Вестерхаут 40 - Westerhout 40

W 40
The Spitzer Space Telescope's view of W40.jpg
Тип объектаH ii регион, звездное скопление  edit this on wikidata
Прочие обозначенияW40, Ш2-64, RCW 174, LBN 90
Данные наблюдений
(Эпоха J2000 )
СозвездиеХвостовая змея
18 31 29
Склонение-02 05.4
Расстояние1420±30 лы [1] / 436±9 ПК
В визуальном свете (V)
Размер
8 угловых минут[2]
Примерный возраст0.8–1.5 Myr [3]
Страница общин Связанные СМИ на Викискладе?
[редактировать в Викиданных ]

Вестерхаут 40 или же W40 (также обозначенный Шарплес 64, Ш2-64, или же RCW 174) это область звездообразования в нашем галактика находится в созвездии Хвостовая змея. В этой области межзвездный газ, образующий диффузная туманность окружает скопление из нескольких сотен новорожденные звезды.[2][4][5] Расстояние до W40 составляет 436 ± 9 пк (1420 ± 30 световых лет),[1] что делает его одним из ближайших мест образования высокомассивных O- и Звезды B-типа.[6] В Ионизирующего излучения из массивных OB-звезд создал H II область,[7] который имеет морфологию песочных часов.[4]

Пыль от молекулярное облако в котором образовался W40 затемняет туманность, из-за чего W40 трудно наблюдать на видимые длины волн света.[2][8] Таким образом, рентгеновский снимок, инфракрасный, и радио Наблюдения использовались, чтобы увидеть сквозь молекулярное облако и изучить процессы звездообразования, происходящие внутри.[2][9][10]

W40 появляется рядом с несколькими другими областями звездообразования на небе, включая инфракрасное темное облако назначенный Змеи Юг[11] и молодое звездное скопление, обозначенное как Основное скопление Змеи.[12] Сходные расстояния, измеренные для этих трех областей звездообразования, позволяют предположить, что они находятся недалеко друг от друга и являются частью одной и той же крупномасштабной совокупности облаков, известной как Молекулярное облако Змеи.[1]

На небе

Область звездообразования W40 проецируется на небо в направлении Разлом Змеи-Аквила, масса темных облаков над Галактический самолет в созвездиях Аквилы, Змеи и Восточного Змееносца.[13] Высокая степень поглощения из межзвездных облаков означает, что туманность выглядит не очень впечатляющей. видимый свет, несмотря на то, что это одно из ближайших мест массового звездообразования.

Расположение W 40 на небе.

Звездообразование в W40

Как и все области звездообразования, W40 состоит из нескольких компонентов: скопления молодых звезд и газового вещества, из которого формируются эти звезды ( межзвездная среда ). Большая часть газа в W40 находится в форме молекулярных облаков, самой холодной и плотной фазы межзвездной среды, состоящей в основном из молекулярный водород (ЧАС2).[14] Звезды образуются в молекулярных облаках, когда масса газа в части облака становится слишком большой, вызывая его коллапс из-за Джинсовая нестабильность.[15] Звезды обычно образуются не изолированно, а скорее группами, состоящими из сотен или тысяч других звезд.[16] как и в случае с W40.

В W40 обратная связь от звездного скопления ионизировала часть газа и взорвала биполярный пузырь в облаке вокруг скопления.[4] Такие эффекты обратной связи могут вызвать дальнейшее звездообразование, но также могут привести к окончательному разрушению молекулярного облака и прекращению активности звездообразования.[17]

Звездное скопление

А кластер молодых звезд находится в центре области W40 HII, содержащей примерно 520 звезд[2][18] до 0,1 солнечные массы (M☉). Оценки возраста звезд показывают, что возраст звезд в центре скопления составляет примерно 0,8 миллиона лет, в то время как звезды на внешней стороне немного старше - 1,5 миллиона лет.[3] Кластер примерно сферически симметричен и имеет вид массово сегрегированный, причем более массивные звезды с большей вероятностью могут быть обнаружены вблизи центра скопления.[2] Причина массовой сегрегации в очень молодых звездных скоплениях, таких как W40, является открытым теоретическим вопросом в теории звездообразования, потому что временные рамки массового разделения через взаимодействия двух тел между звездами, как правило, слишком велики.[19][20]

