Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Regiuni de formare stelară a Velilor

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Regiuni de formare stelară a Velilor
Regiunea galactică
Vel.png
Constelația Velilor
Date observaționale
( epoca J2000.0 )
Constelaţie Vele
Ascensiunea dreaptă 09 h :
Declinaţie −45 °:
Coordonatele galactice l = 265 °; b = 0 °
Caracteristici fizice
Tip Regiunea galactică
Galaxia apartenenței calea Lactee
Caracteristici relevante Secvența obiectelor în direcția Velilor
Hartă de localizare
Regiuni de formare stelară a Velilor
Sailing IAU.svg
Categoria regiunilor galactice

Coordonate : Carta celeste 09 h 00 m 00 s , -45 ° 00 ′ 00 ″

Regiunile de formare a stelelor Vele includ toți norii moleculari și regiunile gazelor ionizate , vizibile în direcția constelației sudice a Velei , în care au loc procesele de formare a stelelor . Structurile vizibile în această direcție nu formează un singur complex fizic unit, ci constituie sisteme care sunt adesea independente și situate și la distanțe mari între ele, care însă apar pe linia noastră de vedere în succesiune una în spatele celeilalte.

Regiunile de formare a stelelor cele mai apropiate de sistemul solar în această direcție sunt așa-numitele globule cometare , nori moleculari de gaze situate la aproximativ 450 parsec distanță și asociați cu imensa Nebuloasă Gumă , puternic consumată de acțiunea vântului stelar al stelelor. masive situate în apropiere, unde are loc nașterea stelelor cu masă medie și mică. [1]

Complexele nebuloase mai extinse în această direcție fac în schimb parte dintr-o maxi-structură numită Vela Molecular Ridge ; acest sistem nebulos eterogen se extinde în special pe marginea nord-vestică a constelației, unde sunt prezente cele mai vizibile regiuni H II, catalogate ca Gum 14 și Gum 17 . În această regiune, stelele cu masă mare formează asociații extinse de OB , indicate prin abrevierile Vela R2 și Puppis R2, situate la o distanță de aproximativ 850 și respectiv 950 parsec. [2]

Sistemele cele mai îndepărtate nebulos observabile în direcția Vele se găsesc în special în brațul de Perseu , una dintre cele mai importante arme spirale ale Căii Lactee , și în corespondență cu așa-numitul New exterior Arm, probabil , o extensie a Brațul lebedei .

Observare

Harta constelației Sails.

Constelația Sails se găsește în declinări puternic sudice, variind în medie între -40 ° și -50 °; aceasta implică faptul că observarea sa din regiunile emisferei nordice este foarte penalizată. Din latitudinile corespunzătoare Europei centrale practic nu se observă niciodată, în timp ce la latitudinea de 40 ° N, adică cea care traversează Marea Mediterană și partea centrală a Statelor Unite ale Americii , vizibilitatea este foarte penalizată din cauza altitudinii reduse. . de mai sus sud orizont ; pentru a fi complet observabil, trebuie să fie cel puțin la o latitudine de 34 ° N. Dimpotrivă, în centura boreală tropicală, vizibilitatea este bună, în timp ce este optimă din toată emisfera sudică .

Componentele nebuloase ale constelației sunt dificil de observat, până la punctul în care observarea directă poate fi foarte dificilă dacă nu aveți filtre adecvate; randamente bune sunt date de fotografiile astronomice , care dezvăluie, în special în sectorul vestic al Velei, o nebulozitate difuză, care învelește bogatele câmpuri de stele de fundal: această nebulozitate constituie partea estică a nebuloasei Gum , un rest vechi de supernovă situat la aproximativ 450 de parseci de la Soare. Un alt nor ușor de identificat este NGC 2626 , o nebuloasă de reflexie aparținând creastei moleculare Vela ; poate fi identificat cu instrumente de putere medie-mare echipate cu filtre. Componentele stelare, pe de altă parte, sunt parțial vizibile chiar cu ochiul liber și se combină pentru a forma un câmp stelar bogat, caracteristic părții de nord-vest a Velei; în special, zona vizibilă a cerului dintre λ Velorum și γ Velorum este ocupată de asociația stelară Vela OB1, legată fizic de creasta moleculară Vela. O altă asociație ușor de identificat constă din câteva stele albastre situate în jurul luminosului γ Velorum, cunoscut sub numele de Vela OB2.

Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii cade în lunile dintre decembrie și aprilie; din emisfera sudică constelația Sails, împreună cu celelalte componente ale navei Argo , domină cerul verii, alături de strălucitoarele stele Sirius și Canopus .

Mediul galactic

Harta brațului lui Orion în direcția Vele; Soarele este în dreapta.

Calea Lactee către Vele prezintă o suprapunere de obiecte și structuri, toate aliniate cu planul galactic ; situațiile de acest gen pot tinde să împiedice observarea unor regiuni nebulos mari, din cauza perturbării ridicate a radiației puternice de fond. [3] Toate regiunile situate la o distanță de 2000 parseci aparțin brațului Orion și, în special, întinderii exterioare; în această direcție, de fapt, Braccio di Orione este observat de-a lungul axei sale, până la capătul său.

