WikiDer > RCW 36

RCW 36
RCW 36
RCW 36 in Infrared and X-ray.jpg
Молодые звезды в RCW 36 видны в рентгеновском диапазоне (синий), а на инфракрасных изображениях (красный и зеленый) видны и звезды, и газ.
Тип объектаH II область
Прочие обозначенияRCW 36, резинка 20, толстушка 217[1][2]
Данные наблюдений
(Эпоха J2000)
СозвездиеVela Отредактируйте это в Викиданных
08час 59м 00.9s
Склонение−43° 44′ 10″
Расстояние2300 лы[3] / 700 ПК
В визуальном свете (V)
15.2 Отредактируйте это в Викиданных
Размер
5 arcmin
Примерный возраст1.1±0.6 Myr[4]
Страница общин Связанные СМИ на Викискладе?
[редактировать в Викиданных]

RCW 36 (также обозначенный Жевательная резинка 20)[5] является эмиссионная туманность содержащий открытый кластер в созвездии Vela. Этот H II область является частью более крупного звездообразующий комплекс известный как Vela Molecular Ridge (VMR), коллекция молекулярные облака в Млечный Путь которые содержат несколько участков продолжающейся активности звездообразования.[1] VMR состоит из нескольких отдельных облаков, а RCW 36 встроен в VMR Cloud C.

RCW 36 - одно из ближайших к нашей Солнечной системе мест образования массивных звезд.[6] расстояние примерно 700 парсек (2300 световых лет). Самые массивные звезды в звездном скоплении - две звезды с поздно-O или же ранний Б спектральных классов, но скопление также содержит сотни звезд меньшей массы.[4] В этом регионе также находятся объекты с Хербиг-Аро форсунки, HH 1042 и HH 1043.[7]

Звездообразование в RCW 36

Как и большинство регионов звездообразования, межзвездная среда вокруг RCW 36 содержится как газ, из которого образуются звезды, так и несколько недавно образовавшихся молодых звезд.[1] Здесь молодые звездные скопления образуются в гигантские молекулярные облака.[8] Молекулярные облака - самая холодная и плотная форма межзвездного газа, состоящая в основном из молекулярный водород (ЧАС2), но также включать больше сложные молекулы, космическая пыль, и атомарный гелий. Звезды образуются, когда массовый газ в части облака становится слишком большим, вызывая его коллапс из-за Джинсовая нестабильность.[9] Большинство звезд образуются не в одиночку, а в группах, содержащих сотни или тысячи других звезд.[10] RCW 36 является примером этого типа "группового" звездообразования.[3]

Молекулярное облако и область H II

RCW 36, изображение VLTинструмент FORS

Молекулярный хребет Вела можно разделить на несколько облаков меньшего размера, каждое из которых, в свою очередь, можно разделить на «сгустки» облаков. Сгусток молекулярного облака, из которого формируются звезды RCW 36, является сгустком 6 в облаке VMR C.[11]

Ранние карты региона были составлены радиотелескопы это отслеживало излучение нескольких типов молекул, обнаруженных в облаках, включая CO, ОЙ, и ЧАС2CO.[12][13] Более подробные карты CO были составлены в 1990-х годах группой японских астрономов с использованием NANTEN телескоп миллиметрового диапазона. Используя излучение от C18О, они оценили общую массу Облака C в 44000 M☉.[11] Облачные карты предполагают, что облако C является самым молодым компонентом VMR из-за сверхкомпактной области H II, связанной с RCW 36, и нескольких сайтов встроенных протозвезд, в то время как области H II в других облаках VMR более развиты.[1] Наблюдения Космический телескоп Гершеля показывают, что материал внутри облака организован в нити, а RCW 36 находится около южного конца нити длиной 10 парсек.[14][15][16][17]

Звездообразование в RCW 36 в настоящее время продолжается. В плотном газе на западном краю RCW 36, где излучение в дальнем инфракрасном диапазоне является наибольшим, находятся протозвездные ядра, объекты Хербига Аро и сверхкомпактная область H II. Однако более глубоко внедренные звездообразования скрыты пылью, поэтому излучение может выходить только с поверхности облака, а не от самих внедренных объектов.[4]