Облако ионизируется несколькими О и Звезды B-типа.[21] Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне определила одну звезду позднего O-типа, названную IRS 1A South, и 3 звезды раннего B-типа, IRS 2B, IRS 3A и IRS 5. Кроме того, IRS 1A North и IRS 2A являются Herbig Ae / Be звезды.[6] Радиоизлучение некоторых из этих звезд наблюдается с Очень большой массив, и может быть доказательством сверхкомпактные области H II.[22]

Избыточный свет в инфракрасный указывает, что у ряда звезд в скоплении околозвездные диски, который может быть в процессе формирования планеты.[2] Миллиметр наблюдения из 30-метровый телескоп IRAM показать 9 протозвезд класса 0 в Южном регионе Змеи и 3 протозвезды класса 0 в W40,[23] поддерживая мнение, что регион очень молодой и активно формируются звезды.

Межзвездная среда

W40 находится в молекулярном облаке с предполагаемой массой 104 M☉.[4] Ядро молекулярного облака имеет форму пастушьего посоха и в настоящее время дает новые звезды.[23][24] Кластер OB и звезды до главной последовательности (ПМС) лежит к востоку от изгиба этой нити. Ядро облака также наблюдалось в радиосвете, производимом CO, что позволяет оценить массу ядра в 200–300 M☉. Слабое биполярное истечение газа из ядра, вероятно, вызванное молодым звездным объектом, с двумя лепестками, различающимися по скорости на 0,5. км / с.[25]

Вид ядра молекулярного облака, видимый Herschel / SPIRE на расстоянии 500 мкм. Наложены (белые кружки) молодые звезды, обнаруженные рентгеновской обсерваторией Чандра.[26][27]

Именно в этом регионе наблюдается поразительное преобладание нитевидных облачных структур. ЕКА с Космическая обсерватория Гершеля было впервые отмечено.[28] Эти нити облака имеют плотные «ядра» из газа, встроенные в них, многие из которых, вероятно, гравитационно схлопываются и образуют звезды. Результаты Гершеля для этой области, а затем опубликованные результаты для других областей звездообразования, подразумевают, что фрагментация нитей молекулярных облаков является фундаментальной для процесса звездообразования. Результаты Гершеля для W40 и разлома Аквила по сравнению с результатами для молекулярных облаков в районе Полярной звезды предполагают, что звездообразование происходит, когда линейная плотность (масса на единицу длины) превышает порог делая их восприимчивыми к гравитационной нестабильности. Этим объясняется высокая скорость звездообразования в W40 и разломе Аквила, в отличие от низкой скорости звездообразования в облаках Полярной звезды. Эти результаты наблюдений дополняют компьютерные симуляции звездообразования, что также подчеркивает роль волокон молекулярных облаков в рождении звезд.[29]

Наблюдения космического Рентгеновская обсерватория Чандра показали диффузное рентгеновское свечение из области H II, которое, вероятно, связано с наличием многомиллионной плазмы Кельвина.[2][30] Такая горячая плазма может создаваться ветрами массивных звезд, которые становятся шок с подогревом.

Галерея

  • Космический телескоп Спитцера мозаичное изображение W40.[31]

  • Крупный план IRDC на изображении Спитцера.

  • Кластер W40 на рентгеновском снимке.[2]

  • W40 и его окрестности, увиденные Гершелем.[28]

  • СОФИЯ вид на центр W40.[8]

  • Оптическое изображение W40 с Mount Lemmon SkyCenter.[32]

