hochaufgelöste Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops, eine Vielzahl gerade entstehender Sterne anhand ihrer zirkumstellaren Scheibe (Proplyd) zu erkennen.[38]

Der Orionnebel selbst war vermutlich noch vor 50.000 Jahren nicht sichtbar, da die jungen O- und B-Sterne noch von der Molekülwolke umschlossen waren. Anfang der 1960er errechneten Franz Daniel Kahn, Thuppalay Kochu Govinda Menon und Peter O. Vanderport, dass die Molekülwolke erst in der Zwischenzeit durch Photoionisation von diesen Sternen so weit verdampft worden ist, dass sich eine Bucht um diese und um die über tausend Sterne des Sternhaufens gebildet hat und sie von der Erde aus gesehen werden können.[55][56][10]

Entfernung und Größe[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Erste Entfernungsbestimmungen des Orionnebels waren noch mit deutlichen Unsicherheiten und Diskrepanzen behaftet. So ermittelte mit dem Einzug der Fotografie in die Astronomie William Henry Pickering die Eigenbewegung einiger Sterne des Orionnebels und schätzte daraus im Jahr 1895 eine Entfernung von 1000 Lichtjahren.[57] Gut zwanzig Jahre später verglich er dann die scheinbare Helligkeit von Sternen mit Sternen gleicher Spektralklasse und bekannter Entfernung und leitete aus dieser spektroskopischen Parallaxe 2000 Parsec (6520 Lichtjahre) ab. Er änderte den Wert zwei Jahre später auf 500 Parsec, nachdem zwischenzeitlich Jacobus C. Kapteyn mit der gleichen Methode 180 Parsec errechnet hatte.[58] Anhand des eingebetteten Trapezium- und des nahegelegenen NGC-1981-Sternhaufens bestimmte Trumpler im Jahr 1931 wiederum mittels spektroskopischer Parallaxe Entfernungen von 500 beziehungsweise 400 Parsec; eine von ihm entwickelte Sternhaufen-Größenklassifikation lieferte 660 beziehungsweise 470 Parsec.[44] Entfernungsbestimmungen aus den 1940er bis 1980er Jahren ergaben zwischen 300 und 483 Parsec.[4] Für eine satellitengestützte Triangulation durch Hipparcos eignete sich nur ein Stern im Orionnebel, womit deren Ergebnis mit erheblichen Unsicherheiten behaftet ist.[4] Eine genaue trigonometrische Entfernungsmessung konnte im Jahr 2007 jedoch mit Hilfe des Very Long Baseline Array an vier Radiosternen erfolgen und ortet den Orionnebel 1350 ± 23 Lichtjahre entfernt.[4][10]

Da der Orionnebel keine scharfe Kontur aufweist, hängt seine Größe von der Wahl der Methode zur Festlegung seines Randes ab. Mitte des 20. Jahrhunderts katalogisierte Stewart Sharpless eine Vielzahl von H-II-Regionen und schrieb dabei dem Orionnebel zu Vergleichszwecken einen scheinbaren Durchmesser von 60 Bogenminuten zu.[3] Dieser Winkel entspricht in einer Entfernung von 1350 Lichtjahren einer Ausdehnung von 24 Lichtjahren. Lynds’ Catalogue of Bright Nebulae notiert 60 × 90 Bogenminuten.

Beobachtung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Lage des Orionnebels im Sternbild Orion, wie es mit bloßem Auge wahrgenommen werden kann (Bezeichnung der hellsten Sterne nach der Uranometria): Der Orionnebel liegt 5° südlich des mittleren der Gürtelsterne ζ, ε und δ und ist mit einem Kreis um θ Orionis gekennzeichnet.

