Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Westerhout 40

Westerhout 40 o W40 (también denominada Sharpless 64 , Sh2-64 o RCW 174 ) es una región de formación estelar en la Vía Láctea situada en la constelación de Serpens . En esta reg...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita

Westerhout 40 o W40 (también denominada Sharpless 64 , Sh2-64 o RCW 174 ) es una región de formación estelar en la Vía Láctea situada en la constelación de Serpens . En esta región, el gas interestelar que forma una nebulosa difusa rodea un cúmulo de varios cientos de estrellas recién nacidas . [2] [4] [5] La distancia a W40 es de 436 ± 9 pc (1420 ± 30 años luz), [1] lo que la convierte en uno de los sitios más cercanos de formación de estrellas de tipo O y tipo B de alta masa . [6] La radiación ionizante de las estrellas OB masivas ha creado una región H II , [7] que tiene una morfología de reloj de arena. [4]

El polvo de la nube molecular en la que se formó W40 oscurece la nebulosa, lo que hace que sea difícil observarla en longitudes de onda de luz visibles . [2] [8] Por lo tanto, se han utilizado observaciones de rayos X , infrarrojos y de radio para ver a través de la nube molecular y estudiar los procesos de formación estelar que ocurren en su interior. [2] [9] [10]

W40 aparece cerca de varias otras regiones de formación estelar en el cielo, incluyendo una nube oscura infrarroja denominada Serpens Sur [11] y un cúmulo estelar joven denominado Cúmulo Principal de Serpens. [12] Las distancias similares medidas para estas tres regiones de formación estelar sugieren que están cerca una de la otra y forman parte de la misma colección de nubes a mayor escala conocida como la Nube Molecular de Serpens. [1]

En el cielo

La región de formación estelar W40 se proyecta en el cielo en dirección a la grieta Serpens-Aquila , una masa de nubes oscuras sobre el plano galáctico en las constelaciones Aquila, Serpens y Ofiuco 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 de estrellas masivas .

Ubicación de W 40 en el cielo

Formación de estrellas en W40

Como todas las regiones de formación estelar, W40 está formada por 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 está en forma de nubes moleculares, la fase más fría y densa del medio interestelar, que está formada principalmente por 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, lo que hace que colapse debido a la inestabilidad de Jeans . [15] Las estrellas generalmente no se forman de forma aislada, sino más bien en grupos que contienen cientos o miles de otras estrellas, [16] como es el caso de W40.

En W40, la retroalimentación del cúmulo estelar ha ionizado parte del gas y ha creado una burbuja bipolar en la nube que rodea al cúmulo. [4] Estos efectos de retroalimentación pueden desencadenar una mayor formación de estrellas, pero también pueden conducir a la destrucción final de la nube molecular y al fin 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] de 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 ligeramente más antiguas, 1,5 millones de años. [3] El cúmulo es aproximadamente esféricamente simétrico y está segregado en masa , y es relativamente más probable que las estrellas más masivas se encuentren cerca del centro del cúmulo. [2] La causa de la segregación de masa en cúmulos de estrellas muy jóvenes, como W40, es una cuestión teórica abierta en la teoría de la formación estelar porque las escalas de tiempo para la segregación de masa a través de interacciones de dos cuerpos entre estrellas suelen ser demasiado largas. [19] [20]

La nube está ionizada por varias estrellas de tipo O y B. [21] La espectroscopia de infrarrojo cercano ha identificado una estrella de tipo O tardía llamada IRS 1A Sur y tres estrellas de tipo B tempranas, IRS 2B, IRS 3A e IRS 5. Además, IRS 1A Norte e IRS 2A son estrellas Herbig Ae/Be . [6] La emisión de radio de varias de estas estrellas se observa con el Very Large Array y puede ser evidencia de regiones H II ultracompactas. [22]

El exceso de luz en el infrarrojo indica que varias estrellas en el 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 Serpens Sur y 3 protoestrellas de clase 0 en W40, [23] lo que respalda la opinión de que la región es muy joven y está formando estrellas de forma activa.

