Вестерхаут 40
![]() Вид W40 в инфракрасном диапазоне космического телескопа Спитцер . | |
Тип объекта | Область H II , звездное скопление ![]() |
---|---|
Другие обозначения | Ш40, Ш2-64, RCW 174, ЛБН 90 |
Созвездие | Змеиный хвост |
18 31 29 | |
Склонение | -02 05.4 |
Расстояние | 1420±30 св. лет [1] / 436±9 шт. |
В визуальном свете (В) | |
Размер | 8 угловых минут [2] |
Радиус | 1,65 св. лет |
Предполагаемый возраст | 0,8–1,5 млн лет [3] |
![]() | |
Вестерхаут 40 или W40 (также обозначаемый как Sharpless 64 , Sh2-64 или RCW 174 ) — область звездообразования в Млечном Пути, расположенная в созвездии Змеи . В этой области межзвездный газ, образующий диффузную туманность, окружает скопление из нескольких сотен молодых звезд . [2] [4] [5] Расстояние до W40 составляет 436 ± 9 пк (1420 ± 30 световых лет), [1] что делает его одним из ближайших мест формирования массивных звезд O-типа и B-типа . [6] Ионизирующее излучение массивных OB-звезд создало область H II . [7] имеющий морфологию песочных часов. [4]
Пыль из молекулярного облака , в котором образовался W40, затеняет туманность, из-за чего W40 трудно наблюдать в видимых длинах волн света. [2] [8] Таким образом, рентгеновские , инфракрасные и радионаблюдения использовались, чтобы заглянуть сквозь молекулярное облако и изучить процессы звездообразования, происходящие внутри него. [2] [9] [10]
W40 появляется рядом с несколькими другими областями звездообразования на небе, включая инфракрасное темное облако, обозначенное как Юг Змеи. [11] и молодое звездное скопление, названное Главным скоплением Змеи. [12] Подобные расстояния, измеренные для этих трех областей звездообразования, позволяют предположить, что они расположены близко друг к другу и являются частью одной и той же более крупномасштабной коллекции облаков, известной как Молекулярное Облако Змеи. [1]
На небе
[ редактировать ]Область звездообразования W40 проецируется на небо в направлении Разлома Змеи-Орла — массы темных облаков над плоскостью Галактики в созвездиях Орла, Змеи и восточного Змееносца. [13] Высокое поглощение межзвездных облаков означает, что туманность выглядит невзрачно в видимом свете , несмотря на то, что она является одним из ближайших мест массового звездообразования .

Звездообразование в W40
[ редактировать ]Как и все области звездообразования, W40 состоит из нескольких компонентов: скопления молодых звезд и газообразного материала, из которого формируются эти звезды ( межзвездная среда ). Большая часть газа в W40 находится в форме молекулярных облаков, самой холодной и плотной фазы межзвездной среды, состоящей в основном из молекулярного водорода (H 2 ). [14] Звезды образуются в молекулярных облаках, когда масса газа в части облака становится слишком большой, вызывая его коллапс из-за нестабильности Джинса . [15] Звезды обычно образуются не изолированно, а скорее группами, содержащими сотни или тысячи других звезд. [16] как и в случае с W40.
В W40 обратная связь со звездным скоплением привела к ионизации части газа и образованию биполярного пузыря в облаке вокруг скопления. [4] Такие эффекты обратной связи могут спровоцировать дальнейшее звездообразование, но также могут привести к возможному разрушению молекулярного облака и прекращению активности звездообразования. [17]
Звездное скопление
[ редактировать ]звезд . В центре области W40 HII находится скопление молодых звезд, содержащее около 520 [2] [18] до 0,1 солнечной массы ( M ☉ ) . Оценки возраста звезд показывают, что возраст звезд в центре скопления составляет примерно 0,8 миллиона лет, а звезды снаружи немного старше — 1,5 миллиона лет. [3] Скопление имеет примерно сферическую симметрию и разделено по массе , при этом более массивные звезды относительно чаще встречаются вблизи центра скопления. [2] Причина массовой сегрегации в очень молодых звездных скоплениях, таких как W40, является открытым теоретическим вопросом в теории звездообразования, поскольку временные рамки массовой сегрегации в результате двухчастичных взаимодействий между звездами обычно слишком велики. [19] [20]
Облако ионизировано несколькими звездами O и B-типа . [21] Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне выявила одну звезду позднего О-типа, названную IRS 1A South , и три ранних звезды B-типа: IRS 2B, IRS 3A и IRS 5. Кроме того, IRS 1A North и IRS 2A являются звездами Ae/Be Хербига. . [6] Радиоизлучение некоторых из этих звезд наблюдается с помощью Very Large Array и может свидетельствовать о существовании ультракомпактных областей H II . [22]
Избыточный свет в инфракрасном диапазоне указывает на то, что ряд звезд в скоплении имеют околозвездные диски , которые, возможно, находятся в процессе формирования планет . [2] в миллиметрах Наблюдения с 30-метрового телескопа IRAM показывают 9 протозвезд класса 0 в регионе Юга Змеи и 3 протозвезды класса 0 в W40. [23] поддерживая мнение, что регион очень молодой и активно формирует звезды.