Der Orionnebel kann am besten in den Wintermonaten beobachtet werden, wenn er abends in Mitteleuropa 30–40° hoch im Süden steht, oder im Oktober gegen 4 Uhr früh.[59] Dem bloßem Auge erscheint der Orionnebel lediglich als ein Stern 3.–4. Magnitude, wie der rund 2000 Jahre alte Almagest,[60] al-Sūfīs Buch der Fixsterne[61] und die neuzeitliche Uranometria schreiben. Jedoch kann eine für Sterne untypische leichte Unschärfe wahrgenommen werden.[62]

Erst mit Hilfsmitteln kann zwischen dem Nebel und den darin befindlichen Sternen differenziert werden.[2] Schon in einem Fernglas 10 × 50 ist θ Orionis in die vier Komponenten θ¹ Orionis und θ² Orionis A–C getrennt,[2] und Filamente des Nebels sind wahrnehmbar. In einem Fernglas 10 × 70 erscheinen zudem weniger helle Partien des Nebels und auch die dunkle Einbuchtung in der Huygens-Region; der Orionnebel ist so in einem Gebiet von 30 × 45 Bogenminuten beobachtbar.[2]

Orionnebel, aufgenommen mit einem Amateurfernrohr mit 25 cm Öffnung, nachbearbeitet (Norden ist links)

Mit stärker vergrößernden Teleskopen sind die vier Trapezsterne einzeln zu erkennen, und der Umriss der Huygens-Region ist deutlich zu sehen.[2] Teleskope mit 12 cm Öffnungsweite lassen in dieser Region dann kleine helle Inseln und dunkle Kanäle hervortreten, und mit einem 60-cm-Teleskop zeigt sich ein Detailgrad, der mit der Skizze aus Beobachtungen durch das Leviathan-Teleskop vergleichbar ist.[2] Die Skizze von John Herschel gibt einen Eindruck über die Wahrnehmbarkeit des gesamten Nebels in einem Teleskop dieser Größe. Das Leuchten der vier Trapez-Sterne und von θ² Orionis dominiert die Nebelstrukturen jedoch viel stärker, als es diese Skizzen vermuten lassen.

Bereits mit Teleskopdurchmessern unter 30 cm ist die grün-bläuliche Farbe der Huygens-Region wahrnehmbar.[2] Dieser Eindruck verstärkt sich mit zunehmender Öffnung.[2] Ab 30 cm erscheinen Kanten dieser Region orange-rot und mit einem Durchmesser von 50 cm zeigen sich auch Farben außerhalb dieser Region.[2] Dennoch ist – im Vergleich zu detailreichen Farbfotos, die wie obige Bilder durch lange Belichtungszeiten entstehen – der Blick selbst durch lichtstarke Teleskope eher enttäuschend.

