Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
RCW 36
RCW 36 in Infrared and X-ray.jpg
Молодые звезды в RCW 36 видны в рентгеновском диапазоне (синий), в то время как инфракрасные изображения (красный и зеленый) показывают и звезды, и газ.
Тип объектаH II область
Прочие обозначенияRCW 36, Gum 20, BBW 217 [1] [2]
Данные наблюдений
( Эпоха J2000 )
СозвездиеVela Отредактируйте это в Викиданных
08 ч 59 м 00.9 с
Склонение−43 ° 44 ′ 10 ″
Расстояние2300 св. Лет [3] / 700 шт.
В видимом свете (V)
15,2 Отредактируйте это в Викиданных
Размер
5 угловых минут
Примерный возраст1,1 ± 0,6 млн лет [4]
Страница общин Связанные СМИ на Викискладе?
[ редактировать в Викиданных ]

RCW 36 (также обозначаемая также Gum 20 ) [5] - это эмиссионная туманность, содержащая рассеянное скопление в созвездии Вела . Эта область H II является частью крупномасштабного комплекса звездообразования, известного как Молекулярный хребет Вела (VMR), совокупность 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 нашей Солнечной системе мест образования массивных звезд [6] , расстояние до которого составляет примерно 700 парсеков (2300 световых лет ). Самые массивные звезды в звездном скоплении - это две звезды со спектральными классами позднего O или раннего B , но скопление также содержит сотни звезд с меньшей массой. [4] В этой области также находятся объекты с джетами Хербига – Аро , HH 1042 и HH 1043. [7]

Звездообразование в RCW 36 [ править ]

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 образуются в гигантских молекулярных облаках . [8] Молекулярные облака являются самой холодной и плотной формой межзвездного газа и состоят в основном из молекулярного водорода (H 2 ), но также включают более сложные молекулы , космическую пыль и атомарный гелий. Звезды образуются, когда масса газа в части облака становится слишком большой, вызывая его коллапс из-за нестабильности Джинса . [9]Большинство звезд образуются не в одиночку, а в группах, содержащих сотни или тысячи других звезд. [10] RCW 36 является примером этого типа "кластерного" звездообразования. [3]

Молекулярное облако и область H II [ править ]

RCW 36, полученный прибором FORS VLT

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, - 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 СО были составлены в 1990-х годах группой японских астрономов с использованием миллиметрового телескопа NANTEN . Используя выбросы C 18 O, они оценили общую массу Облака C в 44 000 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 с космического телескопа 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 межзвездной среде ионизированы ультрафиолетовым светом звезд O- и B-типов. Область H II в RCW 36 имеет морфологию песочных часов [14], похожую 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 [ править ]

Из-за молодости RCW 36 большинство звезд в скоплении находятся на ранней стадии звездной эволюции, где они известны как молодые звездные объекты или звезды, предшествующие главной последовательности . Эти звезды все еще находятся в процессе сжатия, прежде чем они достигнут главной последовательности , и на них все еще может накапливаться газ из околозвездного диска или оболочки .

Члены скопления в RCW 36 были идентифицированы с помощью инфракрасных и рентгеновских наблюдений. Источники яркого инфракрасного излучения, приписываемые массивным звездам, были впервые обнаружены с помощью 100-сантиметрового телескопа TIFR, установленного на воздушном шаре Национального центра воздушных шаров в Хайдарабаде, Индия. [19] В начале 2000 - х годов, инфракрасные изображения в J, H, и К сек полос предложили по меньшей мере , 350 членов кластера. [3] Наблюдения НАСА «s Spitzer Space Telescope и обсерватории Chandra X-лучей были использованы для идентификации членов кластера в рамках MYStIX обследования 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 в инфракрасном диапазоне показало, что 132 молодых звездных объекта имеют избыток инфракрасного излучения, соответствующий околозвездным дискам или оболочкам. [21]

Кластер был отмечен Баба и др. из-за высокой плотности звезд, когда количество звезд (количество звезд в угловой области неба) превышает 3000 звезд на квадратный парсек в центре скопления. [3] Измерение плотности центральной области с использованием каталога MYStIX показало, что в центре скопления приблизительно 10 000 звезд на квадратный парсек, но это исследование также показало, что такая плотность не является необычной для массивных областей звездообразования. [22] Пространственное распределение звезд было описано как профиль Кинга [3] или, альтернативно, как структура «ядро-гало». [23]

Звездная плотность вблизи центра RCW 36, по оценкам, составит около 300 000 звезд на кубический парсек (или 10000 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 звезд более 10 4 пк. −3 близкие столкновения между звездами могут привести к взаимодействиям между протопланетными дисками, которые влияют на развивающиеся планетные системы. [27]

Молодые звездные объекты [ править ]