Смотрите также

Координаты: Карта неба 18час 31м 29s, −02° 05′ 36″

Рекомендации

  1. ^ а б c Ортис-Леон, Г. Н .; и другие. (2016). «Обзор расстояний пояса Гулда (GOBELINS) III. Расстояние до молекулярного комплекса Змеи / Аквила». Астрофизический журнал. 834 (2): 143. arXiv:1610.03128. Bibcode:2017ApJ ... 834..143O. Дои:10.3847/1538-4357/834/2/143.
  2. ^ а б c d е ж грамм час я Kuhn, M. A .; и другие. (2010). "Наблюдение Чандрой скрытого звездообразующего комплекса W40". Астрофизический журнал. 725 (2): 2485–2506. arXiv:1010.5434. Bibcode:2010ApJ ... 725.2485K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 725/2/2485.
  3. ^ а б Гетман, К. В .; и другие. (2014). «Возрастные градиенты в звездных популяциях массивных областей звездообразования на основе нового звездного хронометра». Астрофизический журнал. 787 (2): 108. arXiv:1403.2741. Bibcode:2014ApJ ... 787..108G. Дои:10.1088 / 0004-637X / 787/2/108.
  4. ^ а б c d Родни, С. А .; Рейпурт, Б. (2008). «Облачный комплекс W40». 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.
  5. ^ Маллик, К. К .; и другие. (2013). «Область W40 в поясе Гулда: встроенный кластер и область H II на стыке волокон». Астрофизический журнал. 779 (2): 113. arXiv:1309.7127. Bibcode:2013ApJ ... 779..113M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 779/2/113.
  6. ^ а б Shuping, R. Y .; и другие. (2012). «Спектральная классификация ярчайших объектов в области галактического звездообразования W40». Астрономический журнал. 144 (4): 116. arXiv:1208.4648. Bibcode:2012AJ .... 144..116S. Дои:10.1088/0004-6256/144/4/116.
  7. ^ Валле, Дж. П. (1987). «Теплая область C II между горячей ионизированной областью S 64 = W 40 и холодным молекулярным облаком G 28,74 + 3,52». Астрономия и астрофизика. 178: 237. Bibcode:1987 A&A ... 178..237V.
  8. ^ а б Хагенауэр, Бет; Веронико, Николас (21 ноября 2011 г.). "Воздушная обсерватория НАСА SOFIA рассматривает область звездообразования W40" (Пресс-релиз). Моффетт Филд, Калифорния. НАСА. Получено 8 марта, 2015.
  9. ^ Рамбл, Д .; и другие. (2016). «Исследование пояса Гулда JCMT: свидетельство радиационного нагрева и загрязнения в комплексе W40». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 460 (4): 4150–4175. arXiv:1605.04842. Bibcode:2016МНРАС.460.4150Р. Дои:10.1093 / mnras / stw1100.
  10. ^ Shimoikura, T .; и другие. (2015). «Плотные сгустки и кандидаты на молекулярные оттоки в W40». Астрофизический журнал. 806 (2): 201. arXiv:1505.02486. Bibcode:2015ApJ ... 806..201S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 806/2/201.
  11. ^ Gutermuth, R.A .; и другие. (2008). «Обзор больших межзвездных облаков в поясе Спитцера Гулда: открытие плотного встроенного скопления в разломе Змеи-Аквила». Астрофизический журнал. 673 (2): L151 – L154. arXiv:0712.3303. Bibcode:2008ApJ ... 673L.151G. Дои:10.1086/528710.
  12. ^ "NAME Serpens Cluster". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 24 февраля 2017.
  13. ^ Страйжис, В .; и другие. (1996). «Межзвездное вымирание в районе молекулярного облака Serpens Cauda». Балтийская астрономия. 5 (1): 125–147. Bibcode:1996 Балта ... 5..125С. Дои:10.1515 / astro-1996-0106.
  14. ^ Зейлик, М. II; Лада, К. Дж. (1978). «Наблюдения W40 и W48 в ближнем инфракрасном диапазоне и CO». Астрофизический журнал. 222: 896. Bibcode:1978ApJ ... 222..896Z. Дои:10.1086/156207.
  15. ^ Stahler, Стивен У .; Палла, Франческо (2008). Формирование звезд. Wiley-VCH. ISBN  978-3-527-61868-2.
  16. ^ 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.