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Orionnebel – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Berichte über aktuelle Forschungen (Auswahl)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. NED data for the Messier Objects
  2. a b c d e f g h i j Ronald Stoyan, Stefan Binnewies, Susanne Friedrich: Atlas der Messier-Objekte. 2006, ISBN 978-3-938469-07-1.
  3. a b c Stewart Sharpless: A Catalogue of H II Regions. In: Astrophysical Journal Supplement. 4, 1959, S. 257–279. bibcode:1959ApJS....4..257S.
  4. a b c d e Karl M. Menten, M. J. Reid, J. Forbrich, A. Brunthaler: The Distance to the Orion Nebula. In: Astronomy & Astrophysics. 474, Nr. 2, 2007, S. 515–520. bibcode:2007arXiv0709.0485M. doi:10.1051/0004-6361:20078247.
  5. Pavel Kroupa, Sverre J. Aarseth, Jarrod Hurley: The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 321, Nr. 4, 2001, S. 699–712. arxiv:astro-ph/0009470. bibcode:2001MNRAS.321..699K.
  6. a b Giovanni Battista Hodierna: De Amirandis Coeli Characteribus. Nicolai Bua, Panormi 1654, doi:10.3931/e-rara-444.
    G. Fodera-Serio, L. Indorato, P. Nastasi: G. B. Hodierna’s Observations of Nebulae and his Cosmology. In: Journal for the History of Astronomy. 16, Nr. 1, 1985, S. 1–36. bibcode:1985JHA....16....1F.
  7. K. G. Jones: The Search for the Nebulae-I. In: Journal of the British Astronomical Association. 78, 1968, S. 256–267. bibcode:1968JBAA...78..256J.
  8. K. G. Jones: The Search for the Nebulae-II. In: Journal of the British Astronomical Association. 78, 1968, S. 360–368. bibcode:1968JBAA...78..360J.
  9. T. G. Harrison: The Orion Nebula – where in History is it?. In: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 25, Nr. 1, 1984, S. 65–79. bibcode:1984QJRAS..25...65H.
  10. a b c d e August Muench, Konstantin Getman, Lynne Hillenbrand, Thomas Preibisch: Star Formation in the Orion Nebula I: Stellar Content. In: Bo Reipurth (Hrsg.): Handbook of Star Forming Regions. 2008, arxiv:0812.1323v1, bibcode:2008hsf1.book..483M.
  11. a b c B. Balick, R. H. Gammon, R. M. Hjellming: The structure of the Orion nebula. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 86, 1974, S. 616–634. bibcode:1974PASP...86..616B. doi:10.1086/129654.
  12. a b Guillaume Bigourdan: La découverte de la nébuleuse d’Orion (N. G. C. 1976) par de Peiresc. In: Comptes rendus de l’Académie des sciences. 162, 1916, S. 489–490.
  13. Digitalisat bei Commons
  14. Harald Siebert: Die Entdeckung des Orionnebels. Historische Aufzeichnungen aus dem Jahr 1610 neu gesichtet In: Sterne und Weltraum. 11, 2010, S. 32–42.
  15. Johann Baptist Cysat, Volpert Motzel: Mathemata Astronomica De Loco, Motu, Magnitudine, Et Causis Cometae. Elisabeth Angermaier, Ingolstadt 1619 (gbv.de).
  16. a b Wilhelm Herschel: Astronomical Observations Relating to the Construction of the Heavens, Arranged for the Purpose of a Critical Examination, the Result of Which Appears to Throw Some New Light upon the Organization of the Celestial Bodies. In: Philosophical Transactions of the Royal Society. 101, 1811, S. 269–336. bibcode:1811RSPT..101..269H.
  17. a b Edward Singleton Holden: Monograph of the central parts of the nebula of Orion. In: Astronomical and Meteorological Observations made at the U.S. Naval Observatory. 18, S. a1–a230. bibcode:1882USNOM..18A...1H.
  18. Galileo Galilei, Antonio Favaro, Isidoro del Lungo, Valentino Cerruti, Giovanni Virginio Schiaparelli, Gilberto Govi, Umberto Marchesini, Vittorio Lami: Le opere di Galileo Galilei. III/2. Florenz 1907, S. 880, bibcode:1890odgg.book.....G.
  19. Jean-Dominique Cassini: de Cometa anni 1652 et 1653. 1653 (online).
  20. Benjamin Apthorp Gould, Seth Carlo Chandler: Cordoba photographs. Photographic observations of star-clusters from impressions made at the Argentine national observatory, measured and computed with aid from Argentine Government. Nichols Press, Lynn (Massachusetts) 1897, bibcode:1897cppo.book.....G (online).
  21. Julius Scheiner: Über den Sternhaufen um ϑ Orionis. In: Astronomische Nachrichten. 147, Nr. 9, 1898, S. 149–154. bibcode:1898AN....147..149S.