Межзвездная среда
[ редактировать ]W40 находится в молекулярном облаке с предполагаемой массой 10 4 M ☉ . [4] Ядро молекулярного облака имеет форму пастушьего посоха и в настоящее время производит новые звезды. [23] [24] Скопление OB-звезд и звезд до главной последовательности (PMS) расположено к востоку от изгиба этого волокна. Ядро облака наблюдалось также в радиоизлучении CO что позволяет оценить массу ядра в 200–300 M☉ . , Из ядра вытекает слабый биполярный поток газа, вероятно, вызванный молодым звездным объектом, скорость двух лепестков которого различается на 0,5 км/с . [25]

Именно в этом регионе впервые было отмечено поразительное преобладание нитевидных облачных структур, наблюдаемое ЕКА Гершель космической обсерваторией . [28] Эти нити облака содержат плотные «ядра» газа, заключенные внутри них, многие из которых, вероятно, гравитационно схлопнутся и образуют звезды. Результаты Гершеля для этой области, а затем опубликованные результаты для других областей звездообразования предполагают, что фрагментация нитей молекулярного облака имеет фундаментальное значение для процесса звездообразования. Результаты Гершеля для W40 и Разлома Орла в сравнении с результатами для молекулярных облаков в регионе Полярной звезды предполагают, что звездообразование происходит, когда линейная плотность (масса на единицу длины) превышает порог, делающий их восприимчивыми к гравитационной нестабильности. Этим объясняется высокая скорость звездообразования в W40 и Разломе Орла, в отличие от низкой скорости звездообразования в облаках Полярной звезды. Эти результаты наблюдений дополняют компьютерное моделирование звездообразования, которое также подчеркивает роль, которую нити молекулярных облаков играют в рождении звезд. [29]
Наблюдения космической рентгеновской обсерватории «Чандра» показали диффузное рентгеновское свечение из области H II, которое, вероятно, связано с наличием многомиллионной плазмы. [2] [30] Такая горячая плазма может производиться ветрами массивных звезд, которые нагреваются от ударной волны .
Галерея
[ редактировать ]- космическим телескопом Спитцер . Мозаичное изображение W40, полученное [31]
- Крупный план IRDC на снимке "Спитцера".
- Скопление W40 на рентгеновском снимке. [2]
- W40 и его окрестности, увиденные Гершелем. [28]
- Оптическое изображение W40 из SkyCenter на горе Леммон. [32]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с Ортис-Леон, генерал; и др. (2016). «Обследование расстояний пояса Гулда (ГОБЕЛИНЫ) III. Расстояние до молекулярного комплекса Змея/Аквила» . Астрофизический журнал . 834 (2): 143. arXiv : 1610.03128 . Бибкод : 2017ApJ...834..143O . дои : 10.3847/1538-4357/834/2/143 . S2CID 10802135 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я Кун, Массачусетс; и др. (2010). «Наблюдение Чандрой скрытого комплекса звездообразования W40». Астрофизический журнал . 725 (2): 2485–2506. arXiv : 1010.5434 . Бибкод : 2010ApJ...725.2485K . дои : 10.1088/0004-637X/725/2/2485 . S2CID 119192761 .
- ^ Перейти обратно: а б Гетман, К.В.; и др. (2014). «Градиенты возраста звездного населения областей массивного звездообразования на основе нового звездного хронометра». Астрофизический журнал . 787 (2): 108. arXiv : 1403.2741 . Бибкод : 2014ApJ...787..108G . дои : 10.1088/0004-637X/787/2/108 . S2CID 118626928 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Родни, ЮАР; Рейпурт, Б. (2008). «Облачный комплекс W40». В Райпурте, Б. (ред.). Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии ASP The Southern Sky . Том. 5. Тихоокеанское астрономическое общество. п. 43. Бибкод : 2008hsf2.book..683R . ISBN 978-1-58381-670-7 .