Cea mai apropiată structură de Soare în această direcție este faimoasa Nebuloasă Sails , o rămășiță de supernovă care a apărut în urmă cu aproximativ 11400 de ani; este la aproximativ 300 parsec de Soare și are filamente strălucitoare. Obiectul care domină cel mai mult această parte a cerului este totuși marea Nebuloasă a Gumei , care se întinde pe aproximativ 30 ° ocupând și partea de sud a constelației Poppa ; este o mare bulă în expansiune generată probabil de explozia uneia sau mai multor supernove , [4] dintre care una poate fi inițial un tovarăș fizic al stelei Naos (ζ Puppis). [5] Distanța până la nor este de aproximativ 450 parsec, la fel ca asociația Vela OB2.

Dincolo de această nebuloasă, la o distanță cuprinsă între 700 și 1000 parsec de Soare, se află Vela Molecular Ridge, un complex extins de nori moleculari gigantici asociați cu mai multe regiuni H II ; apare aliniat cu nebuloasa Gum și în corespondență cu asociația Vela OB1, care ocupă partea centrală a constelației. La aproximativ 500 parsecs distanță de norii centrali ai complexului se află asociația Cr 121 , vizibilă în direcția Cane Maggiore ; această asociație este legată fizic de Canis Major OB1, o asociere extinsă OB care provine din regiunea care găzduiește norul cunoscut sub numele de Nebuloasa Pescărușului . [6]

Aproximativ 1800-2000 parseci distanță de Soare se extind cele mai îndepărtate regiuni ale creastei moleculare Vela, care includ norii numiți VMR B și Gum 21 ; mediul galactic este același în care se găsește și faimosul rest de supernova Puppis A. Dincolo de aceste complexe, regiunea inter-brațe se extinde, în special cea dintre brațul Săgetător-Carena , mai intern, și secțiunea terminală brațul lui Perseu , plasat extern. Cele mai îndepărtate nebuloase observabile în această direcție aparțin în principal celei din urmă, care este una dintre cele două brațe majore ale Căii Lactee; dincolo de aceasta există unul și mai extern, probabil o continuare a Brațului Lebedei , cunoscut sub numele de „Noul Braț Exterior”.

Structurile brațului lui Orion

Regiunile de formare a stelelor situate în brațul Orion care sunt vizibile în direcția Velei sunt incluse la o distanță de aproximativ 2500 parsec; cele mai extreme regiuni sunt situate în vecinătatea sursei Puppis A, o rămășiță antică de supernovă vizibilă la granița dintre Stern și Vele, și asocierea extinsă Turner 5 , un grup foarte dispersat de stele alb-albastre situate între Sails și mașina pneumatică .

Nebuloasa Gumă

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Nebuloasa Gumă .
Nebuloasa Gumă. Steaua strălucitoare din dreapta jos este Canopus .

Nebuloasa Gum (cunoscută și sub denumirea de Gum 12), este de departe cea mai mare nebuloasă cunoscută din întreaga boltă cerească, atât pentru dimensiunea sa reală, cât și pentru apropierea sa relativă. Descoperită de Colin Stanley Gum la începutul anilor 1950 , originea sa a fost dezbătută mult timp: unii oameni de știință au emis ipoteza că este o sferă Strömgren antică, adică o bulă de hidrogen ionizat, [7] în timp ce, conform altor ipoteze, ar fi o rămășiță de supernovă. [4] Teoria despre originea nebuloasei mai acreditată pare să fie cea din urmă, adică ar fi rezultatul expansiunii norului în urma exploziei uneia sau mai multor supernove. [2]

Nebuloasa se extinde pentru aproximativ 30 ° de bolta cerească, între longitudinile galactice l = 245 ° și l = 275 °, și acoperă partea de vest a constelației Vele și partea de sud-est a constelației Stern , de la asterismul False Cross către steaua π Puppis . Potrivit unor studii, una dintre stelele care ar fi dat naștere acestei nebuloase a fost un tovarăș fizic al lui Naos (ζ Puppis) care, explodând ca supernova , ar fi modificat mișcarea acestei stele făcând-o să accelereze, devenind astfel un stea fugara . Extinderea nebulozei Gum are loc inegal în diferitele sale porțiuni: partea orientată spre Soare s-ar extinde de fapt cu o viteză mai mare decât partea opusă, unde ar putea fi împiedicată de prezența creastei moleculare Vela. [5]

Unda de șoc provocată de expansiunea nebuloasei gumei și radiația ultravioletă intensă a stelelor cu masă mare din regiune au erodat și comprimat gazele norilor din jur, favorizând în multe cazuri procesele de formare a stelelor ; aceste fenomene se referă în special la nașterea stelelor de masă mică și medie. De fapt, în jurul nebuloasei sunt niște nori mici de praf și gaze neutre, compuse dintr-un miez dens și o coroană lungă; aceste structuri sunt cunoscute sub numele de globule cometare și au fost generate datorită eroziunii norilor moleculari independenți de radiația intensă a stelelor gigantice prezente în regiune, în special γ Velorum și ζ Puppis în sine. Această radiație rupe straturile gazoase cele mai exterioare ale norilor, care se dispersează în direcția opusă surselor de radiații, formând astfel structura baldachinului. [1] Potrivit altor ipoteze, sursa energiei care a rupt straturile exterioare ale norilor nu ar fi radiația ultravioletă a celor două stele, ci puternica undă de șoc provocată de explozia supernovelor care ar fi generat nor. [8] Globulele cometare identificate în această regiune sunt 36 și cele mai multe dintre ele sunt concentrate în jurul coordonatelor galactice l = 260 °; b = -4 °; în interiorul lor au fost observate câteva obiecte Herbig-Haro , constituind dovezi clare ale activității de formare a stelelor. [2]

Vela Molecular Ridge

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Vela Molecular Ridge .
Harta creastei moleculare Vela.