  22. William Lassell: Observations of the Nebula of Orion, made at Valletta, with the Twenty-foot Equatoreal. In: Memoirs of the Royal Astronomical Society. 23, 1854, S. 53. bibcode:1854MmRAS..23...53L.
  23. William Huggins: On the Spectrum of the Great Nebula in the Sword-handle of Orion. In: Proceedings of the Royal Society of London. 14, 1865, S. 39–42. bibcode:1865RSPS...14...39H.
  24. Johannes Franz Hartmann: Monochromatic Photographs of the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 21, 1905, S. 389–399. bibcode:1905ApJ....21..389H.
  25. Hermann Carl Vogel: Radial Velocity of the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 15, 1902, S. 302–309. bibcode:1902ApJ....15..302V.
  26. Henri Buisson, Charles Fabry, Henry Bourget: An application of interference to the the study of the Orion nebula. In: Astrophysical Journal. 40, 1914, S. 241–258. bibcode:1914ApJ....40..241B.
  27. Henry Norris Russell: Dark Nebulae. In: Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 8, Nr. 5, S. 115–118. bibcode:1922PNAS....8..115R.
  28. M. Applegate, Harlow Shapley: On the Dwarf Variable Stars in the Orion Nebula. In: Harvard College Observatory Circular. 254, 1924, S. 1–4. bibcode:1924HarCi.254....1A.
  29. J. H. Moore: The Great Nebula in Orion. In: Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 1, Nr. 9, S. 31–34. bibcode:1926ASPL....1...31M.
  30. R. D. H. Jones: The temperature of the Orion nebula. In: The Observatory. 54, 1931, S. 165–166. bibcode:1931Obs....54..165J.
  31. Walter Baade, Rudolph Minkowski: Spectrophotometric Investigations of Some O- and B-Type Stars Connected with the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 86, 1937, S. 123–135. bibcode:1937ApJ....86..123B.
  32. C. Esteban, M. Peimbert, J. García-Rojas, M. T. Ruiz, A. Peimbert, M. Rodríguez: A reappraisal of the chemical composition of the Orion nebula based on VLT echelle spectrophotometry. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 355, Nr. 1, 2014, S. 229–247. arxiv:astro-ph/0408249v1. bibcode:2004MNRAS.355..229E.
  33. S. Simón-Díaz, G. Stasińska: The chemical composition of the Orion star-forming region: II. Stars, gas, and dust: the abundance discrepancy conundrum. In: Astronomy & Astrophysics. 526, 2011, S. A48, 1–9. arxiv:1010.5903v1. bibcode:2011A&A...526A..48S.
  34. a b Toni Myers, Leonardo DiCaprio, James Neihouse, Micky Erbe, Maribeth Solomon. (2011). Hubble (3D) (Blu-ray, ursp. IMAX). Warner Home Video. 44 Minuten.
    Videoabschnitt über den Orionnebel bei Youtube
  35. Olin C. Wilson, Guido Münch, Edith Flather, Mary F. Coffeen: Internal Kinematics of the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal Supplement. 4, S. 199–256. bibcode:1959ApJS....4..199W.
  36. B. Zuckerman: A Model of the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 183, 1973, S. 863–870. bibcode:1973ApJ...183..863Z.
  37. V. Pankonin, C. M. Walmsley, M. Harwit: The structure of the Orion Nebula – The ionized gas. In: Astronomy & Astrophysics. 75, Nr. 1–2, 1979, S. 34–43. bibcode:1979A&A....75...34P.
  38. a b C. R. O’Dell: Structure, motion, and composition of the Orion Nebula. In: Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. 27, 1993, S. 55–58. bibcode:1993RMxAA..27...55O.
  39. Z. Wen, C. R. O’Dell: A three-dimensional model of the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal, Part 1. 438, Nr. 2, 1995, S. 784–793. bibcode:1995ApJ...438..784W.
  40. D. Nadeau, J. Genetti, S. Napear, B. Pailthorpe, C. Emmart, E. Wesselak, D. Davidson: Visualizing stars and emission nebulae. In: Computer Graphics Forum. 20, Nr. 1, 2001, S. 27–33. Video.
  41. C. R. O’Dell, W. J. Henney, N. P. Abel, G. J. Ferland, S. J. Arthur: The Three-Dimensional Dynamic Structure of the Inner Orion Nebula. In: The Astronomical Journal. 137, Nr. 1, 2009, S. 367–382. bibcode:2009AJ....137..367O.
  42. a b C. R. O’Dell, G. J. Ferland, M. Peimbert: Structure and physical conditions in the Huygens region of the Orion nebula. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 464, Nr. 4, 2017, S. 4835–4857. arxiv:1610.06595. bibcode:2017MNRAS.464.4835O.