Область H II - это область вокруг кластера, в которой атомы водорода в межзвездная среда ионизированы ультрафиолетовым светом звезд O- и B-типов. 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 же Ш2-106. Кроме того, сверхкомпактная область H II окружает источник IRAS 08576-4333.[18]

Звездное скопление

Из-за молодости RCW 36 большинство звезд в скоплении находятся на ранней стадии звездная эволюция где они известны как молодые звездные объекты или же звезды до главной последовательности. Эти звезды все еще находятся в процессе сжатия, прежде чем достигнут главная последовательность, и у них еще может быть газ срастание на них либо из околозвездный диск или же конверт.

Члены скопления в RCW 36 были идентифицированы с помощью инфракрасных и рентгеновских наблюдений. Источники яркого инфракрасного излучения, приписываемые массивным звездам, были впервые обнаружены 100-сантиметровым телескопом TIFR, установленным на воздушном шаре. Национальный воздушный шар в Хайдарабаде, Индия.[19] В начале 2000-х годов инфракрасные изображения в J, H и Ks группы предложили не менее 350 членов кластера.[3] Наблюдения НАСАс Космический телескоп Спитцера и Рентгеновская обсерватория Чандра были использованы для идентификации членов скопления в рамках обзора MYStIX близлежащих областей звездообразования.[6] В каталоге MYStIX из 384 возможных молодых звездных членов RCW 36 более 300 звезд обнаружены рентгеновскими источниками.[20] Моделирование яркости звезд на различных длинах волн инфракрасного излучения показало 132 молодые звездные объекты иметь избыток инфракрасного излучения в соответствии с околозвездные диски или конверты.[21]

Кластер был отмечен Баба и др. для наличия высокой плотности звезд, с количество звезд (количество звезд в угловой области неба), превышающее 3000 звезд на квадратный парсек в центре скопления.[3] Измерение центрального плотность площади Использование каталога MYStIX позволило предположить, что в центре скопления примерно 10 000 звезд на квадратный парсек, но это исследование также показало, что такие плотности не являются необычными для массивных областей звездообразования.[22] Пространственное распределение звезд было описано как профиль Кинга.[3] или, альтернативно, как структура «ядро-гало».[23]

Звездный плотность около 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 районе Солнца 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 более 104 звезды шт.−3 близкие встречи между звездами могут привести к взаимодействиям между протопланетными дисками, которые влияют на развивающиеся планетные системы.[27]

Молодые звездные объекты

Несколько особых типов молодых звездных объектов были идентифицированы в RCW 36 и описаны более подробно 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 нарастание на звезду.[29] В RCW 36 эти струи наблюдались в ряде спектральных линий, включая линии водорода, гелия, кислорода, азота, серы, никеля, кальция и железа. Скорость потери массы струями оценивается примерно в 10−7 M☉ солнечных масс в год. Неоднородности в джетах объясняются переменной скоростью аккреции во временном масштабе около 100 лет.[28]

Молодая звезда 2MASS J08592851-4346029 была классифицирована как Herbig Ae звезда. Звезды в этом классе до главной последовательности, звезды промежуточных масс (спектральный класс A) с эмиссионные линии в их спектрах от 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 P-Cygni Профиль что указывает на наличие звездного ветра.[4]

