Rho Ophiuchi felhő | |
Rho Ophiuchi felhője. | |
Megfigyelési adatok ( Epoch J2000.0 ) | |
---|---|
csillagkép | Ophiuchus és Skorpió |
Jobb felemelkedés (α) | 16 óra 28 m 06 s |
Deklináció (δ) | −24 ° 32 ′ 30 ″ |
Galaktikus koordináták | l = 353,2; b = +16,5 |
Helyszín a csillagképben: Skorpió Helyszín a csillagképben: Ophiuchus | |
Asztrometria | |
Távolság | 120–140 pc (∼391–457 al ) |
Fizikai tulajdonságok | |
Objektum típusa | HII régió |
Részletesség (ek) | a Haut-Scorpion egyesülettel kapcsolatos |
Felfedezés | |
Megnevezés (ek) | vdB 106 |
A HII régiók listája | |
A Rho Ophiuchi Cloud egy óriás molekuláris felhő a Tejút, tagjai részben ionizált hidrogén és sötét porelszívó . Köszönheti nevét, hogy a csillag , amely uralja a régióban, ahol ez található, ρ Ophiuchi , önmagában található, három fokkal északra Antares , a konstelláció az Ophiuchus .
Mindössze 130 parszek átlagos távolságával (420 fényév ) ez az egyik legközelebbi csillagképző régió a Naprendszerben . A Scorpio-Centaur asszociáció galaktikus halmazához tartozik , amely annak a kezdeti összenyomódásnak az eredete, amely a csillagképződési folyamatokat generálta benne. Morfológiailag úgy tűnik, hogy a Rho Ophiuchi komplex két fő felhőre oszlik , amelyek a fő magot képező LDN 1688 és alacsonyabb tömegű LDN 1689 jelöléseket hordozzák . Ezenkívül több sötét ködös szál kapcsolódik a két felhőhöz.
Közelségének köszönhetően ez a felhő érdekes kutatási terepet jelent a kis tömegű csillagok és a barna törpék kezdeti evolúciójával kapcsolatban , valamint laboratórium a lánccsillag-képződés jelenségeinek tanulmányozására.
Az égbolt azon területét, ahol a felhő található, könnyű meghatározni: a Skorpió fejét alkotó fényes kék csillagok halmaza közelében helyezkedik el . Ez egy csoportja a csillagok fizikailag kapcsolódnak, ismert, mint a alcsoportjában Felső Scorpio (vagy OB2 Association Scorpio) képező északi részén a társulási Scorpio-Centaurus , a Szövetség OB legközelebb a napenergia rendszer .
A felhő középpontjában az ρ Ophiuchi és az Antarès csillagok állnak . A sötét és tiszta ég alatt távcsövön keresztül látható fő jellemzője a háttércsillagok szinte teljes hiánya: a negyedik, ötödik és hatodik nagyságú csillagok teljesen uralják az ég ezen részét, míg a hetedik, nyolcadik és kilencedik nagyságú csillagok szinte teljesen hiányzik. A távcső nem mutatja a felhőzet nyomát, de a háttér csillagmezõinek elsötétülése teljesen nyilvánvaló. Egy nagy nagyítású távcső ködös megjelenésű csillagokat tár fel ρ Ophiuchi közelében, míg az utóbbitól keletre eső teljes terület továbbra is figyelemre méltóan szegény a sötét csillagokban; hosszú, teljesen sötét csíkok, amelyeket viszonylag gyenge csillagmezők vesznek körül, sötét szálak jelenlétét jelzik. A fényképek hosszú expozíciót tesznek lehetővé, hogy megadhassák a felhő különböző részleteit, amelynek színe az Antares körül ρ Ophiuchi narancs közelében található mélykéktől változik.
A Rho Ophiuchi felhő található, a déli égi féltekén , egy átlagos elhajlás a 24 ° S; ez megnehezíti a megfigyelést az északi szélességi fokon elhelyezkedő megfigyelők számára, bár a régió még mindig jól látható, még a sarkkörtől kevesebb, mint 10 ° -ra . A déli féltekéről a megfigyelés optimális, és az esti égen májustól októberig látható. A felhő északi végét az ekliptika keresztezi ; a Nap november 30. és december 2. között halad elötte , míg a Hold vagy a Naprendszer bolygói által okozott okkultáció gyakoriak.
