Вела Молекулярный Ридж
 NGC 2626 , одна из самых ярких областей звездообразования в VMR. | |
| Тип объекта | Гигантское молекулярное облако  |
|---|---|
| Другие обозначения | ВМР |
Данные наблюдений ( Эпоха J2000) | |
| Созвездие | Свеча |
| 08 час 53 м [ 1 ] [ 2 ] | |
| Склонение | −45° 00′ [ 1 ] [ 2 ] |
| Расстояние | 2300-6500 [ 2 ] / 700-2000 [ 2 ] |
В визуальном свете (В) | |
Размер | 8° |
Молекулярный хребет Вела — комплекс молекулярных облаков в созвездиях Вела и Корма . Радио 12 Наблюдения CO в этом регионе показали, что хребет состоит из нескольких облаков, каждое с массой 100 000–1 000 000 M ☉ . [ 3 ] Этот комплекс облаков расположен на небе в направлении туманности Гум (на переднем плане) и спирального рукава Киля – Стрельца (на заднем плане). [ 3 ] Наиболее важные облака региона обозначены буквами А, В, С и D и фактически принадлежат к двум разным комплексам: облака А, С и D расположены на среднем расстоянии около 700-1000 парсеков (2300 парсеков). -3300 световых лет ) и относятся к OB-ассоциации Vela R2, тогда как облако B расположено на большем расстоянии, до 2000 парсеков (6500 световых лет), и физически подключен к расширенной ассоциации Vela OB1. [ 4 ]
Часть газа в облаках ионизируется ультрафиолетовым излучением некоторых из наиболее массивных звезд, связанных с комплексом, составляющих области H II большой протяженности, таких как Gum 14 (RCW 27) и Gum 20 ( RCW 36 ). Активность звездообразования подтверждается открытием нескольких ассоциаций звезд Т Тельца , в частности, в облаке VMR D. [ 5 ] а также наличием нескольких рассеянных скоплений, сильно затемненных и глубоко погруженных в газ, наблюдаемый в инфракрасном диапазоне. [ 6 ]
Самые яркие и теплые звезды ассоциации Vela R2 освещают некоторые нити газа, которые светятся голубоватым светом, типичным для отражательных туманностей . Среди них хорошо известная туманность NGC 2626 , принадлежащая облаку VMR D и содержащая несколько звезд, излучающих Hα , а также знаменитый объект Хербига-Аро HH 132 . [ 7 ]
Наблюдение
[ редактировать ]
Молекулярный хребет Вела выглядит как последовательность ярких и темных туманностей, расположенных на северо-западной стороне Вела . Основная последовательность туманностей, составляющих его, расположена в нескольких градусах к северо-западу от звезды Лямбда Велорум , тогда как некоторые темные разветвления простираются и к югу от нее, достигая центральных областей созвездия. Туманные компоненты системы невозможно наблюдать невооруженным глазом или с помощью любительских инструментов, поскольку они, как правило, очень слабы. Единственное облако, которое легко идентифицировать, — это NGC 2626 , отражательная туманность, расположенная в самой западной области комплекса; его можно обнаружить с помощью приборов средней и высокой мощности, оснащенных фильтрами. Однако звездные компоненты частично видны невооруженным глазом и объединяются, образуя богатое звездное поле, характерное для северо-западной части Велы; в частности, область неба, видимая между Лямбда Велорум и Гамма Велорум, занята звездной ассоциацией Вела OB1 , физически связанной с Молекулярным хребтом Вела. [ 1 ] [ 2 ]
Этот комплекс расположен под южным склонением, между -40° и -50°; это означает, что наблюдение за регионом из северного полушария очень затруднено. С широт, соответствующих центральной Европе, ее никогда не видно, тогда как на широте 40° с.ш., которая проходит через Средиземное море и центральную часть Соединенных Штатов Америки , видимость затруднена из-за низкой высоты над южным горизонтом. . В тропическом северном полушарии, напротив, видимость хорошая, тогда как со всего южного полушария она оптимальна . [ 8 ]
Лучшее время для наблюдения за комплексом — с декабря по апрель; из южного полушария созвездие Вела вместе с другими членами созвездия Арго доминирует на летнем небе вместе с яркими звездами Сириус и Канопус .
