Войти
 Молодые звезды в RCW 36 видны на рентгеновских лучах (синий), а инфракрасные изображения (красные и зеленым) показаны и звезды, и газ. | |
| Тип объекта | Область H II |
|---|---|
| Другие обозначения | RCW 36, Gum 20, BBW 217 |
| Данные наблюдений. (Эпоха J2000 ) | |
| Созвездие | Вела  |
| Прямое восхождение | 08 59 00.9 |
| Склонение | −43 ° 44 ′ 10 ″ |
| Расстояние | 2300 лы / 700 pc |
В видимом свете (В) | |
| Видимая звездная величина | 15,2 |
| Размер | 5 угловых минут |
| Расчетный возраст | 1,1 ± 0,6 млн лет |
 Связанные материалы на Wikimedia Commons | |
RCW 36 (также обозначается Gum 20 ) - это эмиссионная туманность, содержащая рассеянное скопление в созвездии Вела. Эта область H II является частью более крупномасштабного звездообразующего комплекса, известного как Молекулярный хребет Вела. (VMR), совокупность молекулярных облаков в Млечном Пути, которые содержат несколько участков продолжающегося g звездообразование. VMR состоит из нескольких отдельных облаков, а RCW 36 встроен в облако VMR C.
RCW 36 - одно из ближайших к нашей Солнечной системе мест формирования массивных звезд, расстояние до которых составляет примерно 700 парсек (2300 световых лет ). Самые массивные звезды в звездном скоплении - это две звезды со спектральными классами поздний O или ранний B, но скопление также содержит сотни звезд с меньшей массой. В этой области также находятся объекты со струями Хербига – Аро, HH 1042 и HH 1043.
Как и большинство областей звездообразования, межзвездная среда вокруг RCW 36 содержит как газ, из которого образуются звезды, так и несколько недавно образованных молодых звезд. Здесь молодые звездные скопления образуются в гигантских молекулярных облаках. Молекулярные облака являются самой холодной и плотной формой межзвездного газа и состоят в основном из молекулярного водорода (H2), но также включают более сложные молекулы, космическую пыль и атомную пыль. гелий. Звезды образуются, когда масса газа в части облака становится слишком большой, вызывая его коллапс из-за Джинсовой нестабильности. Большинство звезд образуются не в одиночку, а в группах, состоящих из сотен или тысяч других звезд. RCW 36 является примером этого типа «кластерного» звездообразования.
RCW 36, полученные с помощью инструмента FORS VLT Vela Molecular Ridge 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.
Ранние карты региона были составлены радиотелескопами, которые отслеживали излучение нескольких типов молекулы, обнаруженные в облаках, в том числе CO, OH и H2CO. Более подробные карты СО были составлены в 1990-х годах группой японских астрономов с помощью телескопа миллиметрового диапазона NANTEN. Используя выбросы CO, они оценили общую массу Облака C в 44 000 M☉. 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. Наблюдения с помощью космического телескопа Herschel показывают, что материал внутри облака организован в нити, а RCW 36 находится около южного конца нити длиной 10 парсек.
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.
Область H II - это область вокруг кластера, в которой находятся атомы водорода. в межзвездной среде были ионизированы ультрафиолетовым светом звезд O- и B-типов. Область H II в RCW 36 имеет морфологию в виде песочных часов, аналогичную форме областей H II вокруг других молодых звездных скоплений, таких как W40 или Sdiv class="ht"-106. Кроме того, сверхкомпактная область H II окружает источник IRAS 08576−4333.
Из-за молодости RCW 36 большинство звезд в скоплении находятся на ранней стадии. стадия 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 еще может быть газ , аккрецирующий из околозвездного диска или envelope.
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, из National Balloon Facility в Хайдарабаде, Индия. В начале 2000-х годов инфракрасные изображения в полосах J, H и K s предполагали наличие не менее 350 членов кластера. Наблюдения космического телескопа НАСА Spitzer и рентгеновской обсерватории Чандра использовались для идентификации членов скопления в рамках обзора MYStIX близлежащих областей звездообразования.. В каталоге MYStIX из 384 возможных молодых звездных членов RCW 36 более 300 звезд обнаружены рентгеновскими источниками. Моделирование яркости звезд на различных длинах волн в инфракрасном диапазоне показало, что 132 молодых звездных объекта имеют инфракрасный избыток, соответствующий околозвездным дискам или оболочкам.
Скопление было замечено. Баба и др. для наличия высокой плотности звезд с количеством звезд (количество звезд в угловой области неба), превышающим 3000 звезд на квадратный парсек в центре скопления. Измерение центральной плотности площади с использованием каталога MYStIX предложило примерно 10 000 звезд на квадратный парсек в центре скопления, но это исследование также показало, что такие плотности не являются необычными для массивных областей звездообразования. Пространственное распределение звезд было описано как профиль Кинга или, альтернативно, как структура «ядро-гало».
Звездная плотность около центра RCW 36 оценивается примерно в 300000 звезд на кубический парсек (или 10 000 звезд на кубический световой год). Напротив, плотность звезд в окрестности Солнца составляет всего 0,14 звезды на кубический парсек, поэтому плотность звезд в центре RCW 36 примерно в 2 миллиона раз больше. Подсчитано, что для молодых звездных скоплений с числом звезд более 10 пк. близкие столкновения между звездами могут привести к взаимодействиям между протопланетными дисками, которые влияют на развивающиеся планетные системы.
В RCW 36 было идентифицировано несколько особых типов молодых звездных объектов, которые описаны в подробнее ниже. Свойства этих звезд связаны с их крайней молодостью.
Две звезды в RCW 36 имеют джеты Хербига-Аро (HH 1042 и HH 1043). Струи газа, истекающие из молодых звезд, могут быть образованы путем аккреции на звезду. 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 составляет порядка 10 M☉солнечных масс в год. Неоднородности в джетах объясняются переменной скоростью аккреции во временном масштабе около 100 лет.
Молодая звезда 2MASS J08592851-4346029 была классифицирована как звезда Herbig Ae. Звезды этого класса - это звезды до главной последовательности, звезды средней массы (спектральный класс 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 его спектре имеют профиль P-Cygni, указывающий на наличие звездного ветра.
Молодая звезда CXOANC J085932.2−434602 наблюдалась рентгеновским аппаратом Chandra. Обсерватория произвела большую вспышку с пиковой температурой более 100 миллионов кельвинов. Такие «сверхгорячие» вспышки молодых звезд наблюдались в других областях звездообразования, таких как туманность Ориона.
 | Викискладе есть материалы, связанные с RCW 36. |
.