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] Газовые струи, истекающие из молодых звезд, могут образовываться при 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. Скорость потери массы от струй, по оценкам, составляет порядка 10 -7 М ☉ солнечных масс в год. Неоднородности в джетах объясняются переменной скоростью аккреции во временном масштабе примерно 100 лет. [28]

Молодая звезда 2MASS J08592851-4346029 была классифицирована как звезда Хербига Ae . Звезды этого класса - это звезды промежуточной массы до главной последовательности (спектральный класс A) с линиями излучения 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-Cygni, указывающий на наличие звездного ветра. [4]

Молодая звезда CXOANC J085932.2−434602, наблюдаемая рентгеновской обсерваторией Чандра, произвела большую вспышку с пиковой температурой более 100 миллионов кельвинов . [30] Такие «сверхгорячие» вспышки молодых звезд наблюдались в других областях звездообразования, таких как туманность Ориона . [31]

См. Также [ править ]

  • H II регион
  • Звездообразование
  • Каталог жевательной резинки
  • Каталог RCW

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б в г Петтерссон, Бертил (2008). «Молодые звезды и пылевые облака в Пуппи и Веле». В Рейпурте, Б. (ред.). Справочник по областям 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 . Проверено 19 февраля 2017 года .
  3. ^ а б в г д Баба; и другие. (2004). «Глубокая ближняя инфракрасная визуализация в направлении молекулярного хребта Вела. CI Замечательный встроенный кластер в RCW 36». Астрофизический журнал . 614 (2): 818–826. arXiv : astro-ph / 0406645 . Bibcode : 2004ApJ ... 614..818B . DOI : 10.1086 / 423705 .
  4. ^ а б в г Эллербрук; и другие. (2013). «RCW36: характеристика результатов массивного звездообразования». Астрономия и астрофизика . 558 : A102. arXiv : 1308,3238 . Bibcode : 2013A & A ... 558A.102E . DOI : 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 . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 209/2/26 .
  7. ^ Эллербрук, LE; 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 В .; 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 . DOI : 10.1146 / annurev.astro.41.011802.094844 .
  11. ^ a b 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 . DOI : 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. ^ Белоук; и другие. (1977). «Наблюдения H2CO и OH молекулярного облака около RCW 36». Труды Астрономического общества Австралии . 3 (2): 147–150. Bibcode : 1977PASAu ... 3..147W . DOI : 10.1017 / S1323358000015162 .
  14. ^ а б Тремблин; и другие. (2014). «Воздействие ионизационного сжатия на распределение плотного газа и звездообразование. Функции плотности вероятности вокруг областей H II, как это видел Гершель» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 564 : A106. arXiv : 1401,7333 . Бибкод : 2014A & A ... 564A.106T . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322700 .
  15. ^ Хилл; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117315 .
  16. ^ Хилл; и другие. (2012). «Устранение гребня Vela C с помощью P-ArTeMiS и Herschel». Астрономия и астрофизика . 548 : L6. arXiv : 1211.0275 . Бибкод : 2012A & A ... 548L ... 6H . DOI : 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 . DOI : 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 : 1998MNRAS.301..640W . DOI : 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 : 1994A & A ... 284..936V .
  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 ... 32В . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 209/2/32 .
  21. ^ Пович, MS; и другие. (2013). "Каталог источников инфракрасного излучения MYStIX". Приложение к астрофизическому журналу . 209 (2): 31. arXiv : 1309.4497 . Bibcode : 2013ApJS..209 ... 31P . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 209/2/31 .
  22. ^ Кун, Массачусетс; Гетман, КВ; Фейгельсон, ЭД (2015). "Пространственная структура молодых звездных скоплений. II. Общее молодое звездное население". Астрофизический журнал . 802 (1): 60. arXiv : 1501.05300 . Bibcode : 2015ApJ ... 802 ... 60K . DOI : 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 . DOI : 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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 812/2/131 .
  25. ^ Грегерсен, Эрик (октябрь 2009 г.). Млечный Путь и за его пределами . Издательская группа Rosen. С. 35–36. ISBN 978-1-61530-053-2.
  26. ^ Max-Planck-Institut für Astronomie (2002) [9-13 октября, 2000]. 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). «Первоначальная 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 . DOI : 10.1086 / 432460 .
  28. ^ a b Эллербрук; и другие. (2013). «История истечения двух струй Хербига-Аро в RCW 36: HH 1042 и HH 1043». Астрономия и астрофизика . 551 : А5. arXiv : 1212.4144 . Bibcode : 2013A & A ... 551A ... 5E . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201220635 .
  29. ^ Балли (2016). «Протозвездные истечения». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 54 : 491–528. Bibcode : 2016ARA & A..54..491B . DOI : 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 . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 592033 .


Внешние ссылки [ править ]

  • Симбад


Координаты : Карта неба 08 ч 59 м 00,9 с , −43 ° 44 ′ 10 ″.