РКВ 36
Эмиссионная туманность в созвездии Паруса
РКВ 36
Молодые звезды в RCW 36 видны в рентгеновских лучах (синий цвет), а инфракрасные изображения (красный и зеленый цвет) показывают как звезды, так и газ.
Тип объектаH II регион
Другие обозначенияRCW 36, Gum 20, BBW 217 [1] [2]
Данные наблюдений
( Эпоха J2000 )
СозвездиеВела 
08 ч 59 м 00,9 с
Склонение−43° 44′ 10″
Расстояние2300 св. лет [3] / 700 пк
В видимом свете (V)
15.2 
Размер
5 угловых минут
Предполагаемый возраст1,1±0,6 млн лет [4]
Связанные медиа на Wikimedia Commons
[править на Wikidata]

RCW 36 (также обозначается как Gum 20 ) [5] — это эмиссионная туманность , содержащая открытое скопление в созвездии Паруса . Эта область H II является частью более масштабного звездообразующего комплекса, известного как Молекулярный хребет Паруса (VMR), скопления молекулярных облаков в Млечном Пути , которые содержат несколько участков продолжающейся активности звездообразования. [1] VMR состоит из нескольких отдельных облаков, а RCW 36 встроен в облако VMR C.

RCW 36 является одним из ближайших к Солнечной системе мест формирования массивных звезд, [6] расстояние до которого составляет около 700 парсеков (2300 световых лет ). Наиболее массивными звездами в звездном скоплении являются две звезды с поздним спектральным классом O или ранним спектральным классом B, но скопление также содержит сотни звезд с меньшей массой. [4] В этом регионе также находятся объекты с джетами Хербига-Аро , HH 1042 и HH 1043. [7]

Звездообразование в RCW 36

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 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 в себя более сложные молекулы , космическую пыль и атомарный гелий. Звезды образуются, когда масса газа в части облака становится слишком большой, заставляя его коллапсировать из-за нестабильности Джинса . [9] Большинство звезд образуются не в одиночку, а группами, содержащими сотни или тысячи других звезд. [10] RCW 36 является примером такого типа «кластерного» звездообразования. [3]

Молекулярное облако и область H II

Изображение RCW 36 получено с помощью инструмента FORS телескопа VLT

Молекулярный хребет Вела можно разделить на несколько меньших облаков, каждое из которых в свою очередь можно разделить на облачные «сгустки». Молекулярный облачный сгусток, из которого формируются звезды RCW 36, — это сгусток 6 в облаке VMR C. [11]

Ранние карты региона были созданы радиотелескопами , 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 помощью телескопа миллиметрового диапазона NANTEN . Используя излучение C 18 O, они оценили общую массу облака C в 44 000 M ☉ . [11] Карты облаков показывают, что облако C является самым молодым компонентом VMR из-за сверхкомпактной области H II, связанной с RCW 36, и нескольких участков встроенных протозвезд, в то время как области H II в других облаках VMR более развиты. [1] Наблюдения с помощью космического телескопа Herschel показывают, что материал внутри облака организован в нити, и RCW 36 находится вблизи 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 дальнее инфракрасное излучение самое большое, обнаружены протозвездные ядра, объекты Хербига-Аро и сверхкомпактная область H II. Однако более глубокое звездообразование затенено пылью, поэтому излучение может выходить только с поверхности облака, а не из самих погруженных объектов. [4]

Область H II представляет собой область вокруг скопления, в которой атомы водорода в межзвездной среде были ионизированы ультрафиолетовым светом от звезд O- и B-типа. 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

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 , и на них все еще может аккрецироваться газ либо из околозвездного диска , либо из оболочки .

Члены скопления в RCW 36 были идентифицированы с помощью инфракрасных и рентгеновских наблюдений. Яркие инфракрасные источники, приписываемые массивным звездам, были впервые идентифицированы 100-сантиметровым телескопом TIFR из Национального аэростатного комплекса в Хайдарабаде, Индия. [19] В начале 2000-х годов инфракрасные изображения в полосах J, H и K s предположили наличие по меньшей мере 350 членов скопления. [3] Наблюдения космического телескопа Spitzer и рентгеновской обсерватории Chandra NASA использовались для идентификации членов скопления в рамках обзора 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 на различных длинах волн инфракрасного диапазона показало, что 132 молодых звездных объекта имеют инфракрасный избыток, соответствующий околозвездным дискам или оболочкам. [21]

Баба и др. отметили, что скопление имеет высокую плотность звезд, причем 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 приблизительно 10 000 звезд на квадратный парсек в центре скопления, 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]

Плотность звезд 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 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. Было подсчитано, что для молодых звездных скоплений с более чем 10 4 звезд на пк. −3 близкие встречи между звездами могут привести к взаимодействиям между протопланетными дисками, которые влияют на развитие планетных систем. [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 чрезвычайной молодостью.