  17. ^ Пирогов; и другие. (2015). «Область инициированного звездообразования W40: наблюдения и модель». Астрономические отчеты. 59 (5): 360–365. arXiv:1503.08010. Bibcode:2015ARep ... 59..360P. Дои:10.1134 / S1063772915050078.
  18. ^ 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.
  19. ^ Küpper, A.H. W .; и другие. (2011). «Массовая сегрегация и фрактальная субструктура в молодых массивных кластерах - I. Код Макластера и калибровка метода». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 417 (3): 2300–2317. arXiv:1107.2395. Bibcode:2011МНРАС.417.2300К. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.19412.x.
  20. ^ Крумхольц, М. Р. (2014). «Большие проблемы звездообразования: скорость звездообразования, звездное скопление и функция начальной массы». Отчеты по физике. 539 (2): 49–134. arXiv:1402.0867. Bibcode:2014ФР ... 539 ... 49К. Дои:10.1016 / j.physrep.2014.02.001.
  21. ^ Smith, J .; и другие. (1985). «Инфракрасные источники и возбуждение комплекса W40». Астрофизический журнал. 291: 571–580. Bibcode:1985ApJ ... 291..571S. Дои:10.1086/163097.
  22. ^ Родригес, Л. Ф .; и другие. (2011). «Кластер компактных радиоисточников в W40». Астрономический журнал. 140 (4): 968–972. arXiv:1007.4974. Bibcode:2010AJ .... 140..968R. Дои:10.1088/0004-6256/140/4/968.
  23. ^ а б Maury, A.J .; и другие. (2011). «Формирование активных протокластеров в рифте Аквилы: взгляд миллиметрового континуума». Астрономия и астрофизика. 535: 77. arXiv:1108.0668. Bibcode:2011A & A ... 535A..77M. Дои:10.1051/0004-6361/201117132.
  24. ^ Пирогов, Л. (2013). «Исследование молекулярных линий и континуума облака W40». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 436 (4): 3186–3199. arXiv:1309.6188. Bibcode:2013МНРАС.436.3186П. Дои:10.1093 / mnras / stt1802.
  25. ^ Zhu, L .; и другие. (2006). «Исследование молекулярного облака S64 с множественными линиями изотопов CO». Китайский журнал астрономии и астрофизики. 6 (1): 61–68. Bibcode:2006ЧЯА ... 6 ... 61З. Дои:10.1088/1009-9271/6/1/007.
  26. ^ Feigelson, E.D .; и другие. (2013). "Обзор проекта исследования массивных молодых звездообразующих комплексов в инфракрасном и рентгеновском диапазонах (MYStIX)". Приложение к астрофизическому журналу. 209 (2): 26. arXiv:1309.4483. Bibcode:2013ApJS..209 ... 26F. Дои:10.1088/0067-0049/209/2/26.
  27. ^ Broos, P. S .; и другие. (2013). «Выявление молодых звезд в массивных областях звездообразования для проекта MYStIX». Приложение к астрофизическому журналу. 209 (2): 32. arXiv:1309.4500. Bibcode:2013ApJS..209 ... 32B. Дои:10.1088/0067-0049/209/2/32.
  28. ^ а б André, Ph .; и другие. (2010). «От нитевидных облаков до предзвездных ядер и звездного ММП: первые основные моменты обзора пояса Гершеля Гулда». Астрономия и астрофизика. 518: 102. arXiv:1005.2618. Bibcode:2010A & A ... 518L.102A. Дои:10.1051/0004-6361/201014666.
  29. ^ Bate, M. R .; и другие. (2003). «Формирование звездного скопления: предсказание свойств звезд и коричневых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 339 (3): 577–599. arXiv:Astro-ph / 0212380. Bibcode:2003МНРАС.339..577Б. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06210.x.
  30. ^ Таунсли, Л. К .; и другие. (2014). "Большой рентгеновский каталог областей звездообразования". Приложение к астрофизическому журналу. 213 (1): 1. arXiv:1403.2576. Bibcode:2014ApJS..213 .... 1Т. Дои:10.1088/0067-0049/213/1/1.
  31. ^ 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.
  32. ^ Блок, А. (2013). «Ш2-64». www.caelumobservatory.com. Получено 26 сентября, 2015.