РЦВ 36
 Молодые звезды RCW 36 видны на рентгеновских снимках (синий), а на инфракрасных изображениях (красный и зеленый) видны и звезды, и газ. | |
| Тип объекта | H II регион |
|---|---|
| Другие обозначения | RCW 36, жвачка 20, толстушка 217 [ 1 ] [ 2 ] |
| Созвездие | Свеча  |
| 08 час 59 м 00.9 с | |
| Склонение | −43° 44′ 10″ |
| Расстояние | 2300 лий [ 3 ] / 700 шт. |
В визуальном свете (В) | |
| 15.2 | |
Размер | 5 угловых минут |
| Предполагаемый возраст | 1,1±0,6 млн лет [ 4 ] |
 Соответствующие СМИ на Викискладе? | |
RCW 36 (также обозначается как Gum 20 ) [ 5 ] — эмиссионная туманность , содержащая рассеянное скопление в созвездии Вела . Эта область H II является частью более масштабного комплекса звездообразования, известного как Молекулярный хребет Вела (VMR), скопления молекулярных облаков в Млечном Пути , которые содержат множество участков продолжающейся активности звездообразования. [ 1 ] VMR состоит из нескольких отдельных облаков, а RCW 36 встроен в облако VMR C.
RCW 36 — одно из ближайших к Солнечной системе мест формирования массивных звезд. [ 6 ] Расстояние до него примерно 700 парсеков (2300 световых лет ). Самыми массивными звездами в звездном скоплении являются две звезды со спектральными классами позднего O или раннего B , но в скоплении также есть сотни звезд с меньшей массой. [ 4 ] В этом регионе также находятся объекты с струями Хербига–Аро , HH 1042 и HH 1043. [ 7 ]
Звездообразование в RCW 36
[ редактировать ]Как и большинство областей звездообразования, межзвездная среда вокруг RCW 36 содержит как газ, из которого формируются звезды, так и некоторые недавно образовавшиеся молодые звезды. [ 1 ] Здесь молодые звездные скопления формируются в гигантские молекулярные облака . [ 8 ] Молекулярные облака — самая холодная и плотная форма межзвездного газа и состоят в основном из молекулярного водорода (H 2 ), но также включают в себя более сложные молекулы , космическую пыль и атомарный гелий. Звезды образуются, когда масса газа в части облака становится слишком большой, что приводит к его коллапсу из-за нестабильности Джинса . [ 9 ] Большинство звезд образуются не поодиночке, а группами, содержащими сотни или тысячи других звезд. [ 10 ] RCW 36 является примером такого типа «кластерного» звездообразования. [ 3 ]
Молекулярное облако и область H II
[ редактировать ]
Молекулярный хребет Вела можно разделить на несколько более мелких облаков, каждое из которых, в свою очередь, можно разделить на облачные «сгустки». Сгусток молекулярного облака, из которого формируются звезды RCW 36, — это сгусток 6 в облаке VMR C. [ 11 ]
Ранние карты региона были созданы с помощью радиотелескопов , которые отслеживали излучение нескольких типов молекул, обнаруженных в облаках, включая CO , OH и H 2 CO . [ 12 ] [ 13 ] Более подробные карты CO были созданы в 1990-х годах группой японских астрономов с использованием NANTEN миллиметрового телескопа . Использование излучения C 18 О, они оценили общую массу Облака C в 44 000 M ☉ . [ 11 ] Карты облаков предполагают, что Облако C является самым молодым компонентом VMR из-за сверхкомпактной области H II, связанной с RCW 36, и нескольких мест встроенных протозвезд, в то время как области H II в других облаках VMR более развиты. [ 1 ] Наблюдения с космического телескопа Гершель показывают, что материал внутри облака организован в волокна, а RCW 36 находится вблизи южного конца волокна длиной 10 парсек. [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ]
Звездообразование в RCW 36 в настоящее время продолжается. В плотном газе на западном краю RCW 36, где дальнее инфракрасное излучение является наибольшим, находятся протозвездные ядра, объекты Хербига Аро и сверхкомпактная область H II. Однако более глубокие процессы звездообразования скрыты пылью, поэтому излучение может выходить только с поверхности облака, а не из самих встроенных объектов. [ 4 ]
Область H II представляет собой область вокруг скопления, в которой атомы водорода в межзвездной среде были ионизированы ультрафиолетовым светом звезд O- и B-типа. Область H II в RCW 36 имеет морфологию песочных часов. [ 14 ] похожа на форму областей H II вокруг других молодых звездных скоплений, таких как W40 или Sh2-106 . Кроме того, сверхкомпактная область H II окружает источник IRAS 08576-4333. [ 18 ]
Звездное скопление
[ редактировать ]Из-за молодости RCW 36 большинство звезд в скоплении находятся на ранней стадии звездной эволюции , где они известны как молодые звездные объекты или звезды до главной последовательности . Эти звезды все еще находятся в процессе сжатия, прежде чем достигнут главной последовательности все еще может аккрецироваться , и на них газ из околозвездного диска или оболочки .