Две звезды в RCW 36 имеют струи Хербига-Аро (HH 1042 и HH 1043). [28] Струи газа, вытекающие из молодых звезд, могут быть созданы путем 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 струями оценивается примерно в 10−7 M ☉ солнечных масс в год. Неоднородности в струях были приписаны переменной скорости аккреции на временных масштабах примерно в 100 лет. [28]

Молодая звезда 2MASS J08592851-4346029 была классифицирована как звезда типа Ае Хербига . Звезды этого класса являются звездами предглавной последовательности , промежуточной массы (спектральный тип A) 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 ее спектре имеют профиль P-Cygni, указывающий на наличие звездного ветра. [4]

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

Смотрите также

На Викискладе есть медиафайлы по теме RCW 36 .

Ссылки

  1. ^ abcd Pettersson, Bertil (2008). "Молодые звезды и пылевые облака в Корме и Парусах". В Reipurth, B. (ред.). Справочник по областям звездообразования, том II: Публикации монографии ASP Южного неба . Том 5. стр. 43. Bibcode : 2008hsf2.book..683R. ISBN 978-1-58381-670-7.
  2. ^ "RCW 36" . СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 19 февраля 2017 г.
  3. ^ abcde Баба; и др. (2004). "Глубокая ближняя инфракрасная визуализация в направлении молекулярного хребта Vela CI A Remarkable Embedded Cluster in RCW 36". The Astrophysical Journal . 614 (2): 818– 826. arXiv : astro-ph/0406645 . Bibcode :2004ApJ...614..818B. doi :10.1086/423705. S2CID  8037661.
  4. ^ abcd Эллербрук; и др. (2013). "RCW36: характеристика результата массивного звездообразования". Астрономия и астрофизика . 558 : A102. arXiv : 1308.3238 . Bibcode : 2013A&A...558A.102E. doi : 10.1051/0004-6361/201321752. S2CID  55117416.
  5. ^ Лэнг, Кеннет Р. (2012-12-06). Астрофизические данные: планеты и звезды. Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4684-0640-5.
  6. ^ ab Feigelson; et al. (2013). "Обзор проекта изучения массивного молодого звездообразующего комплекса в инфракрасном и рентгеновском диапазонах (MYStIX)". Серия приложений к астрофизическому журналу . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Bibcode : 2013ApJS..209...26F. doi : 10.1088/0067-0049/209/2/26. S2CID  56189137.
  7. ^ Эллербрук, Л. Э.; и др. (2012). «История звездообразования RCW 36». Труды конференции ASP . 464 : 351. arXiv : 1205.1513 . Bibcode : 2012ASPC..464..351E.
  8. ^ Карпентер (2004). «Встроенные скопления в гигантских молекулярных облаках». Формирование и эволюция массивных молодых звездных скоплений . 322 : 319. Bibcode : 2004ASPC..322..319C.
  9. ^ Сталер, Стивен В.; Палла, Франческо (2008). Формирование звезд. Вайли-ВЧ. ISBN 978-3-527-61868-2.
  10. ^ Лада и др. (2003). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 41 : 57–115 . arXiv : astro-ph/0301540 . Bibcode : 2003ARA&A..41...57L. doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. S2CID  16752089.
  11. ^ ab Yamaguchi; et al. (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. ^ Бранд и др. (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. ^ Whiteoak; et al. (1977). "H2CO и OH наблюдения молекулярного облака вблизи RCW 36". Труды Астрономического общества Австралии . 3 (2): 147– 150. Bibcode :1977PASA....3..147W. doi :10.1017/S1323358000015162. S2CID  118151316.
  14. ^ ab Tremblin; et al. (2014). "Влияние сжатия ионизации на распределение плотного газа и звездообразование. Функции плотности вероятности вокруг областей H II, как их видел Гершель" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 564 : A106. arXiv : 1401.7333 . Bibcode :2014A&A...564A.106T. doi :10.1051/0004-6361/201322700. S2CID  316729.
  15. ^ Хилл и др. (2011). «Нитки и хребты в Парусах C, обнаруженные Гершелем: от мест звездообразования с малой массой до мест звездообразования с большой массой». Астрономия и астрофизика . 533 : A94. arXiv : 1108.0941 . Bibcode : 2011A&A...533A..94H. doi : 10.1051/0004-6361/201117315. S2CID  17662468.
