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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
Daten des Orionnebels
AladinLite
Sternbild Orion
Position
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension 5h 35.3m [1]
Deklination −5° 23.5′ [1]
Erscheinungsbild
Scheinbare Helligkeit (visuell) 3,7 mag[2]
Scheinbare Helligkeit (B-Band) mag
Winkelausdehnung 60′[3]
Ionisierende Quelle
Bezeichnung θ¹ Orionis C
Typ Stern
Physikalische Daten

Zugehörigkeit Milchstraße
Entfernung[4] (1350 ± 23) Lj
((414 ± 7) pc)
Masse 700-2100 M☉[5][6][7]
Durchmesser 24 Lj
Alter 3 Millionen JahreReferenzfehler: Ungültige <ref>-Verwendung: „ref“ ohne Inhalt muss einen Namen haben.
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 die große scheinbare Helligkeit von rund 4 mag ist der Nebel mit bloßem Auge als Teil des Schwertes des Orion unter den drei Sternen des Oriongürtels sichtbar.[2]

Der überwiegend aus Wasserstoff bestehende Orionnebel entwickelte sich aus Teilen einer interstellaren Molekülwolke. Aufgrund der ionisierenden Strahlung darin entstehender junger Sterne leuchtet der Nebel im sichtbaren Bereich und wird daher auch als H-II-Gebiet klassifiziert.[3] Der etwa 414 Parsec[4] (1350 Lichtjahre) entfernte Orionnebel ist eines der aktivsten Sternentstehungsgebiete in der galaktischen Nachbarschaft der Sonne. Er wird sich voraussichtlich zu einem den Plejaden ähnlichen offenen Sternhaufen entwickeln.[8]

Entdeckung und Erforschung

Obwohl der Orionnebel unter guten Bedingungen als einziger Emissionsnebel mit bloßem Auge sichtbar ist,[9][10] blieb die besondere Gestalt vor dem 17. Jahrhundert in europäischen, arabischen und chinesischen Schriften unerwähnt:[11][12][13] Der rund 2000 Jahre alte Almagest,[14] al-Sūfīs Buch der Fixsterne[15] und die neuzeitliche Uranometria notieren den Orionnebel lediglich als einen Stern der Magnitude 3 bis 4. Nachdem mit den ersten Fernrohren detaillierte Beobachtungen möglich geworden waren, entwickelte sich der Orionnebel aufgrund seiner Nähe zu einem der besterforschten Sternentstehungsgebiete.[16][17]

Gestalt

Die vermutlich früheste dem Orionnebel zuordenbare Beschreibung datiert aus dem Jahr 1610. In einem Dokument des französischen Astronomen Nicolas-Claude Fabri de Peiresc[18] wird darin notizhaft ein Objekt bestehend aus zwei Sternen in einem leuchtenden „Wölkchen“ inmitten des Sternbildes Orion erwähnt. Es ist jedoch nicht sicher, ob damit tatsächlich der Orionnebel mit den beiden Sternen θ¹ und θ² Orionis gemeint ist, wie seit Anfang des 20. Jahrhunderts gemutmaßt wird.[19][20] Die 1619 von Johann Baptist Cysat und Volpert Motzel beiläufig veröffentlichte Beobachtung des Nebels[21] verglich diesen mit einem Kometen. Sie fand jedoch nur wenig Beachtung,[22] genausowenig wie die Skizzierung und Katalogisierung durch Giovanni Battista Hodierna aus dem Jahr 1654.[9] Daher galt lange Zeit Christiaan Huygens als der Entdecker, der im Jahr 1659 eine Umrisszeichnung des Nebels veröffentlichte.[22] Charles Messier verzeichnete den Nebel in seinem erstmals 1774 publizierten Katalog als 42. Eintrag, ergänzt um eine detaillierte Abbildung. Friedrich von Hahn beschrieb seine Struktur kurz darauf