Vela Molecular Ridge (VMR) este un complex mare de nori moleculari gigantici dispuși să formeze o concatenare în direcția nord-vest-sud-est. Cele patru nori majori sunt indicate de literele ABCD, de la cel mai estic la cel mai occidental; trei dintre acestea, A, C și D, sunt situate la aproximativ 700-1000 parsec distanță și constituie un singur sistem nebulos, în timp ce norul B se află într-o poziție mai îndepărtată, la aproximativ 2000 parsecs distanță.

Cele două cele mai strălucitoare și mai bune structuri observabile sunt VMR C și VMR D, vizibile chiar la nord de tenuele filamente ale Nebuloasei din Vele; în cadrul acestor nori, 27 de nori minori au fost identificați prin studii privind emisiile la C 18 O , dintre care cel mai masiv, în direcția VMR C, are o masă egală cu 44.000 M ⊙ , în timp ce cei mai mici variază de la 100 la 1000 M ⊙ . Fiecare dintre acești nori are în el surse infraroșii , care coincid cu tot atâtea protostele ; din sursele observate, 32 se află în interiorul acestor nori minori, în timp ce 45 apar dispersate în afara lor, indicând faptul că aceste surse sunt mai concentrate în interiorul micilor densități nebuloase, în care majoritatea fenomenelor de formare a stelelor din complex. [9]

Potrivit unor oameni de știință, secvența fenomenelor de formare a stelelor din norul VMR D își are originea într-o regiune situată în partea de sud-vest a complexului, unde sunt observate cele mai masive componente ale clasei spectrale O și B și unii nori moleculari dispersați; această regiune este situată în partea de sud a norului D și a găzduit primele fenomene generative într-o perioadă cuprinsă între 1 și 10 milioane de ani în urmă. [9] Ulterior aceste fenomene, atât datorită expansiunii unei bule cauzate de vântul stelar al stelelor fierbinți tinere, [10], cât și probabil datorită chiar acțiunii radiației acestor stele, [9] extinsă la regiunile Gum 14 și, eventual, guma 17 , [11] unde sunt observate diferite populații de stele T Tauri . Aceste fenomene s-au extins în cele din urmă la norul C [9] și în special la Gum 20 .

O asociere genială OB , cunoscută sub numele de Vela R2, este asociată cu norii situați la 700 parsecs; printre stelele care aparțin acestei asociații există o cantitate mare de gaz și praf interstelar, parțial iluminate de reflexia luminii stelelor. Vârsta sa se estimează a fi între câteva sute de mii de ani și câteva milioane de ani. [12] Norul B ar fi asociat cu marea asociație Vela OB1, care are câteva zeci de stele de mare masă, inclusiv doi super-giganți galbeni . Cu toate acestea, majoritatea acestor stele apar ascunse de praful interstelar care se află în linia vizuală. [13] Pe lângă asociațiile OB există așa-numitele asociații T, adică grupurile populate de stele T Tauri; aceste grupuri se găsesc în special în norii Gum 14 și Gum 17 și constituie dovezi clare ale fenomenelor recente de formare a stelelor. [14]

Alte regiuni

RCW 32 , una dintre cele mai strălucitoare nebuloase dintre VMR C și VMR D.

Printre cele mai proeminente regiuni H II din Vele se numără Gum 15 (RCW 32); este un nor care se extinde timp de aproximativ 30 'plasat la aproximativ 1000 parsec în direcția VMR C, cu care ar fi asociat și apare dominat de tinerele stele albastre aparținând clusterului deschis Cr 197 . Alte studii îl plasează la doar 424 parsec. [15] Principala responsabilă pentru ionizarea gazelor norului ar fi steaua HD 74804, o stea de clasa B identificată uneori ca stea de secvență principală și uneori ca un gigant strălucitor . [2] Partea centrală a acestei nebuloase este ascunsă de o fâșie de praf întunecat, catalogată ca SL 2, a cărei viteză radială , egală cu +22,4 km s −1 , este comparabilă cu cea a stelelor din Cr 197. [16] În direcția complexului sunt 21 de stele cu emisii de Hα [14] , dintre care 15 sunt de fapt stele T Tauri și două sunt stele Ae / Be ale lui Herbig. La acestea se adaugă încă 70 de stele care prezintă caracteristici ale T Tauri, plus aproximativ treizeci de surse de raze X , asociate întotdeauna cu acest tip de obiecte stelare tinere . [2] Potrivit unor cercetători, acest nor este strâns legat de guma 14 din apropiere (RCW 27) și împreună constituie o singură regiune de formare a stelelor, indicată cu abrevierea SFR 265.00-2.00. [17]