Молодая звезда CXOANC J085932.2−434602, наблюдаемая в рентгеновской обсерватории Чандра, дала большой вспышка с пиковой температурой более 100 миллионов кельвины.[30] Такие «сверхгорячие» вспышки молодых звезд наблюдались в других областях звездообразования, таких как Туманность Ориона.[31]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d Петтерссон, Бертил (2008). «Молодые звезды и пылевые облака в Пуппи и Веле». В Рейпурте, Б. (ред.). Справочник по регионам звездообразования, том II: Публикации монографии ASP «Южное небо». 5. п. 43. Bibcode:2008hsf2.book..683R. ISBN 978-1-58381-670-7.
  2. ^ «RCW 36». SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 19 февраля, 2017.
  3. ^ а б c d е Баба; и другие. (2004). "Глубокое инфракрасное изображение в направлении молекулярного хребта Вела C. I. Замечательный встроенный кластер в RCW 36". Астрофизический журнал. 614 (2): 818–826. arXiv:astro-ph / 0406645. Bibcode:2004ApJ ... 614..818B. Дои:10.1086/423705.
  4. ^ а б c d Эллербрук; и другие. (2013). «RCW36: характеристика результатов массивного звездообразования». Астрономия и астрофизика. 558: A102. arXiv:1308.3238. Bibcode:2013A и A ... 558A.102E. Дои:10.1051/0004-6361/201321752.
  5. ^ Лэнг, Кеннет Р. (2012-12-06). Астрофизические данные: планеты и звезды. Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4684-0640-5.
  6. ^ а б Фейгельсон; и другие. (2013). "Обзор проекта исследования массивных молодых звездообразующих комплексов в инфракрасном и рентгеновском диапазонах (MYStIX)". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 209 (2): 26. arXiv:1309.4483. Bibcode:2013ApJS..209 ... 26F. Дои:10.1088/0067-0049/209/2/26.
  7. ^ Ellerbroek, L.E .; и другие. (2012). «История звездообразования RCW 36». Материалы конференции ASP. 464: 351. arXiv:1205.1513. Bibcode:2012ASPC..464..351E.
  8. ^ Карпентер (2004). «Встроенные кластеры в гигантские молекулярные облака». Формирование и эволюция массивных молодых звездных скоплений. 322: 319. Bibcode:2004ASPC..322..319C.
  9. ^ Stahler, Стивен У .; Палла, Франческо (2008). Формирование звезд. Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-61868-2.
  10. ^ Лада; и другие. (2003). «Вложенные кластеры в молекулярные облака». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 41: 57–115. arXiv:Astro-ph / 0301540. Bibcode:2003ARA & A..41 ... 57L. Дои:10.1146 / annurev.astro.41.011802.094844.
  11. ^ а б Ямагути; и другие. (1999). «Исследование плотного молекулярного газа и звездообразования в направлении молекулярного хребта Вела с помощью NANTEN». Публикации Астрономического общества Японии. 51 (6): 775–790. Bibcode:1999PASJ ... 51..775Y. Дои:10.1093 / pasj / 51.6.775.
  12. ^ Бренд; и другие. (1984). «CO (J = 2-1) наблюдения молекулярных облаков, связанных с областями H II из южного полушария». Астрономия и астрофизика. 139: 181. Bibcode:1984A & A ... 139..181B.
  13. ^ Белый дуб; и другие. (1977). «Наблюдения H2CO и OH за молекулярным облаком около RCW 36». Труды Астрономического общества Австралии. 3 (2): 147–150. Bibcode:1977PASAu ... 3..147Вт. Дои:10.1017 / S1323358000015162.
  14. ^ а б Тремблин; и другие. (2014). «Воздействие ионизационного сжатия на распределение плотного газа и звездообразование. Вероятностные функции плотности вокруг областей H II с точки зрения Гершеля» (PDF). Астрономия и астрофизика. 564: A106. arXiv:1401.7333. Bibcode:2014A и A ... 564A.106T. Дои:10.1051/0004-6361/201322700.
  15. ^ Холм; и другие. (2011). «Нити и гребни в Vela C, обнаруженные Гершелем: от маломассивных до высокомассивных мест звездообразования». Астрономия и астрофизика. 533: A94. arXiv:1108.0941. Bibcode:2011A & A ... 533A..94H. Дои:10.1051/0004-6361/201117315.
  16. ^ Холм; и другие. (2012). «Устранение гребня Vela C с помощью P-ArTeMiS и Herschel». Астрономия и астрофизика. 548: L6. arXiv:1211.0275. Bibcode:2012A & A ... 548L ... 6H. Дои:10.1051/0004-6361/201220504.