Члены скопления RCW 36 были идентифицированы как с помощью инфракрасных, так и рентгеновских наблюдений. Яркие инфракрасные источники, приписываемые массивным звездам, были впервые обнаружены с помощью 100-сантиметрового телескопа на воздушном шаре TIFR Национального аэростата в Хайдарабаде, Индия. [ 19 ] В начале 2000-х годов инфракрасные изображения в J, H и K предполагали диапазонах наличие как минимум 350 членов скопления. [ 3 ] Наблюдения НАСА « космического телескопа Спитцер» и рентгеновской обсерватории «Чандра» были использованы для идентификации членов скопления в рамках исследования MYStIX близлежащих областей звездообразования. [ 6 ] В каталоге MYStIX из 384 вероятных молодых звездных членов RCW 36 более 300 звезд обнаружены рентгеновскими источниками. [ 20 ] Моделирование яркости звезд в различных инфракрасных длинах волн показало, что 132 молодых звездных объекта имеют избыток инфракрасного излучения, соответствующий околозвездным дискам или оболочкам. [ 21 ]
Кластер был отмечен Бабой и др. из-за высокой плотности звезд с количеством звезд (количество звезд на угловой площади неба), превышающим 3000 звезд на квадратный парсек в центре скопления. [ 3 ] Измерение плотности центральной области с использованием каталога MYStIX показало, что в центре скопления находится примерно 10 000 звезд на квадратный парсек, но это исследование также показало, что такие плотности не являются чем-то необычным для массивных областей звездообразования. [ 22 ] Пространственное распределение звезд описано как профиль Кинга. [ 3 ] или, альтернативно, как структура «ядро-ореол». [ 23 ]
Звездная плотность вблизи центра RCW 36 оценивается примерно в 300 000 звезд на кубический парсек (или 10 000 звезд на кубический световой год). [ 24 ] Напротив, плотность звезд в окрестностях Солнца составляет всего 0,14 звезды на кубический парсек. [ 25 ] [ 26 ] поэтому плотность звезд в центре RCW 36 примерно в 2 миллиона раз больше. Подсчитано, что для молодых звездных скоплений с числом более 10 4 звезды ПК. −3 Близкие сближения звезд могут привести к взаимодействиям между протопланетными дисками, которые повлияют на развивающиеся планетные системы. [ 27 ]
Молодые звездные объекты
[ редактировать ]В RCW 36 было обнаружено несколько особых типов молодых звездных объектов, которые более подробно описаны ниже. Свойства этих звезд связаны с их крайней молодостью.
Две звезды в RCW 36 имеют струи Хербига-Аро (HH 1042 и HH 1043). [ 28 ] Струи газа, истекающие из молодых звезд, могут образовываться в результате аккреции на звезду. [ 29 ] В RCW 36 эти струи были видны в ряде спектральных линий, включая линии водорода, гелия, кислорода, азота, серы, никеля, кальция и железа. По оценкам, скорость потери массы реактивными самолетами составляет порядка 10. −7 M ☉ солнечных масс в год. Неоднородности джетов объясняются переменной скоростью аккреции на временных интервалах около 100 лет. [ 28 ]
Молодая звезда 2MASS J08592851-4346029 была классифицирована как звезда Хербига Ae . Звезды этого класса представляют собой до главной последовательности звезды промежуточной массы (спектральный тип А) с эмиссионными линиями в спектрах водорода. Наблюдения показывают, что 2MASS J08592851-4346029 имеет раздутый радиус, как и следовало ожидать от молодой звезды, которая все еще сжимается. Некоторые линии в его спектре имеют профиль P-Лебедя, указывающий на наличие звездного ветра. [ 4 ]
По наблюдениям рентгеновской обсерватории Чандра, молодая звезда CXOANC J085932.2-434602 произвела большую вспышку с пиковой температурой более 100 миллионов Кельвинов . [ 30 ] Такие «сверхгорячие» вспышки молодых звезд наблюдались и в других областях звездообразования, таких как туманность Ориона . [ 31 ]
См. также
[ редактировать ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с д Петтерссон, Бертиль (2008). «Молодые звезды и пылевые облака в Корках и Веле». В Райпурте, Б. (ред.). Справочник по областям звездообразования, Том II: Публикации монографии The Southern Sky ASP . Том. 5. с. 43. Бибкод : 2008hsf2.book..683R . ISBN 978-1-58381-670-7 .