- ^ Маллик, К.К.; и др. (2013). «Область W40 в поясе Гулда: встроенный кластер и область H II на стыке нитей». Астрофизический журнал . 779 (2): 113. arXiv : 1309.7127 . Бибкод : 2013ApJ...779..113M . дои : 10.1088/0004-637X/779/2/113 . S2CID 118353815 .
- ^ Перейти обратно: а б Шупинг, РЮ; и др. (2012). «Спектральная классификация самых ярких объектов галактической области звездообразования W40». Астрономический журнал . 144 (4): 116. arXiv : 1208.4648 . Бибкод : 2012AJ....144..116S . дои : 10.1088/0004-6256/144/4/116 . S2CID 119227485 .
- ^ Валле, Япония (1987). «Тёплая область C II между горячей ионизированной областью S 64 = W 40 и холодным молекулярным облаком G 28,74 + 3,52». Астрономия и астрофизика . 178 : 237. Бибкод : 1987A&A...178..237В .
- ^ Перейти обратно: а б Хагенауэр, Бет; Веронико, Николас (21 ноября 2011 г.). «Воздушная обсерватория НАСА СОФИЯ наблюдает за областью звездообразования W40» (пресс-релиз). Моффетт Филд, Калифорния. НАСА. Архивировано из оригинала 21 марта 2016 года . Проверено 8 марта 2015 г.
- ^ Рамбл, Д.; и др. (2016). «Обследование пояса Гулда JCMT: доказательства радиационного нагрева и загрязнения в комплексе W40» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 460 (4): 4150–4175. arXiv : 1605.04842 . Бибкод : 2016MNRAS.460.4150R . дои : 10.1093/mnras/stw1100 .
- ^ Симойкура, Т.; и др. (2015). «Плотные сгустки и кандидаты на молекулярные оттоки в W40». Астрофизический журнал . 806 (2): 201. arXiv : 1505.02486 . Бибкод : 2015ApJ...806..201S . дои : 10.1088/0004-637X/806/2/201 . S2CID 118440764 .
- ^ Гутермут, РА; и др. (2008). «Обследование больших близлежащих межзвездных облаков поясом Спитцера Гулда: открытие плотного встроенного скопления в разломе Змеи-Аквила». Астрофизический журнал . 673 (2): L151–L154. arXiv : 0712.3303 . Бибкод : 2008ApJ...673L.151G . дои : 10.1086/528710 . S2CID 339753 .
- ^ «ИМЯ Кластера Змей» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 24 февраля 2017 г.
- ^ Страйжис, В.; и др. (1996). «Межзвездное вымирание в районе молекулярного облака Змеиного хвоста» . Балтийская астрономия . 5 (1): 125–147. Бибкод : 1996БалтА...5..125С . дои : 10.1515/astro-1996-0106 .
- ^ Зейлик, М. II; Лада, CJ (1978). «Наблюдения W40 и W48 в ближнем инфракрасном диапазоне и CO» . Астрофизический журнал . 222 : 896. Бибкод : 1978ApJ...222..896Z . дои : 10.1086/156207 .
- ^ Сталер, Стивен В.; Палла, Франческо (2008). Формирование звезд . Вайли ВЧ. ISBN 978-3-527-61868-2 . Архивировано из оригинала 26 января 2017 г. Проверено 24 февраля 2017 г.
- ^ Лада; и др. (2003). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 : 57–115. arXiv : astro-ph/0301540 . Бибкод : 2003ARA&A..41...57L . doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844 . S2CID 16752089 .
- ^ Пирогов; и др. (2015). «Область триггерного звездообразования W40: наблюдения и модель». Астрономические отчеты . 59 (5): 360–365. arXiv : 1503.08010 . Бибкод : 2015ARep...59..360P . дои : 10.1134/S1063772915050078 . S2CID 118412224 .
- ^ Кун, Массачусетс; Гетман, К.В.; Фейгельсон, Эд (2015). «Пространственная структура молодых звездных скоплений. II. Общее количество молодых звездных популяций». Астрофизический журнал . 802 (1): 60. arXiv : 1501.05300 . Бибкод : 2015ApJ...802...60K . дои : 10.1088/0004-637X/802/1/60 . S2CID 119309858 .