Галактическая среда
[ редактировать ]
Млечный Путь в направлении Молекулярного хребта Вела представляет собой перекрытие объектов и структур, примерно выровненных по галактической плоскости ; ситуации такого рода могут мешать наблюдению больших областей туманностей из-за помех, создаваемых сильным фоновым излучением. [ 9 ] Доминирующим объектом в этом направлении является большая туманность Гум , простирающаяся примерно на 30° и занимающая южную часть созвездия Корма ; это большой расширяющийся пузырь, вероятно, образовавшийся в результате взрыва одной или нескольких сверхновых . [ 10 ] одна из которых, возможно, изначально была физическим спутником звезды Наос (также называемой Зета Корма ). [ 11 ] Расстояние от Солнца до этого облака составляет около 450 парсеков. На это изображение и на облака Молекулярного хребта Вела можно наблюдать слабые нити знаменитого остатка сверхновой Вела (также называемого Gum 16), остатка сверхновой, расположенного примерно в 300 парсеках от Солнца и расположенного на переднем плане по отношению к Солнцу. до самой туманности Гум.
За этой туманностью, на расстоянии от 700 до 1000 парсеков от Солнца, расположен комплекс Молекулярный хребет Вела; она находится на внутреннем крае Рукава Ориона , на одной линии с туманностью Десна. Примерно в 500 парсеках от центральных облаков комплекса находится ассоциация Cr 121 , видимая в направлении Большого Пса . Эта ассоциация физически связана с Большим Псом OB1, расширенной OB-ассоциацией, происходящей из региона, в котором находится облако, известное как Туманность Чайка . [ 12 ] Cr 121 связан с гигантским расширяющимся сверхпузырем под названием GSH 238+00+09, вероятно, образовавшимся в результате взрыва по меньшей мере тридцати сверхновых, расположенных прямо внутри этой ассоциации; созданная мощная ударная волна затронет некоторые окружающие регионы, расположенные в радиусе 500 парсеков от нее, такие как туманность Гум , гигантское молекулярное облако Единорог R2 и комплекс Ориона . [ 13 ]
Самые отдаленные области Молекулярного хребта Вела расположены примерно на расстоянии 1800-2000 парсеков от Солнца и включают облака, называемые VMR B и Gum 21 ; Галактическая среда та же, в которой остаток сверхновой Корма А. находится На расстоянии 1500 парсеков от Солнца, на внешнем краю Рукава Ориона, можно найти большую область Sh2-310 , в которой образовалось массивное рассеянное скопление NGC 2362 . [ 14 ]
Структура
[ редактировать ]
Молекулярный хребет Вела представляет собой туманный комплекс, состоящий из нескольких гигантских молекулярных облаков , образующих своего рода конкатенацию, ориентированную с северо-запада на юго-восток. Название комплексу было присвоено в исследовании 1991 года, в ходе которого анализировались CO выбросы ; эта структура, по-видимому, разделена на четыре основные области ( облака ), обозначенные буквами A, B, C и D. Эти облака, за исключением B, имеют массу примерно 300.000 M ⊙ и расположены на расстоянии около 700-1000 парсек. Облако B имеет массу около миллиона M ⊙ и, несмотря на то, что, по-видимому, является частью конкатенации, находится на гораздо большем расстоянии, около 2000 парсеков, и, вероятно, является частью другого комплекса и независимо от трех других облаков. [ 4 ]
Две самые яркие и наиболее легко наблюдаемые структуры — это VMR C и VMR D, самые западные из Молекулярного хребта Вела, видимые к северу от тонкой нити Остатка сверхновой Вела . Внутри этих гигантских молекулярных облаков посредством исследований C было обнаружено 27 малых облаков. 18 Выбросы O, самый массовый из которых, в направлении ВМР С, имеет массу, равную 44 000 M ⊙ , а меньший - от 100 до 1000 M ⊙ . Каждое из этих облаков содержит в себе несколько источников инфракрасного излучения, которые совпадают с протозвездами . Из наблюдаемых источников 32 расположены внутри этих небольших облаков, а 45 кажутся рассеянными за их пределами, что указывает на то, что эти источники в большей степени сконцентрированы внутри небольших туманных скоплений, где звездообразования в комплексе. происходит большая часть процесса [ 15 ]