  17. ^ Минье; и другие. (2013). "Ионизирующее воздействие звезд большой массы на межзвездные волокна. Исследование Гершелем биполярной туманности RCW 36 в Веле C". Астрономия и астрофизика. 550: A50. Bibcode:2013A & A ... 550A..50M. Дои:10.1051/0004-6361/201219423.
  18. ^ Уолш; и другие. (1998). «Исследования сверхкомпактных областей HII - II. Высокоразрешающая радиоконтинуум и мазерная съемка на метаноле». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 301 (3): 640–698. Bibcode:1998МНРАС.301..640Вт. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.02014.x.
  19. ^ Верма; и другие. (1994). «Наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне трех галактических областей звездообразования: RCW 36, IRAS 10361-5830 и IRAS 10365-5803». Астрономия и астрофизика. 284: 936. Bibcode:1994 А и А ... 284..936 В.
  20. ^ Broos; и другие. (2013). «Выявление молодых звезд в массивных областях звездообразования для проекта MYStIX». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 209 (2): 32. arXiv:1309.4500. Bibcode:2013ApJS..209 ... 32B. Дои:10.1088/0067-0049/209/2/32.
  21. ^ Пович, М. С .; и другие. (2013). "Каталог источников инфракрасного излучения MYStIX". Приложение к астрофизическому журналу. 209 (2): 31. arXiv:1309.4497. Bibcode:2013ApJS..209 ... 31P. Дои:10.1088/0067-0049/209/2/31.
  22. ^ Kuhn, M. A .; Гетман, К. В .; Фейгельсон, Э. Д. (2015). "Пространственная структура молодых звездных скоплений. II. Общее молодое звездное население". Астрофизический журнал. 802 (1): 60. arXiv:1501.05300. Bibcode:2015ApJ ... 802 ... 60K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 802/1/60.
  23. ^ Кун; и другие. (2014). "Пространственная структура молодых звездных скоплений. I. Подкластеры". Астрофизический журнал. 787 (2): 107. arXiv:1403.4252. Bibcode:2014ApJ ... 787..107K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 787/2/107.
  24. ^ Кун; и другие. (2015). «Пространственная структура молодых звездных скоплений. III. Физические свойства и эволюционные состояния». Астрофизический журнал. 812 (2): 131. arXiv:1507.05653. Bibcode:2015ApJ ... 812..131K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 812/2/131.
  25. ^ Грегерсен, Эрик (октябрь 2009 г.). Млечный Путь и не только. Издательская группа Rosen. С. 35–36. ISBN 978-1-61530-053-2.
  26. ^ Институт астрономии Макса Планка (2002) [9–13 октября 2000 г.]. Ева К. Гребель; Вольфганг Бранднер (ред.). Способы звездообразования и происхождение популяций полей: материалы семинара. Серия конференций Астрономического общества Тихого океана. 285. Институт астрономии Макса Планка, Гейдельберг, Германия: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 165. ISBN 1-58381-128-1.
  27. ^ Гутермут; и другие. (2005). «Начальная конфигурация молодых звездных скоплений: числовой анализ в K-полосе поверхностной плотности звезд». Астрофизический журнал. 632 (1): 397–420. arXiv:Astro-ph / 0410750. Bibcode:2005ApJ ... 632..397G. Дои:10.1086/432460.
  28. ^ а б Эллербрук; и другие. (2013). «История истечения двух струй Хербига-Аро в RCW 36: HH 1042 и HH 1043». Астрономия и астрофизика. 551: A5. arXiv:1212.4144. Bibcode:2013A и A ... 551A ... 5E. Дои:10.1051/0004-6361/201220635.
  29. ^ Балли (2016). «Протозвездные истечения». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 54: 491–528. Bibcode:2016ARA & A..54..491B. Дои:10.1146 / annurev-astro-081915-023341.
  30. ^ Макклири; и другие. (2011). «Обзор высококонтрастных звездных вспышек, наблюдаемых Чандрой». Астрономический журнал. 141 (6): 201. arXiv:1104.4833. Bibcode:2011AJ .... 141..201M. Дои:10.1088/0004-6256/141/6/201.
  31. ^ Гетман; и другие. (2008). «Рентгеновские вспышки в молодых звездах Ориона. I. Характеристики вспышек». Астрофизический журнал. 688 (1): 418–436. arXiv:0807.3005. Bibcode:2008ApJ ... 688..418G. Дои:10.1086/592033.


внешняя ссылка


Координаты: Карта неба 08час 59м 00.9s, −43° 44′ 10″