- ^ Куппер, AHW; и др. (2011). «Массовая сегрегация и фрактальная субструктура в молодых массивных скоплениях - I. Код Маклюстера и калибровка метода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 417 (3): 2300–2317. arXiv : 1107.2395 . Бибкод : 2011MNRAS.417.2300K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19412.x . S2CID 119259635 .
- ^ Крумхольц, MR (2014). «Большие проблемы звездообразования: скорость звездообразования, звездное скопление и начальная функция масс». Отчеты по физике . 539 (2): 49–134. arXiv : 1402.0867 . Бибкод : 2014ФР...539...49К . doi : 10.1016/j.physrep.2014.02.001 . S2CID 119230647 .
- ^ Смит, Дж.; и др. (1985). «Инфракрасные источники и возбуждение комплекса W40» . Астрофизический журнал . 291 : 571–580. Бибкод : 1985ApJ...291..571S . дои : 10.1086/163097 .
- ^ Родригес, LF; и др. (2011). «Кластер компактных радиоисточников в W40». Астрономический журнал . 140 (4): 968–972. arXiv : 1007.4974 . Бибкод : 2010AJ....140..968R . дои : 10.1088/0004-6256/140/4/968 . S2CID 14827799 .
- ^ Перейти обратно: а б Мори, Эй Джей; и др. (2011). «Формирование активных протокластеров в рифте Орла: вид миллиметрового континуума». Астрономия и астрофизика . 535 : 77. arXiv : 1108.0668 . Бибкод : 2011A&A...535A..77M . дои : 10.1051/0004-6361/201117132 . S2CID 119285813 .
- ^ Пирогов, Л. (2013). «Исследование молекулярных линий и континуума облака W40» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (4): 3186–3199. arXiv : 1309.6188 . Бибкод : 2013MNRAS.436.3186P . дои : 10.1093/mnras/stt1802 .
- ^ Чжу, Л.; и др. (2006). «Исследование молекулярного облака S64 с несколькими линиями изотопов CO». Китайский журнал астрономии и астрофизики . 6 (1): 61–68. Бибкод : 2006ЧЯАА...6...61З . дои : 10.1088/1009-9271/6/1/007 .
- ^ Фейгельсон, Эд; и др. (2013). «Обзор проекта исследования массивного комплекса молодого звездообразования в инфракрасном и рентгеновском излучении (MYStIX)». Приложение к астрофизическому журналу . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Бибкод : 2013ApJS..209...26F . дои : 10.1088/0067-0049/209/2/26 . S2CID 56189137 .
- ^ Броос, PS; и др. (2013). «Идентификация молодых звезд в массивных регионах звездообразования для проекта MYStIX». Приложение к астрофизическому журналу . 209 (2): 32. arXiv : 1309.4500 . Бибкод : 2013ApJS..209...32B . дои : 10.1088/0067-0049/209/2/32 . S2CID 67827240 .
- ^ Перейти обратно: а б Андре, доктор философии; и др. (2010). «От нитевидных облаков до дозвездных ядер и звездного ММП: первые основные моменты исследования пояса Гершеля Гулда». Астрономия и астрофизика . 518 : 102. arXiv : 1005.2618 . Бибкод : 2010A&A...518L.102A . дои : 10.1051/0004-6361/201014666 . S2CID 248768 .
- ^ Бэйт, MR; и др. (2003). «Формирование звездного скопления: предсказание свойств звезд и коричневых карликов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 339 (3): 577–599. arXiv : astro-ph/0212380 . Бибкод : 2003MNRAS.339..577B . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06210.x . S2CID 15346562 .
- ^ Таунсли, ЛК; и др. (2014). «Общий рентгеновский каталог областей массивного звездообразования». Приложение к астрофизическому журналу . 213 (1): 1. arXiv : 1403.2576 . Бибкод : 2014ApJS..213....1T . дои : 10.1088/0067-0049/213/1/1 . S2CID 76658453 .
- ^ Пович, М.С.; и др. (2013). «Каталог источников избыточного инфракрасного излучения MYStIX». Приложение к астрофизическому журналу . 209 (2): 31. arXiv : 1309.4497 . Бибкод : 2013ApJS..209...31P . дои : 10.1088/0067-0049/209/2/31 . S2CID 62807763 .
- ^ Блок, А. (2013). «Ш2-64» . www.caelumobservatory.com . Архивировано из оригинала 30 ноября 2019 года . Проверено 26 сентября 2015 г.