벨라 분자 능선

Vela Molecular Ridge
벨라 분자 능선
Ngc2626atlas.jpg
NGC 2626은 VMR에서 가장 근접한 항성 형성 지역 중 하나이다.
객체 유형거대 분자 구름
기타 지정VMR
관측 데이터
(Epoch J2000)
별자리벨라 Edit this on Wikidata
08h 53m[1][2]
탈위임−45° 00′[1][2]
거리2300-6500[2] / 700-2000[2]
비주얼 조명(V)에서
크기
8°
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벨라 분자능선(Vela Molecular Ridge)은 벨라와 인형 별자리에 있는 분자 구름 복합체다.이 지역의 무선 CO 관측 결과, 산등성이는 각각 100,000–100,000의 질량을 가진 몇 개의 구름으로 구성되는 것으로 나타났다.[3]이 구름 콤플렉스는 껌 성운(전경)과 카리나-사지타리우스 나선팔(배경) 방향으로 하늘에 놓여 있다.[3]지역에서 가장 중요한 구름은 문자 A, B, C, D로 구분되며, 실제로 A, C, D는 평균 거리 약 700~1000파섹(2300~3300광년)에 위치하며 OB 협회 벨라 R2와 관련이 있는 반면, 클라우드 B는 더 먼 거리에 위치하여 2000파까지에 이른다.초당(6500광년) 떨어져 있으며, 확장된 Vela OB1 연결부와 물리적으로 연결된다.[4]

구름 속의 가스의 일부는 Gum 14 (RCW 27)와 Gum 20 (RCW 36)과 같이 매우 광범위한 H II 지역을 구성하는 복합체와 연관된 가장 거대한 별들 중 일부의 자외선에 의해 이온화된다.별 형성 활동은 특히 VMR D 클라우드에서 T 타우리 별들의 여러 연관성을 발견했을 뿐만 아니라 적외선 파장에서 관측할 수 있는 기체에 심하게 가려지고 깊이 몰두하는 여러 열린 성단의 존재에 의해 확인된다.[5][6]

벨라 R2 협회의 가장 밝고 따뜻한 별들은 반사성운의 전형인 푸르스름한 빛으로 빛나는 기체의 필라멘트를 비춘다.이 중 잘 알려진 NGC 2626 성운은 VMR D 클라우드에 속하며 Hα 방사선을 나타내는 일부 별과 유명한 Herbig-Haro 개체 HH 132를 가지고 있다.[7]

관찰

벨라 분자 능선 지도.

벨라 분자능선은 벨라 북서쪽에 위치한 밝고 어두운 성운들의 연속체로 나타난다.그것을 구성하는 성운들의 주요 순서는 항성 람다 벨로룸의 북서쪽으로 몇 도 떨어져 있으며, 약간의 어두운 여파도 그 남쪽으로 뻗어 별자리 중심부에 이른다.이 체계의 성운 구성 요소는 매우 약한 경향이 있기 때문에 육안이나 아마추어 악기로는 관측할 수 없다.단지의 최서단에 위치한 반사성운인 NGC 2626은 쉽게 식별할 수 있는 유일한 구름으로 필터가 장착된 중고출력 기기로 감지할 수 있다.그러나 항성 성분은 부분적으로 육안으로 볼 수 있고 결합하여 풍부한 항성장을 형성하는데, 벨라의 북서쪽에 특색이 있다. 특히 람다 벨로룸과 감마 벨로룸 사이에 보이는 하늘의 영역은 벨라 분자 능선과 물리적으로 연결되어 있는 벨라 OB1 항성조합에 의해 점유된다.[1][2]

이 단지는 -40°와 -50° 사이의 남쪽 열림 구역에 위치한다.이것은 북반구에서 그 지역을 관찰하는 것이 매우 어렵다는 것을 의미한다.중부 유럽에 해당하는 위도에서는 실제로 볼 수 없지만, 지중해와 미국 중부를 가로지르는 위도 40°N에서는 남쪽 지평선 위의 낮은 고도까지 가시성이 어렵다.반면 열대 북반구에서는 가시성이 좋은 반면 남반구 전역에서 최적이다.[8]

이 콤플렉스를 관찰하기에 가장 좋은 시기는 12월과 4월 사이에 있다. 남반구에서 벨라 별자리는 아르고 별자리의 다른 구성원과 함께 밝은 별 시리우스와 카노푸스와 함께 여름 하늘을 지배한다.

은하 환경

Vela Molecular Ridge 은하 지역 지도.