  16. ^ Хилл и др. (2012). «Разрешение хребта Вела С с помощью P-ArTeMiS и Гершеля». Астрономия и астрофизика . 548 : L6. arXiv : 1211.0275 . Bibcode : 2012A&A...548L...6H. doi : 10.1051/0004-6361/201220504. S2CID  118376263.
  17. ^ Миньер и др. (2013). «Влияние ионизации массивных звезд на межзвездные волокна. Исследование биполярной туманности RCW 36 в Парусах C с помощью Herschel». Астрономия и астрофизика . 550 : A50. Bibcode : 2013A&A...550A..50M. doi : 10.1051/0004-6361/201219423 .
  18. ^ Уолш и др. (1998). «Исследования ультракомпактных областей HII – II. Высокоразрешающий радиоконтинуум и обзор метанолового мазера». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 301 (3): 640– 698. Bibcode : 1998MNRAS.301..640W. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02014.x .
  19. ^ Верма и др. (1994). «Дальнеинфракрасные наблюдения 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; et al. (2013). "Определение молодых звезд в массивных областях звездообразования для проекта MYStIX". Серия приложений к астрофизическому журналу . 209 (2): 32. arXiv : 1309.4500 . Bibcode :2013ApJS..209...32B. doi :10.1088/0067-0049/209/2/32. S2CID  67827240.
  21. ^ Povich, MS; et al. (2013). "Каталог источников инфракрасного излучения MYStIX Infrared-Excess". Приложение к Astrophysical Journal . 209 (2): 31. arXiv : 1309.4497 . Bibcode : 2013ApJS..209...31P. doi : 10.1088/0067-0049/209/2/31. S2CID  62807763.
  22. ^ Kuhn, MA; Getman, KV; Feigelson, ED (2015). "Пространственная структура молодых звездных скоплений. II. Общее количество молодых звездных популяций". Astrophysical Journal . 802 (1): 60. arXiv : 1501.05300 . Bibcode :2015ApJ...802...60K. doi :10.1088/0004-637X/802/1/60. S2CID  119309858.
  23. ^ Kuhn; et al. (2014). "Пространственная структура молодых звездных скоплений. I. Субскопления". The Astrophysical Journal . 787 (2): 107. arXiv : 1403.4252 . Bibcode :2014ApJ...787..107K. doi :10.1088/0004-637X/787/2/107. S2CID  55832720.
  24. ^ Kuhn; et al. (2015). "Пространственная структура молодых звездных скоплений. III. Физические свойства и эволюционные состояния". The Astrophysical Journal . 812 (2): 131. arXiv : 1507.05653 . Bibcode :2015ApJ...812..131K. doi :10.1088/0004-637X/812/2/131. S2CID  54687747.
  25. ^ Грегерсен, Эрик (октябрь 2009). Млечный Путь и дальше . Издательская группа Rosen. С.  35–36 . ISBN 978-1-61530-053-2.
  26. ^ Институт астрономии им. Макса Планка (2002) [9–13 октября 2000 г.]. Ева К. Гребель; Вольфганг Бранднер (ред.). Режимы звездообразования и происхождение популяций полей: труды семинара . Серия конференций Астрономического общества Тихого океана. Том 285. Институт астрономии им. Макса Планка, Гейдельберг, Германия: Астрономическое общество Тихого океана. стр. 165. ISBN 1-58381-128-1.
  27. ^ Гутермут и др. (2005). «Начальная конфигурация молодых звездных скоплений: анализ поверхностной плотности звезд с помощью подсчета числа в полосе K». The Astrophysical Journal . 632 (1): 397– 420. arXiv : astro-ph/0410750 . Bibcode :2005ApJ...632..397G. doi :10.1086/432460. S2CID  421304.
  28. ^ ab Ellerbroek; et al. (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&A...551A...5E. doi : 10.1051/0004-6361/201220635. S2CID  216080264.
  29. ^ Bally (2016). «Протозвездные потоки». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 : 491– 528. Bibcode : 2016ARA&A..54..491B. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023341 .
  30. ^ МакКлири и др. (2011). «Обзор высококонтрастных звездных вспышек, наблюдавшихся обсерваторией Chandra». The Astronomical Journal . 141 (6): 201. arXiv : 1104.4833 . Bibcode : 2011AJ....141..201M. doi : 10.1088/0004-6256/141/6/201. S2CID  119281858.
  31. ^ Getman; et al. (2008). "Рентгеновские вспышки в молодых звездах Ориона. I. Характеристики вспышек". The Astrophysical Journal . 688 (1): 418– 436. arXiv : 0807.3005 . Bibcode : 2008ApJ...688..418G. doi : 10.1086/592033. S2CID  119218486.


  • Симбад


Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=RCW_36&oldid=1234962911"