- ^ «РКВ 36» . ОТВЕЧАТЬ . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 19 февраля 2017 г.
- ^ Перейти обратно: а б с д и Баба; и др. (2004). «Визуализация в глубоком ближнем инфракрасном диапазоне молекулярного хребта Vela CI, замечательного встроенного кластера в RCW 36». Астрофизический журнал . 614 (2): 818–826. arXiv : astro-ph/0406645 . Бибкод : 2004ApJ...614..818B . дои : 10.1086/423705 . S2CID 8037661 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Эллербрук; и др. (2013). «RCW36: характеристика результатов массивного звездообразования». Астрономия и астрофизика . 558 : А102. arXiv : 1308.3238 . Бибкод : 2013A&A...558A.102E . дои : 10.1051/0004-6361/201321752 . S2CID 55117416 .
- ^ Ланг, Кеннет Р. (6 декабря 2012 г.). Астрофизические данные: Планеты и звезды . Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4684-0640-5 .
- ^ Перейти обратно: а б Фейгельсон; и др. (2013). «Обзор проекта исследования массивного комплекса молодого звездообразования в инфракрасном и рентгеновском излучении (MYStIX)». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Бибкод : 2013ApJS..209...26F . дои : 10.1088/0067-0049/209/2/26 . S2CID 56189137 .
- ^ Эллербрук, Луизиана; и др. (2012). «История звездообразования RCW 36». Материалы конференции ASP . 464 : 351. arXiv : 1205.1513 . Бибкод : 2012ASPC..464..351E .
- ^ Плотник (2004). «Встроенные кластеры в гигантских молекулярных облаках». Формирование и эволюция массивных молодых звездных скоплений . 322 : 319. Бибкод : 2004ASPC..322..319C .
- ^ Сталер, Стивен В.; Палла, Франческо (2008). Формирование звезд . Вайли-ВЧ. ISBN 978-3-527-61868-2 .
- ^ 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 .
- ^ Перейти обратно: а б Ямагучи; и др. (1999). «Исследование плотного молекулярного газа и звездообразования в направлении молекулярного хребта Вела с помощью NANTEN» . Публикации Астрономического общества Японии . 51 (6): 775–790. Бибкод : 1999PASJ...51..775Y . дои : 10.1093/pasj/51.6.775 .
- ^ Бренд; и др. (1984). «Наблюдения CO (J = 2-1) за молекулярными облаками, связанными с областями H II из южного полушария». Астрономия и астрофизика . 139 : 181. Бибкод : 1984A&A...139..181B .
- ^ Уайтоук; и др. (1977). «Наблюдения H2CO и OH молекулярного облака возле RCW 36». Труды Астрономического общества Австралии . 3 (2): 147–150. Бибкод : 1977PASA....3..147W . дои : 10.1017/S1323358000015162 . S2CID 118151316 .
- ^ Перейти обратно: а б Тремблин; и др. (2014). «Влияние ионизационного сжатия на распределение плотного газа и звездообразование. Плотность вероятности функционирует вокруг областей H II, как это видел Гершель» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 564 : А106. arXiv : 1401.7333 . Бибкод : 2014A&A...564A.106T . дои : 10.1051/0004-6361/201322700 . S2CID 316729 .
- ^ Холм; и др. (2011). «Нила и гребни в Веле C, открытые Гершелем: от мест звездообразования с малой массой до мест звездообразования с высокой массой». Астрономия и астрофизика . 533 : А94. arXiv : 1108.0941 . Бибкод : 2011A&A...533A..94H . дои : 10.1051/0004-6361/201117315 . S2CID 17662468 .