벨라 분자 능선 방향의 은하수는 모든 물체와 구조가 은하계와 대략적으로 일치하며, 강한 배경 방사선에 의한 방해로 인해 큰 성운 지역의 관측을 방해하는 경향이 있다.[9]이 방면의 지배적인 개체는 거대한 껌 성운은 약 30°는 고물 자리 별자리의 남쪽 부분을 선점할 수 있는, 확장에 있는 큰 방울은 아마도 스타 Naos(또한 나오스를 불렀다)하나 또는 더 많은 supernova,[10]그 중 하나일 수도 있어 원래 물리적 동료의 폭발이다.[11]태양에서 이 구름까지의 거리는 약 450파섹이다.이것과 벨라 분자 능선의 구름에 겹쳐서, 그것은 유명한 벨라 초신성 잔해(Gum 16이라고도 함)의 희미한 가닥을 관찰할 수 있다. 이 잔해물은 태양으로부터 약 300파섹에 위치하며 껌 성운 자체에 관해서 전경에 위치한다.

벨라 분자 능선 복합체는 태양으로부터 700파섹에서 1000파섹 사이의 거리에 있는 이 성운 너머에 위치해 있다. 그것은 껌 성운과 정렬된 오리온 팔의 안쪽 가장자리에 있다.단지 중앙 구름에서 약 500파섹 떨어진 곳에는 카니스 메이저 방향으로 보이는 Cr 121 협회가 있다.이 연관성은 갈매기 성운이라고 알려진 구름을 호스트하는 지역에서 유래한 확장 OB 연합인 Canis Major OB1과 물리적으로 연결되어 있다.[12]Cr 121은 GSH 238+00+09라고 불리는 거대 팽창 초신성 폭발에 의해 생성되는 거대 초신성과 연결된다; 생성되는 강력한 충격파는 그것으로부터 반경 500파섹 이내에 위치한 주변 지역들 중 일부에 영향을 줄 것이다. 예를 들어, 거대 분자 성운이다.구름모노케로스 R2와 오리온 콤플렉스.[13]

Vela Molecular Ridge의 가장 바깥쪽 지역은 태양으로부터 약 1800-2000 파섹에 위치하며, 이 지역에는 VMR B와 Gum 21이라고 불리는 구름이 포함된다. 은하 환경은 초신성 잔해 Puppithis A가 위치한 것과 동일하다.오리온 암의 바깥쪽 가장자리에 있는 태양으로부터 1500파섹 떨어진 곳에서는 거대한 지역인 Sh2-310이 거대한 열린 클러스터 NGC 2362를 형성한 것을 발견할 수 있다.[14]

구조

NGC 2626, 콤플렉스 중 가장 밝은 성운 중 하나이다.

Vela Molecular Ridge는 몇몇 거대한 분자 구름으로 이루어진 모호한 복합체로, 북서-동남쪽으로 향하는 일종의 결합을 형성하도록 배열되어 있다.이 단지의 명칭은 CO 배출량을 분석한 1991년 연구에서 지정되었다. 이 구조는 A, B, C, D라는 문자로 구분되는 4개의 주요 지역(클라우드)으로 구분되는 것으로 보인다.이들 구름은 B를 제외하고 약 300.000M의⊙ 질량을 가지며 약 700-1000파섹의 거리에 위치한다.B 구름은 약 100만 M의⊙ 질량을 가지며, 분명히 연결의 일부임에도 불구하고, 훨씬 더 먼 거리에 위치하며, 약 2000 파섹 정도에 위치하고 있으며, 아마도 다른 3개의 구름과 독립된 다른 복합체의 일부일 것이다.[4]

가장 밝고 쉽게 관측할 수 있는 두 개의 구조물은 VMR C와 VMR D로, 벨라 분자 능선의 최서단이며, 벨라 초신성 잔해(Vela Molecular Ridge)의 가느다란 필라멘트 바로 북쪽에 보인다.이 거대한 분자 구름 안에서 27개의 작은 구름들이18 CO 배출에 대한 연구를 통해 확인되었고, 그 중 가장 큰 구름은 VMR C의 방향으로 44.000 M에⊙ 해당하는 질량을 가지며, 작은 구름은 100-1000 M에⊙ 이른다.이 구름들 각각의 중심에는 원자와 일치하는 적외선원이 있다.관측된 출처 중 32개는 이러한 작은 구름 안에 있는 반면 45개는 구름 바깥에 분산되어 있는 것으로 나타나, 이러한 출처는 이 단지의 항성 형성 과정이 대부분 일어나는 작은 불분명한 군집 내에 더 집중되어 있음을 나타낸다.[15]