„… als eine helle scintillirende Wolke. Es hat aber das Ansehen, als wenn der in der Nachbarschaft befindlich völlig schwarze Nebel sich bis hinter jene Wolke erstreckte, welche dadurch einem glänzendem Gewebe auf einem dunklen Grunde ähnlich wird.“[23]

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.[24] Rund 70 Jahre später trug Edward Singleton Holden in einer umfassenden Monografie den damaligen Kenntnisstand zusammen. Er diskutierte zudem die verschiedenen Abbildungen und kam zu dem Schluss, dass trotz der unterschiedlichen Darstellungen der Orionnebel seit Mitte des 18. Jahrhunderts seine Form wohl nicht dafür jedoch seine Helligkeit verändert hat.[25]

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. Die zuvor vermuteten Veränderungen des Orionnebels bestätigten die in der Folgezeit aufgenommenen Fotografien indes nicht.[26]

Historische Abbildungen des Orionnebels

Substanz

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.[27] Drei davon bilden eine engstehende Gruppe, in der später Jean-Dominique Cassini (nach Holden)[25] einen vierten Stern entdeckte, woraufhin die Anordnung Trapezium genannt wurde.[28] 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.[29][30]

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[31] 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.[32] Die unterschiedliche räumliche Verteilung der verschiedenen Gase wurde von Johannes Franz Hartmann im Jahr 1905 anhand von Fotografien mit schmalbandigen Filtern gezeigt,[33] 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.[34] 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.[35] 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.[36][37][38] 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,[39] was nahe bei den Ergebnissen nachfolgender Untersuchungen lag, die nunmehr auf eine Temperatur von 10.000 Kelvin im Zentrum hindeuteten.[17] 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.[40] 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.[41] Die mit ebenfalls weniger als 1 ‰ vorhandenen Elemente Magnesium, Silizium und Eisen sind zu rund 90 % als Oxid im Staub gebunden.[42]

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.[43]

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.[44] 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.[45][17][46] 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.[47][48][49] Diese Visualisierung konnte mit weiterentwickelten Modellen und insbesondere mit später erstellten, hochaufgelösten Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops nochmals verbessert werden.[50][43] Ebenfalls in dieser Zeit wurde ein Schleier aus neutralem Gas im Vordergrund entdeckt, eingehender charakterisiert und den Modellen hinzugefügt.[51] 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,[51] während frühere, einfachere Modelle etwa das Doppelte gefordert hatten.[52]

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.[53] 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“.[54] Spätere Betrachtungen zeigten jedoch, dass es sich um keine separaten Gebiete handelt,[55] und dass sie insgesamt etwa 3500 Sterne mit zusammen wahrscheinlich 700–2100 Sonnenmassen umfassen.[5][6][7] 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.[56][57] Sich anschließende Untersuchungen mit der aufgerüsteten Infrarotkamera WFC3 des Hubble-Weltraumteleskops vervollständigen das Bild und vertiefen dessen eingangs gezeigte Aufnahme.[58]

Alter

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.[59] Fotografische und spektroskopische Untersuchungen Anfang des 20. Jahrhunderts bestätigten diese Überlegung im Grundsatz.[60] 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 auch gegenwärtig 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.[61] 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.[62] 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.[63] 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.[64] Anfang der 1990er Jahre gelang es durch hochaufgelöste Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops, eine Vielzahl gerade entstehender Sterne anhand ihrer zirkumstellaren Scheibe (Proplyd) zu erkennen.[47]

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.[16] 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.[65][66]

Vorlage:Absatz-L

Entfernung und Größe

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.[67] 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.[68] 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.[53] 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] [69]

Da der Orionnebel keine scharfe Kontur aufweist, hängt die zuerkannte Größe des Nebels 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

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 5 Uhr früh.[70] Trotz seiner Helligkeit kann mit dem bloßem Auge jedoch nur eine für Sterne untypische leichte Unschärfe wahrgenommen werden;[10] erst mit Hilfsmitteln kann zwischen dem Nebel und den darin befindlichen Sternen differenziert werden.[71] Schon in einem Fernglas 10 × 50 ist θ Orionis in die vier Komponenten θ¹ Orionis und θ² Orionis A–C getrennt,[71] 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.[71]