Четыре главных облака Молекулярного хребта Вела связаны примерно с двадцатью молодыми рассеянными скоплениями, из которых как минимум 14 входят в комплекс, расположенный на высоте 700 парсеков (A, C и D): среди них выделяется широко известное NGC 2547. скопление , состоящий примерно из 700 звезд, некоторые из которых очень молодые, и Cr 197 , который виден в направлении облака VMR D и состоит из 25 очень молодых звезд. [ 2 ] [ 16 ] Самый яркий туманный компонент комплекса ACD занесен в каталог как Gum 14 ( RCW 27), внутри которого находится сама NGC 2626 и Gum 15 (RCW 32); первое, связанное, в частности, с облаком VMR D, кажется ионизированным голубой гигантской звездой HD 73882 , которая является частью молодой ассоциации, известной как Ru 64 . [ нужна ссылка ] помимо HD 73285 и HD 73500, оба спектрального класса B и физически связанные с ассоциацией. [ 17 ] С другой стороны, камедь 15 ионизируется компонентами скопления Cr 197 и, в частности, голубой звездой HD 74804. [ 5 ] Вместе они образуют область звездообразования, обозначенную аббревиатурой SFR 265.00-2.00. [ 18 ] Однако другие исследования предполагают, что для Gum 15 расстояние составляет всего 424 парсека. [ 19 ]
Облако VMR B, расположенное на высоте около 2000 парсеков на периферии Рукава Ориона , связано с ассоциацией Vela OB1 и областями HII Gum 21 и Gum 18 (RCW 35). Gum 21, вероятно, является частью обширной кольцеобразной туманности, окружающей звезду Вольфа-Райе WR 14. [ 20 ] а 18 Gum, ионизированный синей звездой CD-43 4690, расположен в середине ассоциации Vela OB1. [ 21 ]
По мнению некоторых ученых, последовательность явлений звездообразования в облаке VMR D зародилась в локализованной области в юго-западной части комплекса, в которой мы наблюдаем наиболее массивные компоненты и самые ранние спектральные классы (О и В) и некоторые рассеянные молекулярные облака. Этот регион расположен в соответствии с южной частью облака D и стал местом первых генеративных явлений от 10 до 1 миллиона лет назад. [ 15 ] Впоследствии явления, как обусловленные расширением пузыря, вызванного звездным ветром горячих молодых звезд, [ 22 ] и вероятно из-за действия излучения этих самых звезд, [ 15 ] распространяется на регионы Гум 14 и, возможно, Гум 17, [ 23 ] где мы можем наблюдать различные популяции звезд Т Тельца . Подобные явления в конечном итоге распространились и на облако C. [ 15 ] и, в частности, к Gum 20 и ассоциации Vela R2, возраст которых оценивается от нескольких сотен тысяч лет до нескольких миллионов лет. [ 24 ]
Явления звездообразования
[ редактировать ]Облака Молекулярного хребта Вела являются местами, где происходит интенсивный процесс звездообразования, о чем свидетельствует наличие множества источников IRAS , спектральные характеристики которых аналогичны характеристикам молодых звездных объектов , а также наличие некоторых молодых скоплений. все еще глубоко окутан газом; наибольшая концентрация этих источников находится в облаке С. [ 25 ] Считается, что эти инфракрасные источники, особенно распределенные внутри самых плотных малых молекулярных облаков в четырех основных комплексах, особенно связаны с протозвездами класса I , в основном со звездами T Тельца . [ 9 ]
Вела Молекулярный Ридж А
[ редактировать ]Облако А Молекулярного хребта Вела занимает самое юго-восточное положение системы, к югу от λ Velorum . Из инфракрасных источников, совпадающих со звездами I класса, только 5 расположены внутри этого облака, которое, таким образом, оказывается наименее активным с точки зрения звездообразования. Наиболее заметное яркое облако, принадлежащее VMR A, указано как RCW 41 , оно имеет неправильный вид и содержит молодое скопление [DBS2003] 36, [ 16 ] состоит из 62 массивных звезд спектрального класса B, видимых в инфракрасном диапазоне. Основным источником, связанным с скоплением, является IRAS 09149-4743, который также идентифицируется как источник радиоизлучения и иногда упоминается как связанный с мазером CO : это очень горячая звезда спектрального класса B, которая также является одной из основных отвечает за ионизацию газа в облаке. Этот объект расположен в центральной части скопления. К этому добавляется вторая звезда, расположенная в подскоплении, принадлежащем первой. [ 26 ]
Внутри облака также имеется сверхкомпактная область HII диаметром 6,5', внутри которой воды и метанола расположены мазер . Последнее, в частности, является важным индикатором наличия явлений массивного звездообразования, являясь объектом, характерным для сверхкомпактных облаков ионизированного газа, в которых происходят такого рода явления. [ 27 ]