Vela Molecular Ridge의 4대 구름은 약 20개의 젊은 오픈 클러스터와 연관되어 있으며, 그 중 적어도 14개는 700파섹(A, C, D)에 위치한 복합체의 일부분이다. 그 중 일부는 매우 어린 700개의 별과 VM 방향으로 보이는 Cr 197으로 구성된 잘 알려진 NGC 2547 클러스터가 있다.R D 구름은 25개의 매우 젊은 별들로 구성되어 있다.[2][16]그 A-C-D 단지의 가장 밝은 모호한 구성 요소 껌 14(런타임 호출 가능 래퍼 27)로, 속의 NGC2626 자체와 껌 15(런타임 호출 가능 래퍼 32)포함되어 있으면, 특히 대형 물량 이동보고 D구름과 관련된 첫번째 젊은 협회 Ru 64,[표창 필요한]로 알려진 HD73285 외에 속해 있는 파란 색 거대한 HD73882 스타 의해 이온화되는 것으로 보이지 있다.dHD73500, 둘 다스펙트럼 등급 B와 물리적으로 연관되어 있다.[17]반면 Gum 15는 Cr 197 클러스터의 구성 요소와 특히 청색 별 HD 74804에 의해 이온화된다.[5]이들은 함께 약칭 SFR 265.00-2.00으로 표시된 항성형성 영역을 형성한다.[18]그러나 다른 연구들은 Gum 15의 경우 불과 424파섹의 거리를 제안한다.[19]

오리온 암의 어장에서 약 2000파섹에 위치한 클라우드 VMR B는 벨라 OB1 협회 및 HII 지역 금 21과 금 18 (RCW 35)과 관련이 있다.검 21은 아마도 울프레이트의 별 WR 14를 둘러싸고 있는 광범위한 고리 모양의 성운의 일부인 반면,[20] 푸른 별 CD-43 4690에 의해 이온화된 18금(Gum)은 벨라 OB1 협회의 중앙에 위치해 있다.[21]

일부 과학자들에 따르면, VMR D 구름의 항성 생성 현상의 순서는 단지 서남부의 국부적 지역에서 비롯되었으며, 여기서 우리는 가장 거대한 성분과 가장 초기 스펙트럼 등급(O와 B), 그리고 일부 분산된 분자 구름을 관찰한다.이 지역은 D 구름의 남부와 일치하여 위치하며, 1000만 년 전부터 100만 년 전까지의 최초의 생성 현상을 주관해 왔다.[15]그 후, 이 현상은, 뜨거운 젊은 별들의 별빛 바람에 의한 거품의 팽창과,[22] 그리고 아마도 이 같은 별들의 방사선의 작용으로 인해,[15] T 타우리 별들의 서로 다른 집단을 관찰할 [23]수 있는 Gum 14와 아마도 Gum 17 지역으로 확대되었다.그러한 현상은 마침내 C구름까지[15] 확대되었고, 특히 Gum 20과 Vela R2 협회까지 확대되었는데, 나이는 수십만 년에서 몇백만 년 사이로 추정되고 있다.[24]

항성생성현상

벨라 분자 능선의 구름은 항성 생성과정이 집중적으로 일어나는 장소로서, 이 지점의 스펙트럼 특성은 젊은 항성 물체와 유사하며, 가스에 의해 아직 깊이 감싼 몇몇 젊은 성단의 존재로 증명된다.헤즈 소스는 C 구름에 위치해 있다.[25]특히 4대 복합체에서 가장 밀도가 높은 작은 분자구름 내에 분포하는 이러한 적외선원은 특히 T 타우리의 항성인 1급 원자와 관련이 있는 것으로 생각된다.[9]

벨라 분자 능선 A

벨라 분자 능선의 A 구름은 λ 벨로룸 남쪽에 있는 계통의 가장 동남쪽 위치를 차지하고 있다.등급 I의 별과 일치하는 적외선원 중에서 이 구름 안에 5개만이 위치하며, 따라서 항성 형성의 관점에서 가장 활동이 적은 것으로 나타난다.VMR A에 속하는 가장 눈에 띄는 밝은 구름은 RCW 41로 나열되어 있는데, RCW 41은 외관이 불규칙하고 적외선에서 보이는 스펙트럼 타입 B의 62개의 거대한 별들로 구성된 젊은 클러스터[DBS2003] 36을 포함하고 있다.[16]클러스터와 연결된 주요 선원은 IRAS 09149-4743이며, 또한 라디오의 선원으로도 식별되며 CO 마저와 관련되기도 한다. 이는 스펙트럼 등급 B의 매우 뜨거운 항성으로, 또한 구름 속의 기체의 이온화를 담당하는 주성 중 하나이다.이 물체는 클러스터의 중앙에 위치한다.여기에 전자에 속하는 서브클러스터에 위치한 두 번째 별을 추가한다.[26]