  43. Donald Osterbrock, Edith Flather: Electron Densities in the Orion Nebula. II. In: Astrophysical Journal. 129, 1959, S. 26.
  44. a b Robert Julius Trumpler: The Distance of the Orion Nebula. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 43, Nr. 254, 1931, S. 255–260. bibcode:1931PASP...43..255T.
  45. Guillermo Haro: Hα Emission Stars and Peculiar Objects in the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 117, 1953, S. 73–82. bibcode:1953ApJ...117...73H.
  46. Lynne A. Hillenbrand: On the Stellar Population and Star-Forming History of the Orion Nebula Cluster. In: Astronomical Journal. 113, 1997, S. 1733–1768. bibcode:1997AJ....113.1733H.
  47. Tief im Herzen des Orionnebels. VLT-Infrarotaufnahme bringt unerwartet viele Objekte niedriger Masse zu Tage. Abgerufen am 1. Januar 2017.
  48. H. Drass, M. Haas, R. Chini, A. Bayo, M. Hackstein, V. Hoffmeister, N. Godoy, N. Vogt: The bimodal initial mass function in the Orion Nebula Cloud. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 461, Nr. 2, 2016, S. 1734–1744. arxiv:1605.03600. bibcode:2016MNRAS.461.1734D.
  49. M. Robberto, M. Andersen, T. Barman, A. Bellini, N. da Rio, S. de Mink, L. A. Hillenbrand, J. R. Lu, K. Luhman, C. F. Manara, M. Meyer, I. Platais, L. Pueyo, D. Soderblom, R. Soummer, S. Stahler, J. C. Tan: Toward a Complete Census of the Low Mass IMF in the Orion Nebula Cluster. 2015, bibcode:2015IAUGA..2258250R.
  50. A. L. Cortie: Photographic evidence for the formation of stars from nebulae. In: The Observatory. 42, 1919, S. 398–401.
  51. Kaj Aage Gunnar Strand: Stellar Motions in the Orion Nebula Cluster. In: Astrophysical Journal. 128, 1958, S. 14–30. bibcode:1958ApJ...128...14S.
  52. Eric Becklin, Gerald Neugebauer: Observations of an Infrared Star in the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 147, 1967, S. 799–802. bibcode:1967ApJ...147..799B.
  53. Merle F. Walker: Studies of extremely young clusters. V. Stars in the vicinity of the Orion nebula. In: Astrophysical Journal. 155, 1969, S. 447–468. bibcode:1969ApJ...155..447W.
  54. George Howard Herbig, Donald M. Terndrup: The Trapezium cluster of the Orion nebula. In: Astrophysical Journal. 307, 1986, S. 609–618. bibcode:1986ApJ...307..609H.
  55. Franz Daniel Kahn, Thuppalay Kochu Govinda Menon: Evolution of Gaseous Nebulae. In: Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 47, Nr. 11, 1961, S. 1712–1716. bibcode:1961PNAS...47.1712K.
  56. Peter O. Vanderport: The Age of the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 138, 1963, S. 294–296. bibcode:1963ApJ...138..294V.
  57. William Henry Pickering, Edward Charles Pickering: Investigations in astronomical photography. In: Annals of Harvard College Observatory. 32, 1895, S. 1–116. bibcode:1895AnHar..32....1P.
  58. William Henry Pickering: The Distance of the Great Nebula in Orion. In: Harvard College Observatory Circular. 205, S. 1–8. bibcode:1917HarCi.205....1P.
  59. Patrick Moore: The Amateur Astronomer. Springer, London 2006, ISBN 978-1-84628-286-7.
  60. Claudius Ptolemaeus: Almagestum. Petrus Lichtenstein, Venedig 1515, S. 86 (Digitalisat der Universitätsbibliothek Wien, S. 177 im PDF).
  61. H. C. F. C. Schjellerup: Description des Étoiles Fixes: Composeés au Milieu du Dixième Siècle de Notre Ére par l’Astronome Persan Abd-al-Rahman al-Šūfī. Commissionnaires de l’Académie Impériale des sciences, St. Petersburg 1874, bibcode:1874defc.book.....S, urn:nbn:de:gbv:3:5-19654.
    Anmerkung: Der vorgenommene Vergleich mit der Bonner Durchmusterung kann für θ Orionis nur eine Mindesthelligkeit liefern, da der mit der 4. Magnitude verzeichnete Eintrag BD-05 1315 nur den Teil θ¹ Orionis umfasst.
  62. Charles Robert O’Dell: The Orion Nebula: Where Stars are Born. The Belknap Press of Harvard University Press, Cambridge, Massachusetts and London, England 2003, ISBN 978-0-674-01183-0, S. 3, bibcode:2003onws.book.....O.
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