RCW 41 — это основная часть области звездообразования, занесенная в каталог как SFR 270,26+0,80 и обозначенная в каталоге Аведисовой 2002 года инициалами Аведисова 2224. [ 18 ]
Вела Молекулярный Ридж Б
[ редактировать ]Облако B Молекулярного хребта Вела представляет собой независимую от других структуру, расположенную на высоте около 2000 парсеков в отдаленной и периферийной области Рукава Ориона. В нем содержатся 7 инфракрасных источников, связанных с объектами I класса, ни один из которых детально не изучен. [ 2 ] Основные яркие облака, входящие в это облако, занесены в каталог как Gum 24 и Gum 25 (RCW 39 и RCW 40).
Гум 24 — это плохо изученная туманность, расстояние до которой оценивается примерно в 1700 парсеков, т. е. в соответствии с ассоциацией Vela OB1, но это неясно до такой степени, что другие оценки относят ее на расстояние до 3000 парсеков, т. е. в промежуточную зону между самая отдаленная часть рукава Персея и Киля-Стрельца , за концом рукава Ориона . [ 28 ] Главным ответственным за ионизацию его газа мог бы быть синий сверхгигант HD 78344, хотя определенности на этот счет нет. [ 2 ] Среди свидетельств звездообразования в этом облаке — наличие водяного мазера, расположенного к юго-востоку от центральной зоны туманности, который, по-видимому, связан с IRAS 09017-4814, одним из 7 известных источников инфракрасного излучения в облаке. , [ 9 ] вероятно, это молодая яркая звезда, сильно затемненная окружающей ее пылью. [ 29 ]
Расстояние до Гума 25 (также внесенного в каталог как BBW224) кажется более точным, поскольку разные ученые сходятся во мнении, что оно составляет около 1800 парсеков. [ 21 ] [ 30 ] на таком же расстоянии от VMR B. Основным источником ионизации его газа является голубая звезда главной последовательности класса O9V, указанная как CD-48 4352, [ 31 ] входит в ассоциацию Vela OB1. Вокруг облака находится большая кольцевая структура пыли, в которой существуют более плотные и яркие скопления, в которых продолжается процесс гравитационного коллапса , который приведет к образованию новых звезд. [ 32 ] В облаке также находится молодое скопление, глубоко погруженное в газ, которому присвоен номер 251 в каталоге, опубликованном в 2003 году Бикой и др. [ 33 ]
Вела Молекулярный Ридж C
[ редактировать ]Облако С Молекулярного хребта Вела наблюдается к северу от самой восточной части туманности Гум, на расстоянии около 1000 парсеков в направлении туманности Гум 17 (RCW 33), которая, однако, может быть не связана с областью туманности Гум. Молекулярный хребет Вела. [ 34 ] Эволюционная фаза этой структуры немного моложе, чем у соседней VMR D, и демонстрирует признаки недавней активности звездообразования; внутри которого были обнаружены некоторые инфракрасные источники, глубоко расположенные в плотных молекулярных облаках, показывающие C 18 О выбросы. [ 15 ] Три из них совпадают с таким же количеством молодых звездных объектов I класса промежуточной массы от 2 до 10 M ⊙ ; [ 35 ] помимо 28 вероятных протозвезд средней-малой массы и пяти очень компактных молодых скоплений, погруженных в плотную туманность. Эти скопления содержат соответственно от 10 до 350 молодых звезд, во всех случаях заключенных в диаметре всего парсека или даже меньше. [ 36 ] [ 5 ] [ 24 ] Молекулярное облако Vela C, наблюдаемое с помощью Herschel, показало, что плотные ядра и нитевидные структуры составляют значительную часть (40%) его общей массы. Среди выявленных ядер 149 протозвездных и 421 беззвездное. Интересно, что 78% беззвёздных ядер оказались гравитационно связанными дозвёздными ядрами. Функция основных масс (CMF) имела показатель степени (α = 1,35), идентичный начальной функции масс Солпитера (IMF). Ширина нитей варьировалась от 0,15 до 0,63 пк, медиана W = 0,3 ± 0,11 пк. Значительная часть нитей содержала предзвездные и протозвездные ядра, что подтверждает важную роль нитей в формировании предзвездных ядер. [ 37 ]
Vela Молекулярный Ридж D
[ редактировать ]См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с «Результат запроса Simbad» .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час Петтерссон, Б. (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. Тихоокеанское астрономическое общество. п. 43. Бибкод : 2008hsf2.book...43P . ISBN 978-1-58381-670-7 .
