Jump to content

Вела Молекулярный Ридж

Вела Молекулярный Ридж
NGC 2626 , одна из самых ярких областей звездообразования в VMR.
Тип объекта Гигантское молекулярное облако Edit this on Wikidata
Другие обозначения ВМР
Данные наблюдений
( Эпоха J2000)
Созвездие Свеча  Edit this on Wikidata
08 час 53 м [ 1 ] [ 2 ]
Склонение −45° 00′ [ 1 ] [ 2 ]
Расстояние 2300-6500 [ 2 ] / 700-2000 [ 2 ]

В визуальном свете (В)
Размер

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 , а также знаменитый объект Хербига-Аро HH 132 . [ 7 ]

Наблюдение

[ редактировать ]
Карта Молекулярного хребта Вела.

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 ]
Карта звездного локального окружения в пределах 1000 парсеков; Солнце находится в центре. Темные облака Вела находятся на 270° галактической долготы , внизу в центре.

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 ]
NGC 2626 , одна из самых ярких туманностей комплекса.

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 ]

[ 6 ] [ 7 ]

См. также

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: а б с «Результат запроса Simbad» .
  2. ^ 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 .
  3. ^ 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 .
  4. ^ 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 )
  5. ^ 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 )
  6. ^ 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 )
  7. ^ 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 .
  8. ^ 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.
  9. ^ 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 )
  10. ^ 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 .
  11. ^ 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 )
  12. ^ 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 )
  13. ^ 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 .
  14. ^ 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 .
  15. ^ 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 )
  16. ^ 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 )
  17. ^ 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 )
  18. ^ 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 .
  19. ^ 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 )
  20. ^ 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 )
  21. ^ 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 )
  22. ^ 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 )
  23. ^ Облако Gum 17, согласно некоторым исследованиям, не должно быть частью Молекулярного хребта Вела, см. раздел о Молекулярном хребте Вела C.
  24. ^ 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 .
  25. ^ 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 )
  26. ^ 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 )
  27. ^ 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 )
  28. ^ 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 .
  29. ^ 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 )
  30. ^ 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 )
  31. ^ 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 )
  32. ^ 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 )
  33. ^ 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 )
  34. ^ 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 .
  35. ^ 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 )
  36. ^ 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 )
  37. ^ 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 .
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: ddca3c0516b622ed421554cde8da24a0__1721180640
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/dd/a0/ddca3c0516b622ed421554cde8da24a0.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Vela Molecular Ridge - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)