O nebuloasă întunecată cunoscută sub numele de DC268.1 + 1.8 se extinde la o distanță similară sau puțin mai mică (700-800 parsec); este observat în direcția norului VMR A, pe marginea VMR C, și se remarcă considerabil datorită prezenței unui bogat câmp de stele de fundal. Norul este compus din două părți principale orientate est-vest și conectate între ele prin filamente nebuloase subțiri; o parte din gazul norului de vest (Sa 114) este iluminat de trei stele albastre aparținând asociației Vela R2, formând nebuloasa de reflexie vdBH 29 . [12] Norul de vest al DC268.1 + 1.8 găzduiește, de asemenea, un obiect Herbig-Haro cunoscut sub numele de HH 75; sursa energiei acestui obiect nu a fost identificată cu precizie: conform unor studii ar putea fi sursa cu infraroșu IRAS 09094−4522, care pare să coincidă cu steaua vdBH 29b și apare bine aliniată cu jetul de HH 75; [18] conform altor studii, totuși, această sursă, denumită și LLN92 47, ar fi situată la aproximativ 200 parseci distanță de nor în direcția Soarelui, făcându-l de fapt un obiect plasat în prim-plan. [3] În nebuloasă există și un al doilea obiect, HH 133, situat lângă o altă sursă de infraroșu, IRAS 09092−4516. [19]

La o distanță de aproximativ 2900-3100 parsecs se află Gum 19 (RCW 34), [20] o mică regiune H II situată probabil în afara brațului Orion, într-o zonă inter-braț; cel responsabil pentru ionizarea sa este vdBH 25a, o stea albastră de secvență principală care apare în direcția nebuloasei de reflexie vdBH 25 , [21] care, totuși, fiind situată la aproximativ 700 parsec distanță de Soare, nu este asociată fizic cu Gumă 19 [12] În interiorul nebuloasei au fost identificați doi maseri , unul de apă [22] și unul de metanol , ambele obiecte tipice din regiunile ultra-compacte H II care găzduiesc obiecte stelare în formare. [23] Pe marginea nordică a nebuloasei, la nord de fața de ionizare a stelei vdBH 25a, se află sursa luminosă cu infraroșu IRAS 08546−4254, care coincide cu o stea tânără masivă, în jurul căreia ar fi active, în detaliu, fenomenele de formare a stelelor. pe marginea frontului de ionizare; [24] În apropierea acestei surse a fost descoperit și un mic cluster infrarosu, DBS2003 28. [25]

Structuri dincolo de brațul Orion

Guma 26 , o mare regiune H II situată pe brațul lui Perseu.

Dincolo de 2500-3000 parseci, zona inter-brațe se extinde între cele două brațe majore ale Săgetătorului-Carena și Perseus; datorită curburii brațelor spiralate, obiectele plasate dincolo de această zonă cad în partea terminală a brațului lui Perseu, care în această secțiune apare parțial puternic ascunsă de praf galactic. Cea mai notabilă nebuloasă localizată în această regiune inter-brațe este Guma 24 (RCW 39); este o nebuloasă puțin studiată situată la o distanță de aproximativ 3000 parseci, foarte asemănătoare cu cea a RCW 34, vizibilă la câteva grade spre nord-vest. Conform unor studii, totuși, este conectat fizic la cloudul VMR B, la doar 1700 parsec distanță. [26] Frontul de ionizare ar proveni de la steaua HD 78344, un supergigant albastru de magnitudine 9,09. [27] Nebuloasa este o sursă puternică de radiații infraroșii și este probabil asociată cu doi nori moleculari cu emisii de CO. [28] Norul ar găzdui fenomene de formare a stelelor, dovadă fiind prezența unui maser de apă , situat la sud-est de zona centrală a nebuloasei, care pare a fi asociat cu IRAS 09017−4814, una dintre cele 7 surse cunoscute de radiații infraroșii din nor. [3]

În direcția creastei moleculare Vela, în partea de nord-vest a constelației, există o mare bule în expansiune cunoscută sub numele de GS263-02 + 45, care se extinde pe mai mult de 600 parsec; această structură este situată pe brațul lui Perseus la o distanță de aproximativ 5300 parseci și pare a fi asociată cu grupul deschis foarte tânăr Bochum 7 . Masa de hidrogen neutru conținută în superbula este de aproximativ 1,5 milioane de mase solare și probabil că a fost originată fie de explozia unei supernove, fie de acțiunea vântului stelar al stelelor tinere pe care le conține; dacă cauza expansiunii este atribuibilă acestor stele, vârsta sa dinamică ar fi între 13 și 30 de milioane de ani. Clusterul Bochum 7 este situat la o distanță comparabilă cu cea a superbulei, sau puțin mai puțin, iar acest lucru ne face să credem, împreună cu măsurătorile mișcării corecte a componentelor sale stelare, că este legat de acesta; formarea sa ar putea fi legată de interacțiunea dintre superbula și norii neutri din jur: expansiunea GS263-02 + 45 ar fi putut de fapt comprima acești nori, favorizând astfel procesele de formare a stelelor. [29] Bochum 7 este de fapt o asociație OB, fiind compusă în principal din stele fierbinți și masive din clasa spectrală O și B; prezența la mică distanță a unei surse de infraroșu (IRAS 08426-4601) sugerează că fenomenele secvențiale de formare a stelelor sunt active în regiune. [30]

