W40 aparece cerca de varias otras regiones de formación estelar en el cielo, incluida una nube oscura infrarroja denominada Serpens South [11] y un cúmulo estelar joven denominado Serpens Main Cluster. [12] Distancias similares medidas para estas tres regiones de formación estelar sugieren que están cerca una de la otra y son parte de la misma colección de nubes a mayor escala conocida como la Nube Molecular de Serpens. [1]
Contenido
1 en el cielo
Formación de 2 estrellas en W40
Cúmulo de 3 estrellas
4 Medio interestelar
5 Galería
6 Véase también
7 referencias
En el cielo
La región de formación de estrellas W40 se proyecta en el cielo en la dirección de la Grieta Serpens-Aquila , una masa de nubes oscuras sobre el plano galáctico en las constelaciones Aquila, Serpens y Ophiuchus oriental. [13] La alta extinción de las nubes interestelares significa que la nebulosa parece poco impresionante en luz visible , a pesar de ser uno de los sitios más cercanos de formación estelar masiva .
Ubicación de W 40 en el cielo
Formación estelar en W40
Como todas las regiones de formación de estrellas, W40 se compone de varios componentes: el cúmulo de estrellas jóvenes y el material gaseoso a partir del cual se forman estas estrellas (el medio interestelar ). La mayor parte del gas en W40 se encuentra en forma de nubes moleculares, la fase más fría y densa del medio interestelar, que se compone principalmente de hidrógeno molecular (H 2 ). [14] Las estrellas se forman en nubes moleculares cuando la masa de gas en parte de una nube se vuelve demasiado grande, provocando su colapso debido a la inestabilidad de Jeans . [15] Las estrellas generalmente no se forman de forma aislada, sino en grupos que contienen cientos o miles de otras estrellas, [16] como es el caso de W40.
En W40, la retroalimentación del cúmulo de estrellas ionizó parte del gas y formó una burbuja bipolar en la nube alrededor del cúmulo. [4] Estos efectos de retroalimentación pueden desencadenar una mayor formación de estrellas, pero también pueden conducir a la eventual destrucción de la nube molecular y al final de la actividad de formación de estrellas. [17]
Cúmulo de estrellas
Un cúmulo de estrellas jóvenes se encuentra en el centro de la región W40 HII que contiene aproximadamente 520 estrellas [2] [18] hasta 0,1 masas solares ( M ☉ ) . Las estimaciones de edad de las estrellas indican que las estrellas en el centro del cúmulo tienen aproximadamente 0,8 millones de años, mientras que las estrellas en el exterior son un poco más antiguas, 1,5 millones de años. [3] El cúmulo es aproximadamente esféricamente simétrico y está segregado en masa , siendo relativamente más probable que las estrellas más masivas se encuentren cerca del centro del cúmulo. [2]La causa de la segregación de masas en cúmulos de estrellas muy jóvenes, como W40, es una cuestión teórica abierta en la teoría de la formación de estrellas porque las escalas de tiempo para la segregación de masas a través de interacciones de dos cuerpos entre estrellas suelen ser demasiado largas. [19] [20]
La nube es ionizado por varios O y estrellas de tipo B . [21] La espectroscopia de infrarrojo cercano ha identificado una estrella de tipo O tardío llamada IRS 1A Sur, y 3 estrellas tempranas de tipo B, IRS 2B, IRS 3A e IRS 5. Además, IRS 1A Norte e IRS 2A son Herbig Ae / Ser estrellas . [6] La emisión de radio de varias de estas estrellas se observa con el Very Large Array y puede ser evidencia de regiones ultracompactas H II . [22]
El exceso de luz en el infrarrojo indica que varias estrellas del cúmulo tienen discos circunestelares , que pueden estar en proceso de formación de planetas . [2] Las observaciones milimétricas del telescopio IRAM de 30 m muestran 9 protoestrellas de clase 0 en la región sur de Serpens y 3 protoestrellas de clase 0 en W40, [23] respaldando la opinión de que la región es muy joven y está formando estrellas activamente.
Medio interestelar
W40 se encuentra en una nube molecular con una masa estimada de 10 4 M ☉ . [4] El núcleo de la nube molecular tiene la forma de un cayado de pastor y actualmente está produciendo nuevas estrellas. [23] [24] El cúmulo de estrellas OB y pre-secuencia principal (PMS) se encuentra justo al este de la curva de este filamento. El núcleo de la nube también se observó en la luz de radio producida por CO , lo que permite estimar la masa del núcleo en 200-300 M ☉ . Una salida de gas débil y bipolar sale del núcleo, probablemente impulsada por un objeto estelar joven, con dos lóbulos que difieren en velocidad en 0,5 km / s . [25]
Vista del núcleo de la nube molecular vista por Herschel / SPIRE a 500 µm. Superpuestos (círculos blancos) hay estrellas jóvenes detectadas por el Observatorio de rayos X Chandra. [26] [27]
Fue en esta región donde la prevalencia notable de estructuras de nubes filamentosas vistos por la ESA 's Observatorio Espacial Herschel fue observado por primera vez. [28] Estos filamentos de nubes tienen densos "núcleos" de gas incrustados dentro de ellos, muchos de los cuales probablemente colapsen gravitacionalmente y formen estrellas. Los resultados de Herschel para esta región, y los resultados posteriormente informados para otras regiones de formación de estrellas, implican que la fragmentación de los filamentos de nubes moleculares es fundamental para el proceso de formación de estrellas. Los resultados de Herschel para W40 y Aquila Rift, comparados con los de las nubes moleculares en la región de Polaris, sugieren que la formación de estrellas ocurre cuando la densidad lineal (masa por unidad de longitud) excede un umbral.haciéndolos susceptibles a la inestabilidad gravitacional. Esto explica la alta tasa de formación de estrellas en W40 y Aquila Rift, en contraste con la baja tasa de formación de estrellas en las nubes Polaris. Estos resultados de observación complementan las simulaciones por computadora de la formación de estrellas, que también enfatizan el papel que juegan los filamentos de nubes moleculares en el nacimiento de estrellas. [29]
Las observaciones realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra basado en el espacio han mostrado un brillo difuso de rayos X de la región H II, que probablemente se deba a la presencia de un plasma de varios millones de Kelvin. [2] [30] Tales plasmas calientes pueden ser producidos por vientos de estrellas masivas, que se calientan por choque .
Galería
Imagen de mosaico del telescopio espacial Spitzer de W40. [31]
Un primer plano de un IRDC en la imagen de Spitzer.
El grupo W40 en la radiografía. [2]
W40 y sus alrededores vistos por Herschel. [28]
Vista SOFIA del centro de W40. [8]
Una imagen óptica de W40 del Mount Lemmon SkyCenter. [32]
Ver también
Catálogo RCW
Lista de regiones que forman estrellas en el grupo local
Coordenadas : 18 h 31 m 29 s , −02 ° 05 ′ 36 ″
Referencias
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Ver también: Catálogo de chicles
Nebulosa
Catálogo RCW
Stewart Sharpless
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Regiones H II
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Serpens (constelación)
Objetos afilados
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Regiones de formación de estrellas
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