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.[71] 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.[71] 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.[71] Dieser Eindruck verstärkt sich mit zunehmender Öffnung.[71] Ab 30 cm erscheinen Kanten dieser Region orange-rot und mit einem Durchmesser von 50 cm zeigen sich auch Farben außerhalb dieser Region.[71] Dennoch ist – im Vergleich zu detailreichen Farbfotos, die wie obige Bilder durch lange Belichtungszeiten entstehen – der Blick selbst durch lichtstarke Teleskope eher enttäuschend.

Vorlage:Absatz-L

Literatur

Weitere Abbildungen und allgemeine Artikel

Commons: Orionnebel – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Berichte über aktuelle Forschungen (Auswahl)

Einzelnachweise

  1. ↑ NED data for the Messier Objects
  2. ↑ a b Ronald Stoyan, Stefan Binnewies, Susanne Friedrich: Atlas der Messier-Objekte. 2006, ISBN 978-3-938469-07-1, S. 171.
  3. ↑ a b c Stewart Sharpless: A Catalogue of H II Regions. In: Astrophysical Journal Supplement. 4. Jahrgang, 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. Jahrgang, Nr. 2, 2007, S. 515–520, doi:10.1051/0004-6361:20078247, bibcode:2007arXiv0709.0485M.
  5. ↑ a b Pavel Kroupa, Monika G. Petr, Mark J. McCaughrean: Binary stars in young clusters: models versus observations of the Trapezium Cluster. In: New Astronomy. 4. Jahrgang, Nr. 7, 1999, S. 495–519, arxiv:astro-ph/9906460v1, bibcode:1999NewA....4..495K.
  6. ↑ a b Lynne A. Hillenbrand: On the Stellar Population and Star-Forming History of the Orion Nebula Cluster. In: Astronomical Journal. 113. Jahrgang, 1997, S. 1733–1768, bibcode:1997AJ....113.1733H.
  7. ↑ a b Lynne A. Hillenbrand, Lee W. Hartmann: A Preliminary Study of the Orion Nebula Cluster Structure and Dynamics. In: The Astrophysical Journal. 492. Jahrgang, Nr. 2, 1998, S. 540–553, bibcode:1998ApJ...492..540H.
  8. ↑ 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. Jahrgang, Nr. 4, 2001, S. 699–712, arxiv:astro-ph/0009470, bibcode:2001MNRAS.321..699K.
  9. ↑ 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. Jahrgang, Nr. 1, 1985, S. 1–36, bibcode:1985JHA....16....1F.
  10. ↑ a b Charles Robert O’Dell: The Orion Nebula: Where Stars are Born. The Belknap Press of Harvard University Press, Cambridge, Massachusetts / London, England 2003, ISBN 978-0-674-01183-0, S. 3, bibcode:2003onws.book.....O.
  11. ↑ K. G. Jones: The Search for the Nebulae-I. In: Journal of the British Astronomical Association. 78. Jahrgang, 1968, S. 256–267, bibcode:1968JBAA...78..256J.
  12. ↑ K. G. Jones: The Search for the Nebulae-II. In: Journal of the British Astronomical Association. 78. Jahrgang, 1968, S. 360–368, bibcode:1968JBAA...78..360J.
  13. ↑ T. G. Harrison: The Orion Nebula – where in History is it? In: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 25. Jahrgang, Nr. 1, 1984, S. 65–79, bibcode:1984QJRAS..25...65H.
  14. ↑ Claudius Ptolemaeus: Almagestum. Petrus Lichtenstein, Venedig 1515, S. 86 (Digitalisat der Universitätsbibliothek Wien, S. 177 im PDF).
  15. ↑ 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, S. 209, bibcode:1874defc.book.....S, urn:nbn:de:gbv:3:5-19654.