Dincolo de brațul lui Perseu sau de la marginea extremă a brațului Săgetător-Carina, într-o regiune ultraperiferică a Căii Lactee, se extinde marea nebuloasă Gum 26 (RCW 42); este o mare regiune H II, una dintre cele mai masive cunoscute, a cărei distanță este estimată la 6400 parsec. [31] Conform unor studii, această nebuloasă este asociată cu un coș de fum galactic gigant („coș de fum”), indicat de inițialele GSH 277 + 00 + 36; această structură, cu un diametru de aproximativ 600 parsec, traversează întregul plan galactic, având o lungime egală cu 1000 parsec. Este asociat cu o cantitate mare de hidrogen neutru, în timp ce structura coloanei care constituie corpul coșului de fum apare goală în interior. Originea structurii nu este bine înțeleasă, având în vedere că la distanța în care se află nu a fost posibilă identificarea obiectelor stelare sau a grupurilor de galaxii în disipare; printre diferitele posibilități a fost inclusă aceea a unui posibil impact al unui nor de mare viteză cu planul galactic. [32]

Asociații OB

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: asocierea OB .
Harta constelației Sails care evidențiază cele patru asociații OB care aparțin brațului Orion.

O asociație OB este o asociație stelară recent formată care conține zeci de stele masive din clasa spectrală O și B, care este albastră și foarte fierbinte; se formează împreună în nori moleculari gigantici, al căror gaz rezidual, odată cu formarea stelelor, este suflat de vântul stelar puternic. [33] În câteva milioane de ani, majoritatea celor mai strălucitoare stele din asociație explodează ca superne , în timp ce stelele mai mici supraviețuiesc mult mai mult, având o masă mai mică. Se crede că majoritatea stelelor din galaxia noastră au aparținut inițial asociațiilor OB. [33] Paradoxal, este mai ușor să cunoaștem asociațiile OB ale altor galaxii decât ale noastre, datorită prezenței norilor întunecați care maschează majoritatea obiectelor din interiorul Căii Lactee. [34]

Cele mai importante asociații OB vizibile în direcția Velilor aparțin tuturor brațului Orion. Cel mai apropiat este situat la aproximativ 420 parsec și este cunoscut sub numele de Vela OB2, legat de nebuloasa Gum; în corespondența norilor C și D a creastei moleculare Vela, la aproximativ 850 parsecs, există cele două asociații R, Puppis R2 și Vela R2, ale căror componente stelare sunt înfășurate în maluri nebuloase. Vela OB1, pe de altă parte, este cel mai mare, deși este și cel mai îndepărtat, situat la peste 1500 parseci distanță.

Sail OB1

Vela OB1 este o asociere extinsă OB identificată în 1978 și probabil legată de regiunile mai îndepărtate ale creastei moleculare Vela; ocupă partea de nord-vest a Velei și conține 15 stele gigantice de clasă O și B ușor de identificat, în plus față de două supergigante de culoare galbenă F și altele cu masă inferioară. Extensia sa este de aproximativ 6 ° x 4 °, care la distanța medie de 1690 parsec corespunde cu aproximativ 180 x 120 parsec. [35] Estimările distanței sale variază de fapt în funcție de interpretări: toți cercetătorii sunt de acord că această asociație este compusă din mai multe grupuri de stele, care, potrivit unora, sunt situate la 1200, 1700 și 2300 parsec distanță și, prin urmare, în apropierea norului VMR B, [36] în timp ce, conform altora, acestea sunt situate la 700, 1410 și 1430 parsec, deci mai aproape de norii VMR A și VMR C. [37] Diferitele subgrupuri au fost indicate cu literele A, B și C și sunt ordonate atât de la cel mai vestic până la cel mai estic, cât și de la cel mai apropiat la cel mai îndepărtat. [37] La cele 15 stele identificate în 1978 se adaugă 55 la fel de strălucitoare, dar puternic ascunse de praful interstelar; printre componentele asociației ar putea fi și binecunoscuta sursă de raze X Vela X-1, un pulsar binar. [13]

Nebuloasele Gum 18 și Gum 22 sunt probabil legate de asociație, având în vedere distanța lor compatibilă, în timp ce cele mai strălucitoare componente sunt giganții albastri HD 75211, de clasa O și magnitudinea 7,55, și CD-47 4551 (LS 1216), o stea cu linii puternice de emisie de magnitudine 8,45. [36] [38]

Sail OB2

Asociația Vela OB2 ( Cr 173 ), cufundată în gazele nebuloasei gumei. Steaua strălucitoare din stânga sus este γ Velorum.

Vela OB2 este cea mai apropiată asociație OB de Soare vizibilă în direcția constelației Vele, precum și una dintre cele mai apropiate vreodată, după asocierea Scorpius-Centaurus ; fiind la o distanță medie de aproximativ 410-420 parsec, este situat fizic în interiorul nebuloasei Gum. Vela OB2 este ușor de identificat chiar și cu binoclu , datorită luminozității componentelor sale și chiar cu ochiul liber, în condiții bune de observare. Asociația are aproape o sută de componente împrăștiate peste un diametru de aproximativ 6 °, din care mai strălucitoare ar fi γ Velorum în sine, aparent , situată aproape de centrul său geometric, plus alte stele de magnitudine al patrulea și al cincilea, cum ar fi HD 68324 , HD 64740 și HD 65818 . [7] Prin studierea datelor de Hipparcos satelitului , a fost posibil să se determine că asociația Vela OB2 de fapt coincide cu clusterul deschis extinse catalogate în treizeci de ani de către Per Collinder cu acronimul Cr 173 , deși el a dat - o altă distanță. [39] De fapt, estimările privind distanța acestei asociații sunt uneori controversate, variind de la 380 la 500 parsec, precum și prezența în cadrul asociației pulsar delle Vele este controversată.