- ^ Jump up to: а б Мерфи, округ Колумбия; Мэй, Дж. (1991). «Молекулярные облака в ВЕЛА». Астрономия и астрофизика . 247 (1): 202. Бибкод : 1991A&A...247..202M .
- ^ Jump up to: а б Мерфи, округ Колумбия; Мэй, Дж. (июль 1991 г.). «Молекулярные облака в ВЕЛА». Астрономия и астрофизика . 247 : 202–214. Бибкод : 1991A&A...247..202M .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Jump up to: а б с Петтерссон, Б.; Рейпурт, Б. (апрель 1994 г.). «Молодые звезды, связанные с Молекулярным хребтом VELA. I. Облака VMR C и D, Коллиндер 197 и VELA R2». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 104 : 233–258. Бибкод : 1994A&AS..104..233P .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Jump up to: а б Масси, Ф.; Тести, Л.; Ванзи, Л. (март 2006 г.). «МВФ и история звездообразования звездных скоплений в облаке Vela D». Астрономия и астрофизика . 448 (3): 1007–1022. arXiv : astro-ph/0511794 . Бибкод : 2006A&A...448.1007M . дои : 10.1051/0004-6361:20053836 . S2CID 14891416 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Jump up to: а б Огура, Кацуо (декабрь 1990 г.). «Два объекта Хербига-Аро, обнаруженные с помощью узкополосных изображений ПЗС» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 102 : 1366–1371. Бибкод : 1990PASP..102.1366O . дои : 10.1086/132776 .
- ^ Отклонение до 50 ° ю.ш. эквивалентно минимальному угловому расстоянию от южного полюса мира в 50 °; то есть к югу от 50° ю.ш. объект кажется полностью циркумполярным, тогда как к северу от 50° с.ш. объект никогда не виден целиком.
- ^ Jump up to: а б с Лизо, Р.; Лоренцетти, Д.; Нисини, Б.; Спиноглио, Л.; Монети, А. (ноябрь 1992 г.). «Звездообразование в молекулярных облаках VELA. I - Яркие источники IRAS класса I». Астрономия и астрофизика . 265 (2): 577–596. Бибкод : 1992A&A...265..577L .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Рейнольдс, Р.Дж. (июнь 1976 г.). «Туманность ГУМ - старый остаток сверхновой, ионизированный Зетой Корма и Гаммой Велорум». Астрофизический журнал . 206 : 679–684. Бибкод : 1976ApJ...206..679R . дои : 10.1086/154427 .
- ^ Верманн, Беате; Гейлард, Майкл Дж.; Отрупчек, Робина (август 2001 г.). «Кинематика области туманности Гум» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 325 (3): 1213–1227. Бибкод : 2001MNRAS.325.1213W . дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04558.x .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Бернингем, Бен; Нейлор, Тим; Джеффрис, доктор медицинских наук; Деви, ЧР (декабрь 2003 г.). «О природе Коллиндера 121: выводы из маломассивной предглавной последовательности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 346 (4): 1143–1150. arXiv : astro-ph/0308488 . Бибкод : 2003MNRAS.346.1143B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2003.07160.x . S2CID 16366019 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Хейлс, Карл (май 1998 г.). «Откуда местный пузырь, Гам, Орион? GSH 238+00+09, близлежащий крупный сверхпузырь в направлении 238 градусов галактической долготы» . Астрофизический журнал . 498 (2): 689. Бибкод : 1998ApJ...498..689H . дои : 10.1086/305574 . S2CID 121172102 .