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 forma de 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 ☉ . Un débil flujo bipolar de gas sale del núcleo, probablemente impulsado 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 observada por Herschel/SPIRE a 500 μm. Superpuestas (círculos blancos) se encuentran estrellas jóvenes detectadas por el Observatorio de rayos X Chandra. [26] [27]

Fue en esta región donde se observó por primera vez la sorprendente prevalencia de estructuras de nubes filamentosas observadas por el Observatorio Espacial Herschel de la ESA . [28] Estos filamentos de nubes tienen "núcleos" densos de gas incrustados en su interior, muchos de los cuales probablemente colapsen gravitacionalmente y formen estrellas. Los resultados de Herschel para esta región, y los resultados publicados posteriormente para otras regiones de formación estelar, implican que la fragmentación de los filamentos de nubes moleculares es fundamental para el proceso de formación estelar. Los resultados de Herschel para W40 y la grieta Aquila, comparados con los de las nubes moleculares en la región Polaris, sugieren que la formación estelar ocurre cuando la densidad lineal (masa por unidad de longitud) excede un umbral que las hace susceptibles a la inestabilidad gravitacional. Esto explica la alta tasa de formación estelar en W40 y la grieta Aquila, en contraste con la baja tasa de formación estelar en las nubes Polaris. Estos resultados observacionales complementan las simulaciones por computadora de la formación estelar, que también enfatizan el papel que juegan los filamentos de nubes moleculares en el nacimiento de estrellas. [29]

Las observaciones del Observatorio de rayos X Chandra, basado en el espacio , han mostrado un resplandor difuso de rayos X en la región H II, que probablemente se debe a la presencia de un plasma de varios millones de Kelvin. [2] [30] Estos plasmas calientes pueden ser producidos por vientos de estrellas masivas, que se calientan por choque .