Unii oameni de știință s-au întrebat dacă γ Velorum aparține de fapt asociației, deoarece vârsta sa ar fi diferită în comparație cu stelele asociației în sine: Vela OB2 ar avea de fapt o vârstă de aproximativ 10-20 milioane de ani, în timp ce γ Velorum ar fi mai tineri, cu o vârstă de aproximativ 3-4 milioane de ani. Aceiași oameni de știință au speculat că radiația ultravioletă intensă de la această stea Wolf-Rayet ar fi putut mătura gazul rezidual, perturbând efectiv formarea stelelor. γ Velorum ar fi, de asemenea, plasat în centrul unui subgrup foarte distinct, situat aproape de asociație; probabil această separare se datorează faptului că procesele de formare a stelelor au avut loc în mai multe puncte distincte ale norului molecular uriaș original, probabil în secvența de timp. [40]

Sail R2

Câmp stelar în direcția asociației Vela R2.

Vela R2 este o asociere strălucitoare cuprinzând stele de clasa B cufundate în nebulozitate difuză ; a fost identificat în 1975 și se extinde în direcția norului VMR C pentru câteva grade pătrate. Include 9 stele supermasive din clasa spectrală B și magnitudini între opt și paisprezece, cu o vârstă medie de aproximativ un milion de ani. [12] Acronimul R indică faptul că asocierea este legată de nebuloasele de reflexie, inclusiv vdBH 25b , vdBH 27 și vdBH 28 ; a quest'ultima è associato un gruppo di 8 stelle con deboli emissioni Hα, mentre un altro gruppo con altre 8 stelle simili è legato alla nube vdBH 27. Queste stelle possiedono una massa notevolmente inferiore alle giganti di classe B e appartengono probabilmente alla stessa generazione delle componenti più massicce di Vela R2. [14] Sul bordo sudoccidentale dell'associazione si trova un altro gruppo di 16 stelle Hα, connesso a due oggetti HH, a riprova della giovane età dell'associazione stessa. La distanza di Vela R2 è stata stimata attorno agli 850 parsec, [12] nella stessa regione galattica delle nubi VMR C e VMR D. [14] Nella stessa direzione si osserva un'altra stella, nota come vdBH 25a; questa però non farebbe parte dell'associazione, ma sarebbe fisicamente connessa alla nube Gum 19 (RCW 34), [21] posta a oltre 3000 parsec di distanza. [24]

Puppis R2

L'associazione Puppis R2 si individua a cavallo fra le costellazioni della Poppa e delle Vele; conta una decina di stelle di classe B e A situate sulla sequenza principale , avvolte in nebulosità; l'associazione dista circa 950 parsec ed è connessa fisicamente alla parte occidentale del Vela Molecular Ridge, in particolare alla nube D. L'associazione è composta da due sottogruppi: il più occidentale ricade completamente nella costellazione della Poppa e comprende le stelle nebulose vdBH 3 , vdBH 4 e vdBH 7 ; il secondo sottogruppo sconfina nelle Vele e comprende NGC 2626 , vdBH 18 e vdBH 20 . [41] Quest'ultimo sottogruppo in particolare appare esattamente sulla linea di vista della nube VMR D e della regione H II Gum 14 (RCW 27); il sottogruppo più occidentale invece si estende a nord di ζ Puppis ea sud dell'associazione Puppis R3, la quale, trovandosi a una distanza di circa 1600 parsec, non è fisicamente connessa col Vela Molecular Ridge, ma costituisce un gruppo a parte probabilmente legato a Puppis OB3. [2]

