समलंब या ओरियन समलंब समूह जिसे अपने बायर पदनाम थीटा 1 ओरियोनिस से भी जाना जाता है, ओरियन नक्षत्र में स्थित ओरियन नेबुला के हृदय में सितारों का एक तंग खुला क्लस्टर है। इसकी खोज गैलीलियो गैलीली ने की थी। 4 फरवरी 1617 को उन्होंने तीन सितारों ( ए, सी और डी ) को रेखांकित किया, लेकिन आसपास की अस्पष्टता से चूक गए। [2] [3] [4] 1673 में कई पर्यवेक्षकों द्वारा एक चौथे घटक (बी) की पहचान की गई थी, और बाद में ई तरह के कई और घटकों की खोज की गई, 1888 तक कुल आठ खोजे गए। इसके बाद, कई सितारों को द्वितारे होने के लिए निर्धारित किया गया था। शौकिया खगोलविदों के लगभग 5-इंच (130 मि॰मी॰) एपर्चर वाले दूरदर्शी अच्छी देखने की स्थिति में छह सितारों को भी देख सकते हैं। [5]

समलंब (ट्रैपेज़ियम)
Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg|
दिखने वाले (ऑप्टिकल) (बायाँ) और इंफ्रारेड प्रकाश में (दाएँ) तरफ समलंब हबल से. नासा का चित्र
निगरानी आँकणे (J2000 युगारम्भ)
नक्षत्र कालपुरुष (ओरियन)
दायाँ आरोहण 05h 35.4m
झुकाव −05° 27′
दूरी 1,344±20 प्रव (412 पा[1])
सापेक्ष कांतिमान (V) 4.0
निरपेक्ष परिमाप (V) 47 (आर्क सेकंड)
भौतिक विशेषताएँ
द्रव्यमान M
त्रिज्या 10 प्रव
अनुमानित उम्र 300,000 वर्ष
यह भी देखें: खुला तारागुच्च्छ, खुले तारागुच्छों की सूची

समलंब (ट्रेपेज़ियम) एक अपेक्षाकृत युवा समूह है जो सीधे मूल नीहारिका से बना है। पांच सबसे चमकीले तारे आकार में 15 से 30 सौर द्रव्यमान के क्रम में हैं। वे एक दूसरे के 1.5 प्रकाश-वर्ष के व्यास के भीतर हैं और आसपास की नीहारिकाओं की अधिकांश रोशनी के लिए जिम्मेदार हैं। ट्रेपेज़ियम बड़े ओरियन नेबुला क्लस्टर का उप-घटक हो सकता है, जो 20 प्रकाश-वर्ष के व्यास के भीतर लगभग 2,000 सितारों का समूह है।

पहचानसंपादित करें

समलंब सबसे आसानी से पहचाना जाता है चार अपेक्षाकृत चमकदार सितारों के एक तारा गुच्छ से जिसकी वजह से इसे यह समलंब या ट्रैपेज़ियम नाम दिया गया है। दायीं तरफ उदगम बढ़ने के क्रम में चारों को अक्सर ए, बी, सी और डी के रूप में पहचाना जाता है। चार सितारों में सबसे चमकीला सी है, या थीटा थीटा1 ओरियनिस सी , 5.13 के सापेक्ष कांतिमान के साथ। ए और बी दोनों को ग्रहण द्वितारे के रूप में पहचाना गया है।

ट्रेपेज़ियम की इन्फ्रारेड छवियां धूल के आसपास के बादलों में घुसने में सक्षम हैं, और कई और तारकीय घटकों तक भी पहुंचती हैं। समूह के भीतर लगभग आधे सितारों में वाष्पित होने वाले परिस्थितिजन्य तारकीय डिस्क पाए गए हैं, जो ग्रहों के निर्माण के संभावित अग्रदूत हैं। इसके अलावा, भूरे रंग के बौने और कम द्रव्यमान वाले भगोड़े सितारों की पहचान की गई है।

संभावित ब्लैक होलसंपादित करें

2012 के एक शोध पत्र से पता चलता है कि एक मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाला ब्लैक होल सूर्य के 100 गुना से अधिक द्रव्यमान के साथ ट्रेपेज़ियम के भीतर मौजूद हो सकता है, कुछ ऐसा जो क्लस्टर के सितारों के बड़े वेग फैलाव की व्याख्या कर सकता है। [6]

संदर्भसंपादित करें

  1. सन्दर्भ त्रुटि: <ref> का गलत प्रयोग; arxiv0902 नाम के संदर्भ में जानकारी नहीं है।
  2. Galileo Galilei: Siderius Nuncius, वेनिस, 1610.
  3. Tom Pope and Jim Mosher: Galilean telescope homepage" March 17, 2006 "The Trapezium Through the Galilean Telescope". मूल से 2008-01-30 को पुरालेखित. अभिगमन तिथि 2008-01-30.
  4. Tom Pope and Jim Mosher: Page on Galileo's February 4, 1617 notebook drawing of the Trapezium region, May 2, 2006 "Perhaps significantly, Galileo makes no mention of having noticed the now well-known gas cloud, M42, surrounding the Trapezium stars."
  5. "Trapezium Cluster". अभिगमन तिथि 2018-03-06.
  6. सुब्र, एल०; क्रोउपा, पी०; बौम्गार्ड, एच० (2012-09-04). "Catch me if you can: is there a "runaway-mass" black hole in the Orion Nebula Cluster?". The Astrophysical Journal. 757 (1): 37. arXiv:1209.2114. डीओआइ:10.1088/0004-637X/757/1/37. बिबकोड:2012ApJ...757...37S.

 

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बाहरी संबंधसंपादित करें