Véase también


Referencias

  1. ^ abc Ortiz-León, GN; et al. (2016). "Encuesta de distancias del cinturón de Gould (GOBELINS) III. La distancia al complejo molecular Serpens / Aquila". Revista Astrofísica . 834 (2): 143. arXiv : 1610.03128 . Código Bib : 2017ApJ...834..143O. doi : 10.3847/1538-4357/834/2/143 . S2CID  10802135.
  2. ^ abcdefghi Kuhn, MA; et al. (2010). "Una observación de Chandra del complejo de formación estelar W40 oscurecido". Astrophysical Journal . 725 (2): 2485–2506. arXiv : 1010.5434 . Código Bibliográfico :2010ApJ...725.2485K. doi :10.1088/0004-637X/725/2/2485. S2CID  119192761.
  3. ^ ab Getman, KV; et al. (2014). "Gradientes de edad en las poblaciones estelares de regiones de formación estelar masivas basados ​​en un nuevo cronómetro estelar". Astrophysical Journal . 787 (2): 108. arXiv : 1403.2741 . Bibcode :2014ApJ...787..108G. doi :10.1088/0004-637X/787/2/108. S2CID  118626928.
  4. ^ abcd Rodney, SA; Reipurth, B. (2008). "El complejo de nubes W40". En Reipurth, B. (ed.). Manual de regiones de formación estelar, volumen II: El cielo austral ASP Monograph Publications . Vol. 5. Astronomical Society of the Pacific. p. 43. Bibcode :2008hsf2.book..683R. ISBN 978-1-58381-670-7.
  5. ^ Mallick, KK; et al. (2013). "La región W40 en el cinturón de Gould: un cúmulo incrustado y una región H II en la unión de filamentos". Astrophysical Journal . 779 (2): 113. arXiv : 1309.7127 . Bibcode :2013ApJ...779..113M. doi :10.1088/0004-637X/779/2/113. S2CID  118353815.
  6. ^ ab Shuping, RY; et al. (2012). "Clasificación espectral de los objetos más brillantes en la región galáctica de formación estelar W40". Astronomical Journal . 144 (4): 116. arXiv : 1208.4648 . Bibcode :2012AJ....144..116S. doi :10.1088/0004-6256/144/4/116. S2CID  119227485.
  7. ^ Vallee, JP (1987). "La región cálida C II entre la región ionizada caliente S 64 = W 40 y la nube molecular fría G 28,74 + 3,52". Astronomía y Astrofísica . 178 : 237. Bibcode :1987A&A...178..237V.
  8. ^ ab Hagenauer, Beth; Veronico, Nicholas (21 de noviembre de 2011). "NASA's SOFIA Airborne Observatory Views Star Forming Region W40" (Comunicado de prensa). Moffett Field, CA. NASA. Archivado desde el original el 21 de marzo de 2016. Consultado el 8 de marzo de 2015 .
  9. ^ Rumble, D.; et al. (2016). "El sondeo del cinturón de Gould del JCMT: evidencia de calentamiento radiativo y contaminación en el complejo W40". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 460 (4): 4150–4175. arXiv : 1605.04842 . Bibcode :2016MNRAS.460.4150R. doi : 10.1093/mnras/stw1100 .
  10. ^ Shimoikura, T.; et al. (2015). "Grumos densos y candidatos para efluentes moleculares en W40". The Astrophysical Journal . 806 (2): 201. arXiv : 1505.02486 . Bibcode :2015ApJ...806..201S. doi :10.1088/0004-637X/806/2/201. S2CID  118440764.
  11. ^ Gutermuth, RA; et al. (2008). "El estudio del cinturón de Gould de Spitzer de grandes nubes interestelares cercanas: descubrimiento de un cúmulo denso incrustado en la grieta Serpens-Aquila". Astrophysical Journal . 673 (2): L151–L154. arXiv : 0712.3303 . Bibcode :2008ApJ...673L.151G. doi :10.1086/528710. S2CID  339753.
  12. ^ "NOMBRE Clúster de serpientes". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 24 de febrero de 2017 .
  13. ^ Straižys, V.; et al. (1996). "Extinción interestelar en el área de la nube molecular Serpens Cauda". Astronomía báltica . 5 (1): 125–147. Bibcode :1996BaltA...5..125S. doi : 10.1515/astro-1996-0106 .
  14. ^ Zeilik, M. II; Lada, CJ (1978). "Observaciones de CO y en el infrarrojo cercano de W40 y W48". The Astrophysical Journal . 222 : 896. Bibcode :1978ApJ...222..896Z. doi : 10.1086/156207 .
  15. ^ Stahler, Steven W.; Palla, Francesco (2008). La formación de estrellas. Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-61868-2Archivado desde el original el 26 de enero de 2017. Consultado el 24 de febrero de 2017 .
  16. ^ Lada; et al. (2003). "Cúmulos incrustados en nubes moleculares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 41 : 57–115. arXiv : astro-ph/0301540 . Código Bibliográfico :2003ARA&A..41...57L. doi :10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. S2CID  16752089.
  17. ^ Pirogov; et al. (2015). "La región de formación estelar desencadenada W40: Observaciones y modelo". Astronomy Reports . 59 (5): 360–365. arXiv : 1503.08010 . Código Bibliográfico :2015ARep...59..360P. doi :10.1134/S1063772915050078. S2CID  118412224.