Note

  1. ^ a b Reipurth, B., Star formation in BOK globules and low-mass clouds. I - The cometary globules in the GUM Nebula , in Astronomy and Astrophysics , vol. 117, n. 2, gennaio 1983, pp. 183-198. URL consultato l'11 gennaio 2010 .
  2. ^ a b c d e f Pettersson, B., Young Stars and Dust Clouds in Puppis and Vela , in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications , vol. 5, dicembre 2008, p. 43, ISBN 978-1-58381-670-7 .
  3. ^ a b c Liseau, R.; Lorenzetti, D.; Nisini, B.; Spinoglio, L.; Moneti, A., Star formation in the VELA molecular clouds. I - The IRAS-bright Class I sources , in Astronomy and Astrophysics , vol. 265, n. 2, novembre 1992, pp. 577-596. URL consultato l'11 gennaio 2010 .
  4. ^ a b Reynolds, RJ, The GUM Nebula - an old supernova remnant ionized by Zeta Puppis and Gamma Velorum , in Astrophysical Journal , vol. 206, giugno 1976, pp. 679-684, DOI : 10.1086/154427 . URL consultato l'11 gennaio 2010 .
  5. ^ a b Woermann, Beate; Gaylard, Michael J.; Otrupcek, Robina, Kinematics of the Gum nebula region , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 325, n. 3, agosto 2001, pp. 1213-1227, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2001.04558.x . URL consultato l'11 gennaio 2010 .
  6. ^ Burningham, Ben; Naylor, Tim; Jeffries, RD; Devey, CR, On the nature of Collinder 121: insights from the low-mass pre-main sequence , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 346, n. 4, dicembre 2003, pp. 1143-1150, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2003.07160.x . URL consultato l'11 gennaio 2010 .
  7. ^ a b Brandt, John C.; Stecher, Theodore P.; Crawford, David L.; Maran, Stephen P., The GUM Nebula: Fossil STRÖMGREN Sphere of the VELA X Supernova , in Astrophysical Journal , vol. 163, febbraio 1971, pp. L99, DOI : 10.1086/180676 . URL consultato il 15 gennaio 2010 .
  8. ^ Brand, PWJL; Hawarden, TG; Longmore, AJ; Williams, PM; Caldwell, JAR, Cometary Globule 1 , in Royal Astronomical Society, Monthly Notices , vol. 203, aprile 1983, pp. 215-222. URL consultato l'11 gennaio 2010 .
  9. ^ a b c d Yamaguchi, Nobuyuki; Mizuno, Norikazu; Saito, Hiro; Matsunaga, Ken'ichi; Mizuno, Akira; Ogawa, Hideo; Fukui, Yasuo, A Study of Dense Molecular Gas and Star Formation toward the Vela Molecular Ridge with NANTEN , in Publications of the Astronomical Society of Japan , vol. 51, dicembre 1999, pp. 775-790. URL consultato il 12 gennaio 2010 .
  10. ^ Elia, D.; Massi, F.; Strafella, F.; De Luca, M.; Giannini, T.; Lorenzetti, D.; Nisini, B.; Campeggio, L.; Maiolo, BMT, Mapping Molecular Emission in Vela Molecular Ridge Cloud D , in The Astrophysical Journal , vol. 655, n. 1, gennaio 2007, pp. 316-331, DOI : 10.1086/509801 . URL consultato il 12 gennaio 2010 .
  11. ^ La nube Gum 17 secondo alcuni studi non farebbe parte del Vela Molecular Ridge. Vedi Kim, JS; Walter, FM; Wolk, SJ, Low Mass Star Formation around CG30/31/38 complex and RCW33 in the Gum Nebula , in American Astronomical Society , vol. 32, dicembre 2000, p. 1412. URL consultato il 12 gennaio 2010 . , citato in Galaxy Map - RCW 33 .
  12. ^ a b c d e Herbst, W., R-associations IV. Vela R2, a young stellar group , in Astronomical Journal , vol. 80, settembre 1975, pp. 683 - 688, 751 - 752, DOI : 10.1086/111798 . URL consultato il 12 gennaio 2010 .
  13. ^ a b Reed, B. Cameron, Vela OB1: Probable New Members and Hertzsprung-Russell Diagram , in The Astronomical Journal , vol. 119, n. 4, aprile 2000, pp. 1855-1859, DOI : 10.1086/301313 . URL consultato il 12 gennaio 2010 .
  14. ^ a b c d Pettersson, B.; Reipurth, B., Young stars associated with the VELA Molecular Ridge. I. VMR clouds C and D, Collinder 197 and VELA R2 , in Astronomy and Astrophysics Supplements , vol. 104, aprile 1994, pp. 233-258. URL consultato il 12 gennaio 2010 .
  15. ^ Kim, JS; Walter, FM; Wolk, SJ, Low Mass Star Formation around CG30/31/38 complex and RCW33 in the Gum Nebula , in American Astronomical Society , vol. 32, dicembre 2000, p. 1412. URL consultato il 16 gennaio 2010 .
  16. ^ Brand, J.; van der Bij, MDP; de Vries, CP; Leene, A.; Habing, HJ; Israel, FP; de Graauw, T.; van de Stadt, H.; Wouterloot, JGA, CO (J = 2-1) observations of molecular clouds associated with H II regions from the southern hemisphere , in Astronomy and Astrophysics , vol. 139, n. 1, ottobre 1984, pp. 181-195. URL consultato il 12 gennaio 2010 .
  17. ^ Avedisova, VS, A Catalog of Star-Forming Regions in the Galaxy , in Astronomy Reports , vol. 46, n. 3, marzo 2002, pp. 193-205, DOI : 10.1134/1.1463097 . URL consultato il 12 gennaio 2010 . , citato in SkyMap.org
  18. ^ Cohen, Martin, IRAS observations of the exciting stars of Herbig-Haro objects. II - The Reipurth and Graham sample and low-resolution spectra , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 354, maggio 1990, pp. 701-707, DOI : 10.1086/168726 . URL consultato il 12 gennaio 2010 .
  19. ^ Ogura, Katsuo, Two Herbig-Haro objects discovered by narrow-band CCD imagery , in Astronomical Society of the Pacific, Publications , vol. 102, dicembre 1990, pp. 1366-1371, DOI : 10.1086/132776 . URL consultato il 12 gennaio 2010 .
  20. ^ Russeil, D., Star-forming complexes and the spiral structure of our Galaxy , in Astronomy and Astrophysics , vol. 397, gennaio 2003, pp. 133-146, DOI : 10.1051/0004-6361:20021504 . URL consultato il 13 gennaio 2010 .