- ^ Дам, SE (октябрь 2005 г.). «Молодое скопление NGC 2362» . Астрономический журнал . 130 (4): 1805–1828. Бибкод : 2005AJ....130.1805D . дои : 10.1086/433178 . S2CID 122163901 .
- ^ Jump up to: а б с д и Ямагучи, Нобуюки; Мизуно, Нориказу; Сайто, Хиро; Мацунага, Кеничи; Мизуно, Акира; Огава, Хидео; Фукуи, Иисус (декабрь 1999 г.). «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 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Jump up to: а б Дутра, СМ; Бика, Э.; Соарес, Дж.; Барбюи, Б. (март 2003 г.). «Новые инфракрасные звездные скопления в южной части Млечного Пути с 2MASS». Астрономия и астрофизика . 400 (2): 533–540. arXiv : astro-ph/0301221 . Бибкод : 2003A&A...400..533D . дои : 10.1051/0004-6361:20030005 . S2CID 828140 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Мюллер, Кайса Э.; Грэм, Джон А. (ноябрь 2000 г.). «Молодые звезды, связанные с отражательной туманностью NGC 2626». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 112 (777): 1426–1432. Бибкод : 2000PASP..112.1426M . дои : 10.1086/317705 . S2CID 121268925 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Jump up to: а б Аведисова В.С. (март 2002 г.). «Каталог областей звездообразования в Галактике». Астрономические отчеты . 46 (3): 193–205. Бибкод : 2002ARep...46..193A . дои : 10.1134/1.1463097 . S2CID 120609169 .
- ^ Ким, Дж.С.; Уолтер, FM; Волк, SJ (декабрь 2000 г.). «Звездное образование малой массы вокруг комплекса CG30/31/38 и RCW33 в туманности Гум». Американское астрономическое общество . 32 : 1412. Бибкод : 2000AAS...197.1002K .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Марстон, AP; Йокум, ДР; Гарсиа-Сегура, Г.; Чу, Ю.-Х. (ноябрь 1994 г.). «Обзор туманностей вокруг галактических звезд Вольфа на южном небе, 2» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 95 (1): 151–155. Бибкод : 1994ApJS...95..151M . дои : 10.1086/192097 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Jump up to: а б Аведисова В.С.; Палус, Ян (февраль 1989 г.). «Кинематика областей звездообразования». Астрономические институты Чехословакии, Вестник . 40 (1): 42–52. Бибкод : 1989BAICz..40...42A .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Элия, Д.; Масси, Ф.; Страфелла, Ф.; Де Лука, М.; Джаннини, Т.; Лоренцетти, Д.; Нисини, Б.; Кампеджио, Л.; Майоло, BMT (январь 2007 г.). «Картирование молекулярной эмиссии в облаке D молекулярного хребта Vela». Астрофизический журнал . 655 (1): 316–331. arXiv : astro-ph/0610083 . Бибкод : 2007ApJ...655..316E . дои : 10.1086/509801 . S2CID 119000613 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Облако Gum 17, согласно некоторым исследованиям, не должно быть частью Молекулярного хребта Вела, см. раздел о Молекулярном хребте Вела C.
- ^ Jump up to: а б Хербст, В. (сентябрь 1975 г.). «R-ассоциации IV. Vela R2, молодая звездная группа» . Астрономический журнал . 80 : 683–688, 751–752. Бибкод : 1975AJ.....80..683H . дои : 10.1086/111798 .