구름 안에는 또한 직경 6,5'의 초경량 HII 영역이 있고, 그 안에는 물과 메탄올 마저가 있다.특히 후자는 거대한 항성 형성 현상의 존재를 보여주는 중요한 지표로, 이러한 현상이 일어나는 초소형 이온화 가스 구름의 객체 특성이다.[27]

RCW 41은 SFR 270.26+0.80으로 분류된 항성 형성 영역의 주체로 2002년 아베디소바 2224라는 이니셜로 표기되어 있다.[18]

벨라 분자 능선 B

Vela Molecular Ridge의 B 구름은 다른 구름과 독립된 구조로 오리온 암의 외딴 지역과 주변 지역에 약 2000파섹에 위치한다.그 안에는 등급 I의 물체와 관련된 적외선원 7개가 들어 있는데, 이 중 구체적으로 연구된 것은 없다.[2]이 구름의 일부인 주요 밝은 구름은 Gum 24와 Gum 25(RCW 39와 RCW 40)로 분류된다.

검24는 연구가 잘 되지 않은 성운으로, 즉 벨라 OB1 협회와 교신하여 약 1700파섹으로 추정되었지만, 이것은 다른 추정치가 3000파섹까지 떨어져 있다는 점, 즉 페르세우스 암의 가장 먼 부분과 카리나 사지타리우스의 그것 사이의 중간 구역에 위치한다는 점, 즉 비욘세의 성운이다.오리온 암의 [28]끝에가스의 이온화를 책임지는 주체는 청색 슈퍼자이언트 HD 78344일 것이다. 비록 이 문제에 대한 확실성은 없지만 말이다.[2]이 구름에서 별이 형성되었다는 증거들 중 하나는 성운의 중앙 구역의 남동쪽에 위치한 물 마저 존재인데, 이것은 IRAS 09017-4814와 관련이 있는 것으로 나타나는데,[9] 이것은 구름 속의 7개의 알려진 적외선 방사 선원의 하나로서 아마도 그것을 둘러싸고 있는 먼지에 의해 심하게 가려진 젊은 밝은 별일 것이다.[29]

Gum 25(BBW224로도 분류됨)까지의 거리는 서로 다른 학자들이 VMR B와 동일한 거리에서 [21][30]약 1800파섹의 위치를 정하기로 동의하기 때문에 더 확실해 보인다. 가스의 이온화의 주 공급원은 Vela OB1 협회의 일부인 [31]CD-48 4352 등급 O9V의 주계열성 블루스타다.구름 주위에는 어떤 밀도가 높고 밝은 성단이 존재하는 고리와 같은 거대한 먼지 구조물이 있는데, 이 구조물에는 새로운 별의 생성을 이끌어낼 중력 붕괴의 과정이 진행 중이다.[32]이 구름은 또한 2003년 Bica 등이 발표한 카탈로그에 251이라는 숫자로 분류된 가스에 깊이 빠져있는 젊은 성단의 본거지다.[33]

벨라 분자 능선 C

벨라 분자 능선의 C 구름은 껌 성운의 가장 동쪽에 있는 북쪽에서 약 1000파섹 떨어져 있는 껌 17(RCW 33) 성운의 방향으로 관측되지만, 벨라 분자 능선의 영역에는 연결되지 않을 수 있다.[34]이 구조물의 진화 단계는 인근 VMR D보다 약간 어려 최근의 항성 형성 활동의 징후를 보여준다; 그 안에서 CO18 방출을 나타내는 밀집된 분자 구름에 깊이 내포된 적외선 선원이 발견되었다.[15]그 중 3개는 2에서 10M⊙ 사이의 중간 질량의 동일한 수의 I등급 젊은 항성 물체와 일치한다.[35] 또한 28개의 가능한 중소 질량 원자와 5개의 밀집된 성운에 몰두하는 매우 작은 어린 성단 외에 추가로 2와 10M 사이의 중간 질량의 동일한 수의 항성체와 일치한다.이 군집은 각각 10에서 350개의 젊은 별을 가지고 있으며, 모든 경우 1파섹 이하의 직경 내에 둘러싸인다.[36][5][24]

벨라 분자 능선 D

[6][7]

참고 항목

참조

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