  18. ^ Kuhn, MA; Getman, KV; Feigelson, ED (2015). "La estructura espacial de los cúmulos estelares jóvenes. II. Poblaciones estelares jóvenes totales". Astrophysical Journal . 802 (1): 60. arXiv : 1501.05300 . Bibcode :2015ApJ...802...60K. doi :10.1088/0004-637X/802/1/60. S2CID  119309858.
  19. ^ Küpper, AHW; et al. (2011). "Segregación de masas y subestructura fractal en cúmulos masivos jóvenes - I. El código McLuster y la calibración del método". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 417 (3): 2300–2317. arXiv : 1107.2395 . Bibcode :2011MNRAS.417.2300K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19412.x . S2CID  119259635.
  20. ^ Krumholz, MR (2014). "Los grandes problemas en la formación estelar: la tasa de formación estelar, la agrupación estelar y la función de masa inicial". Physics Reports . 539 (2): 49–134. arXiv : 1402.0867 . Código Bibliográfico :2014PhR...539...49K. doi :10.1016/j.physrep.2014.02.001. S2CID  119230647.
  21. ^ Smith, J.; et al. (1985). "Fuentes infrarrojas y excitación del complejo W40". Astrophysical Journal . 291 : 571–580. Bibcode :1985ApJ...291..571S. doi : 10.1086/163097 .
  22. ^ Rodríguez, LF; et al. (2011). "Un cúmulo de fuentes compactas de radio en W40". Astronomical Journal . 140 (4): 968–972. arXiv : 1007.4974 . Bibcode :2010AJ....140..968R. doi :10.1088/0004-6256/140/4/968. S2CID  14827799.
  23. ^ ab Maury, AJ; et al. (2011). "La formación de protocúmulos activos en la grieta de Aquila: una visión del continuo milimétrico". Astronomy & Astrophysics . 535 : 77. arXiv : 1108.0668 . Bibcode :2011A&A...535A..77M. doi :10.1051/0004-6361/201117132. S2CID  119285813.
  24. ^ Pirogov, L. (2013). "Estudio de líneas moleculares y continuos de la nube W40". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 436 (4): 3186–3199. arXiv : 1309.6188 . Código Bibliográfico :2013MNRAS.436.3186P. doi : 10.1093/mnras/stt1802 .
  25. ^ Zhu, L.; et al. (2006). "Un estudio de la nube molecular S64 con múltiples líneas de isótopos de CO". Revista china de astronomía y astrofísica . 6 (1): 61–68. Bibcode :2006ChJAA...6...61Z. doi :10.1088/1009-9271/6/1/007.
  26. ^ Feigelson, ED; et al. (2013). "Descripción general del proyecto de estudio de complejos masivos de formación de estrellas jóvenes en rayos infrarrojos y X (MYStIX)". Suplemento de la revista Astrophysical Journal . 209 (2): 26. arXiv : 1309.4483 . Código Bibliográfico :2013ApJS..209...26F. doi :10.1088/0067-0049/209/2/26. S2CID  56189137.
  27. ^ Broos, PS; et al. (2013). "Identificación de estrellas jóvenes en regiones de formación estelar masiva para el proyecto MYStIX". Suplemento de la revista Astrophysical Journal . 209 (2): 32. arXiv : 1309.4500 . Código Bibliográfico :2013ApJS..209...32B. doi :10.1088/0067-0049/209/2/32. S2CID  67827240.
  28. ^ ab André, Ph.; et al. (2010). "De nubes filamentosas a núcleos preestelares y al FMI estelar: puntos destacados iniciales del sondeo del Cinturón de Gould de Herschel". Astronomía y Astrofísica . 518 : 102. arXiv : 1005.2618 . Bibcode :2010A&A...518L.102A. doi :10.1051/0004-6361/201014666. S2CID  248768.
  29. ^ Bate, MR; et al. (2003). "La formación de un cúmulo estelar: predicción de las propiedades de las estrellas y las enanas marrones". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 339 (3): 577–599. arXiv : astro-ph/0212380 . Bibcode :2003MNRAS.339..577B. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06210.x . S2CID  15346562.
  30. ^ Townsley, LK; et al. (2014). "El catálogo ómnibus de rayos X de regiones de formación estelar masivas". Suplemento de la revista Astrophysical Journal . 213 (1): 1. arXiv : 1403.2576 . Código Bibliográfico :2014ApJS..213....1T. doi :10.1088/0067-0049/213/1/1. S2CID  76658453.
  31. ^ Povich, MS; et al. (2013). "El catálogo de fuentes de exceso infrarrojo de MYStIX". Suplemento de la revista Astrophysical Journal . 209 (2): 31. arXiv : 1309.4497 . Código Bibliográfico :2013ApJS..209...31P. doi :10.1088/0067-0049/209/2/31. S2CID  62807763.
  32. ^ Block, A. (2013). «SH2-64». www.caelumobservatory.com . Archivado desde el original el 30 de noviembre de 2019. Consultado el 26 de septiembre de 2015 .
Obtenido de "https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Westerhout_40&oldid=1234991176"