- ^ Воутерлот, JGA; Брэнд, Дж. (декабрь 1989 г.). «Источники IRAS за пределами солнечного круга. I - наблюдения CO». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 80 (2): 149–187. Бибкод : 1989A&AS...80..149W .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Ортис, Р.; Роман-Лопес, А.; Авраам, З. (январь 2007 г.). «Молодое звездное скопление, связанное с IRAS 09149-4743» . Астрономия и астрофизика . 461 (3): 949–955. Бибкод : 2007A&A...461..949O . дои : 10.1051/0004-6361:20054507 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Уолш, Эй Джей; Хайленд, Арканзас; Робинсон, Г.; Бертон, М.Г. (октябрь 1997 г.). «Исследование ультракомпактных областей HII - I. Метанольная мазерная съемка источников, выбранных IRAS» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 291 (2): 261–278. Бибкод : 1997MNRAS.291..261W . дои : 10.1093/mnras/291.2.261 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Петтерсон связывает его с VMR B, а по оценкам Копетти, его длина составляет 3000 парсеков, см. Копетти, MVF (ноябрь 2000 г.). «Комплексная фотометрия галактических областей H II» . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 147 : 93–97. Бибкод : 2000A&AS..147...93C . дои : 10.1051/aas:2000291 .
- ^ Браз, Массачусетс; Эпштейн, Н. (июль 1982 г.). «Новые инфракрасные объекты в направлении южных мазеров типа I OH и H2O». Астрономия и астрофизика . 111 (1): 91–96. Бибкод : 1982A&A...111...91B .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Брэнд, Дж.; Блиц, Л. (август 1993 г.). «Поле скоростей внешней галактики». Астрономия и астрофизика . 275 (1): 67. Бибкод : 1993A&A...275...67B .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Аведисова В.С.; Кондратенко, Г.И. (1984). «Захватывающие звезды и расстояния диффузной туманности». Научные информации . 56 : 59. Бибкод : 1984NIinfo..56...59A .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Дехарвенг, Л.; Заваньо, А.; Каплан, Дж. (апрель 2005 г.). «Спровоцировало образование массивных звезд на границах регионов Галактики H II. I. Поиск кандидатов на сбор и коллапс ». Астрономия и астрофизика . 433 (2): 565–577. arXiv : astro-ph/0412602 . Бибкод : 2005A&A...433..565D . дои : 10.1051/0004-6361:20041946 . S2CID 18428130 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Бика, Э.; Дутра, СМ; Барбюи, Б. (январь 2003 г.). «Каталог инфракрасных звездных скоплений и звездных групп». Астрономия и астрофизика . 397 : 177–180. arXiv : astro-ph/0210302 . Бибкод : 2003A&A...397..177B . дои : 10.1051/0004-6361:20021479 . S2CID 16130191 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Ким, Дж.С.; Уолтер, FM; Волк, SJ (декабрь 2000 г.). «Звездное образование малой массы вокруг комплекса CG30/31/38 и RCW33 в туманности Гум». Американское астрономическое общество . 32 : 1412. Бибкод : 2000AAS...197.1002K .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) , цитата в Galaxy Map — RCW 33 . - ^ Масси, Ф.; Лоренцетти, Д.; Джаннини, Т. (февраль 2003 г.). «Звездообразование в молекулярных облаках Вела. V. Молодые звездные объекты и звездные скопления в направлении С-облака» . Астрономия и астрофизика . 399 : 147–167. Бибкод : 2003A&A...399..147M . дои : 10.1051/0004-6361:20021717 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Баба, Дайсуке; Сато, Сюдзи; Нагасима, Чи; Нисияма, Сёго; Като, Дайсуке; Хаба, Ясуаки; Нагата, Тецуя; Нагаяма, Такахиро; Тамура, Мотохидэ; Сугитани, Кодзи (октябрь 2006 г.). «Глубокие изображения в ближнем инфракрасном диапазоне молекулярного хребта Вела C. II. Новые протозвезды и встроенные скопления в Вела C» . Астрономический журнал . 132 (4): 1692–1706. Бибкод : 2006AJ....132.1692B . дои : 10.1086/506148 .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Ли, Сюэ-Мэй; Чжан, Го-Инь; Меньщиков, Александр; Ли, Цзинь-Цзэн; Чжан, Чанг; Ву, Чжун-Зу (июнь 2023 г.). «Свойства плотных ядер и нитевидных структур в молекулярном облаке Vela C» . Астрономия и астрофизика . 674 : А225. arXiv : 2304.10863 . Бибкод : 2023A&A...674A.225L . дои : 10.1051/0004-6361/202345846 .