  21. ^ a b Heydari-Malayeri, M., The peculiar southern H II region RCW 34 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 202, n. 1-2, agosto 1988, pp. 240-252. URL consultato il 13 gennaio 2010 .
  22. ^ Braz, MA; Scalise, E., Jr., H2O masers - Survey of the galactic plane. II , in Astronomy and Astrophysics , vol. 107, n. 2, marzo 1982, pp. 272-275. URL consultato il 13 gennaio 2010 .
  23. ^ Walsh, AJ; Hyland, AR; Robinson, G.; Burton, MG, Studies of ultracompact HII regions - I. Methanol maser survey of IRAS-selected sources , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 291, n. 2, ottobre 1997, pp. 261-278. URL consultato il 13 gennaio 2010 .
  24. ^ a b Deharveng, L.; Zavagno, A.; Caplan, J., Triggered massive-star formation on the borders of Galactic H II regions. I. A search for collect and collapse candidates , in Astronomy and Astrophysics , vol. 433, n. 2, aprile 2005, pp. 565-577. URL consultato il 13 gennaio 2010 .
  25. ^ Dutra, CM; Bica, E.; Soares, J.; Barbuy, B., New infrared star clusters in the southern Milky Way with 2MASS , in Astronomy and Astrophysics , vol. 400, marzo 2003, pp. 533-539, DOI : 10.1051/0004-6361:20030005 . URL consultato il 13 gennaio 2010 .
  26. ^ Petterson la colloca in associazione al VMR B, mentre le stime di Copetti la pongono a 3000 parsec, vedi Copetti, MVF, Integrated photometry of galactic H II regions , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 147, novembre 2000, pp. 93-97, DOI : 10.1051/aas:2000291 . URL consultato il 14 gennaio 2010 .
  27. ^ Simbad Query result , su result for HD 78344 . URL consultato il 14 gennaio 2010 .
  28. ^ RCW Catalogue - RCW 39 [ collegamento interrotto ] , su galaxymap.org . URL consultato il 14 gennaio 2010 .
  29. ^ Corti, MA; Arnal, EM, The new HI supershell GS263-02+45 and the OB Association Bochum 7: close relatives? , in Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , vol. 33, agosto 2008, pp. 160-160. URL consultato il 15 gennaio 2010 .
  30. ^ Corti, MA; Arnal, EM, GS263-02+45: A new HI supershell with evidence of star formation? , in Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía , vol. 49, 2006, pp. 214-217. URL consultato il 15 gennaio 2010 .
  31. ^ Conti, Peter S.; Crowther, Paul A., MSX mid-infrared imaging of massive star birth environments - II. Giant HII regions , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 355, n. 3, dicembre 2004, pp. 899-917, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.08367.x . URL consultato il 15 gennaio 2010 .
  32. ^ McClure-Griffiths, NM; Dickey, John M.; Gaensler, BM; Green, AJ, Loops, Drips, and Walls in the Galactic Chimney GSH 277+00+36 , in The Astrophysical Journal , vol. 594, n. 2, settembre 2003, pp. 833-843, DOI : 10.1086/377152 . URL consultato il 15 gennaio 2010 .
  33. ^ a b OB Associations , su rssd.esa.int , The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section, 6 aprile 2000. URL consultato il 6 gennaio 2010 .
  34. ^ Massey, Philip; Thompson, AB, Massive stars in CYG OB2 , in Astronomical Journal , vol. 101, aprile 1991, pp. 1408-1428, DOI : 10.1086/115774 . URL consultato il 6 gennaio 2010 .
  35. ^ Humphreys, RM, Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 38, dicembre 1978, pp. 309-350, DOI : 10.1086/190559 . URL consultato il 6 gennaio 2010 .
  36. ^ a b Kaltcheva, NT; Hilditch, RW, The distribution of bright OB stars in the Canis Major-Puppis-Vela region of the Milky Way , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 312, n. 4, marzo 2000, pp. 753-768, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2000.03170.x . URL consultato il 6 gennaio 2010 .
  37. ^ a b Mel'Nik, AM; Efremov, Yu. N., A new list of OB associations in our galaxy , in Astronomy Letters , vol. 21, n. 1, gennaio 1995, pp. 10-26. URL consultato il 6 gennaio 2010 .
  38. ^ SIMBAD , risultati per le due stelle citate.
  39. ^ de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; Brown, AGA; Blaauw, A., A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations , in The Astronomical Journal , vol. 117, n. 1, gennaio 1999, pp. 354-399, DOI : 10.1086/300682 . URL consultato il 15 gennaio 2010 .
  40. ^ Jeffries, RD; Naylor, Tim; Walter, FM; Pozzo, MP; Devey, CR, The stellar association around Gamma Velorum and its relationship with Vela OB2 , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 393, n. 2, febbraio 2009, pp. 538-556, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2008.14162.x . URL consultato il 15 gennaio 2010 .
  41. ^ Herbst, W., R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae , in Astronomical Journa , vol. 80, marzo 1975, pp. 212-226, DOI : 10.1086/111734 . URL consultato il 16 gennaio 2010 .

Bibliografia

Testi generali

  • ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy , 3 updatedª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007, ISBN 0-07-321369-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .

Testi specifici

Sull'evoluzione stellare

  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .

Sulle regioni di formazione stellare delle Vele

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 , 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

Oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 17 giugno 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Regioni_di_formazione_stellare_delle_Vele&oldid=120670886 "