    Anmerkung: Der auf Seite 19 vorgenommene Vergleich mit der Durchmusterung von Argelander 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.
  16. ↑ a b 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. Siehe S. 1 im arxiv-Dokument.
  17. ↑ 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. Jahrgang, 1974, S. 616–634, doi:10.1086/129654, bibcode:1974PASP...86..616B.
  18. ↑ Digitalisat bei Commons
  19. ↑ 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. Jahrgang, 1916, S. 489–490 (bnf.fr).
  20. ↑ Harald Siebert: Die Entdeckung des Orionnebels. Historische Aufzeichnungen aus dem Jahr 1610 neu gesichtet. In: Sterne und Weltraum. 11. Jahrgang, 2010, S. 32–42 (wissenschaft-schulen.de (Memento des Originals vom 6. Dezember 2016 im Internet Archive)).
  21. ↑ Johann Baptist Cysat, Volpert Motzel: Mathemata Astronomica De Loco, Motu, Magnitudine, Et Causis Cometae. Elisabeth Angermaier, Ingolstadt 1619, S. 75 (gbv.de).
  22. ↑ a b Rudolf Wolf: Über den Nebelfleck im Orion. In: Astronomische Nachrichten. 38. Jahrgang, Nr. 7, 1854, S. 109, bibcode:1854AN.....38..109..
  23. ↑ Friedrich von Hahn: Einige, mit einem vorzüglichen fünf füßigem Dollondischen Fernrohr angestellte Beobachtungen. In: Johann Elert Bode (Hrsg.): Astronomisches Jahrbuch für das Jahr 1797. Berlin 1794, S. 157 (Digitalisat bei Google Books).
  24. ↑ 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. Jahrgang, 1811, S. 269–336, bibcode:1811RSPT..101..269H (jstor.org). Siehe S. 320–325.
  25. ↑ 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. Jahrgang, S. a1–a230, bibcode:1882USNOM..18A...1H.
  26. ↑ Brenda G. Corbin: Edward Singleton Holden (1846–1914): His career at the U. S. Naval Observatory from 1873 to 1881. In: Bulletin of the American Astronomical Society. 42. Jahrgang, 2010, S. 301, bibcode:2010AAS...21530405C.
  27. ↑ Galileo Galilei, Antonio Favaro, Isidoro del Lungo, Valentino Cerruti, Giovanni Virginio Schiaparelli, Gilberto Govi, Umberto Marchesini, Vittorio Lami: Le opere di Galileo Galilei. Band III/2. Florenz 1907, S. 880, bibcode:1890odgg.book.....G.
  28. ↑ Jean-Dominique Cassini: de Cometa anni 1652 et 1653. 1653 (online).
  29. ↑ 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).
  30. ↑ Julius Scheiner: Über den Sternhaufen um ϑ Orionis. In: Astronomische Nachrichten. 147. Jahrgang, Nr. 9, 1898, S. 149–154, bibcode:1898AN....147..149S.
  31. ↑ William Lassell: Observations of the Nebula of Orion, made at Valletta, with the Twenty-foot Equatoreal. In: Memoirs of the Royal Astronomical Society. 23. Jahrgang, 1854, S. 53, bibcode:1854MmRAS..23...53L.
  32. ↑ William Huggins: On the Spectrum of the Great Nebula in the Sword-handle of Orion. In: Proceedings of the Royal Society of London. 14. Jahrgang, 1865, S. 39–42, bibcode:1865RSPS...14...39H (royalsocietypublishing.org [PDF]).
  33. ↑ Johannes Franz Hartmann: Monochromatic Photographs of the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 21. Jahrgang, 1905, S. 389–399, bibcode:1905ApJ....21..389H.
  34. ↑ Hermann Carl Vogel: Radial Velocity of the Orion Nebula. In: Astrophysical Journal. 15. Jahrgang, 1902, S. 302–309, bibcode:1902ApJ....15..302V.
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