- ^ Холм; и др. (2012). «Разрешение хребта Вела C с помощью P-АрТеМиС и Гершеля». Астрономия и астрофизика . 548 : Л6. arXiv : 1211.0275 . Бибкод : 2012A&A...548L...6H . дои : 10.1051/0004-6361/201220504 . S2CID 118376263 .
- ^ Минье; и др. (2013). «Ионизационное воздействие звезд большой массы на межзвездные волокна. Исследование Гершелем биполярной туманности RCW 36 в Веле C» . Астрономия и астрофизика . 550 : А50. Бибкод : 2013A&A...550A..50M . дои : 10.1051/0004-6361/201219423 .
- ^ Уолш; и др. (1998). «Исследование сверхкомпактных областей HII – II. Радиоконтинуум высокого разрешения и метанольная мазерная съемка» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 301 (3): 640–698. Бибкод : 1998MNRAS.301..640W . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.02014.x .
- ^ Верма; и др. (1994). «Наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне трех галактических областей звездообразования: RCW 36, IRAS 10361-5830 и IRAS 10365-5803». Астрономия и астрофизика . 284 : 936. Бибкод : 1994A&A...284..936В .
- ^ Броос; и др. (2013). «Идентификация молодых звезд в массивных регионах звездообразования для проекта MYStIX». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 209 (2): 32. arXiv : 1309.4500 . Бибкод : 2013ApJS..209...32B . дои : 10.1088/0067-0049/209/2/32 . S2CID 67827240 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Кун; и др. (2014). «Пространственная структура молодых звездных скоплений. I. Субскопления». Астрофизический журнал . 787 (2): 107. arXiv : 1403.4252 . Бибкод : 2014ApJ...787..107K . дои : 10.1088/0004-637X/787/2/107 . S2CID 55832720 .
- ^ Кун; и др. (2015). «Пространственная структура молодых звездных скоплений. III. Физические свойства и эволюционные состояния». Астрофизический журнал . 812 (2): 131. arXiv : 1507.05653 . Бибкод : 2015ApJ...812..131K . дои : 10.1088/0004-637X/812/2/131 . S2CID 54687747 .
- ^ Грегерсен, Эрик (октябрь 2009 г.). Млечный Путь и за его пределами . Издательская группа Розен. стр. 35–36. ISBN 978-1-61530-053-2 .
- ^ Институт астрономии Макса Планка (2002 г.) [9–13 октября 2000 г.]. Ева К. Гребель; Вольфганг Бранднер (ред.). Способы звездообразования и происхождение популяций полей: материалы семинара . Серия конференций Астрономического общества Тихоокеанского региона. Том. 285. Институт астрономии Макса Планка, Гейдельберг, Германия: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 165. ИСБН 1-58381-128-1 .
- ^ Гутермут; и др. (2005). «Первоначальная конфигурация молодых звездных скоплений: анализ поверхностной плотности звезд с помощью подсчета чисел в K-диапазоне». Астрофизический журнал . 632 (1): 397–420. arXiv : astro-ph/0410750 . Бибкод : 2005ApJ...632..397G . дои : 10.1086/432460 . S2CID 421304 .
- ^ Перейти обратно: а б Эллербрук; и др. (2013). «История истечения двух самолетов Хербига-Аро в RCW 36: HH 1042 и HH 1043». Астрономия и астрофизика . 551 : А5. arXiv : 1212.4144 . Бибкод : 2013A&A...551A...5E . дои : 10.1051/0004-6361/201220635 . S2CID 216080264 .
- ^ Балли (2016). «Протозвездные истечения» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 54 : 491–528. Бибкод : 2016ARA&A..54..491B . doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023341 .
- ^ Макклири; и др. (2011). «Обзор высококонтрастных звездных вспышек, наблюдаемых Чандрой». Астрономический журнал . 141 (6): 201. arXiv : 1104.4833 . Бибкод : 2011AJ....141..201M . дои : 10.1088/0004-6256/141/6/201 . S2CID 119281858 .
- ^ Гетман; и др. (2008). «Рентгеновские вспышки в молодых звездах Ориона. I. Характеристики вспышек». Астрофизический журнал . 688 (1): 418–436. arXiv : 0807.3005 . Бибкод : 2008ApJ...688..418G . дои : 10.1086/592033 . S2CID 119218486 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]