A Rho Ophiuchi felhő az kiváló laboratóriumi vizsgálatával kapcsolatos csillagkeletkezés jelenségek bevonásával csillagok nagy, közepes és kis tömegeket . Ez két fő tényezővel magyarázható. Először is, ez az egyik legközelebbi nagytömegű aktív ködrendszer a Naprendszerhez, tekintve, hogy a távolsága csak kb. 130 pc (~ 424 al ). Ez lehetővé teszi a felhő és a benne aktív jelenségek megfigyelését anélkül, hogy egy túlzottan nagy csillagközi közeg vagy a látóvonal mentén elhelyezett lehetséges sötét köd jelenléte megzavarná őket . Másodszor, a felhő olyan helyzetben van, hogy a Föld mindkét féltekéjéről megfigyelhető, kizárólag a sarkkör közelében vagy azon belüli területek kivételével.
A felhő fő teste, az LDN 1688 jelzéssel , a ρ Ophiuchi csillag közelében helyezkedik el, amely részben megvilágítja, ezáltal optikailag is láthatóvá válik reflektív és emissziós ködként (ezt a részt IC 4604-nek is nevezik ). A csillag ultraibolya sugárzása és kékes színe kifejezetten kékes színt kölcsönöz a felhőben lévő gázoknak. A felhő déli irányban, délkelet felé pedig a vörös szuperóriás Antarès felé nyúlik. A gáz egy részét közvetlenül a fényes csillag világítja meg, ezt bizonyítja a vöröses szín, amelyet a felhő ezen a vidéken felvesz. A ρ Ophiuchitól délre található más csillagok a felhő különböző szakaszainak, például a vdB 105 megvilágításának forrása . Két hosszú periférikus szál nyúlik a felhőtől keletre; az LDN 1709-et, amely északkeletre, és az LDN 1704-et jelöli, amely északra van.
Az LDN 1688 központi régiói szemcsés természetűek, nagy számú kis ködös sűrűséggel, központi test nélkül. Három nagyobb sűrűségű pont van, amelyeket A, E és F betűk jelölnek. Az A mag maga három sűrű koncentrációjú hideg gázból áll, 0,5 M appel tömeggel , az úgynevezett SM 1, SM 1N és SM 2, amelyek egybeesnek az presztelláris magokkal. Ehhez a három fő maghoz hozzáadódik több mint ötven szekunder mag, tömegük 0,02 és 6,3 M ing között mozog . Ezek a felhők, amelyek együttesen a felhő teljes gáztömegének csak egy apró töredékét teszik ki, egy közelgő csillagképződési jelenség legelső fázisai lehetnek. Ha ezek a sejtmagok csillagot generálva összeomlanak, akkor kezdeti tömegfunkciót alkothatnak .
A másodlagos felhő, amely a főtől délkeletre helyezkedik el, LDN 1689-nek van jelölve. Északkelet felé orientált LDN 1712 szál kapcsolódik hozzá. Mindezek a sötét szálak két nyilvánvaló párhuzamos áramot alkotnak, amelyeket a B44 és B45 rövidítések is jeleznek, amelyek a délkeleti és az északkeleti rövidítéseket jelölik. A ködkomplexum gázának és porának közvetlen felmelegedéséért a B spektrális osztályú csillagok , vagyis a nagy tömegű kék csillagok a felhőben találhatók, míg a legnyugatibb régiókat a a HD 147889, a hetedik nagyságú csillag hatása ρ Ophiuchitól délre. Összességében a ködös komplexum tömege 3000 M ☉ , amelynek több mint a fele az LDN 1688 felhőjében koncentrálódik.
A csillagképződés a Rho Ophiuchi felhőn belül mind a legbelső, mind a periférikus régiókban aktív, különösen a ködkomplexum keleti oldaláig tartó hosszú szálakban.
Az évek során felmérték az LDN 1688 régiót a feltörekvő és nagyon fiatal csillagok és csillagrendszerek azonosítására és katalogizálására. Ezeket a vizsgálatokat mind a közeli, mind a középső , mind a távoli infravörös , valamint a röntgen- és mikrohullámú mezőkben elvégezték a felhőben lévő sűrű gázok által elrejtett sugárforrások felderítésére.
A közeli infravörös tartományban elsősorban a T Tauri csillagokat azonosították, amelyekben a több rendszer százalékos aránya nagyobbnak tűnik, mint a fő szekvencia csillagainak szokásos populációiban , de nem különösebben következetesen. A Infrared Space Observatory (ISO) és a Spitzer Tér Telescope , térképek a régió közép- és távoli infravörös kaptunk. Az ISO-megfigyelések elemzésével 425 forrást fedeztek fel. Ezek közül 16 egybeesik a fiatal I. osztályú csillagtárgyakkal ( protosztárokkal ), 92 pedig a II. Osztályú csillagokkal, amelyek fénysugara nagyobb, mint 0,03 L ☉ . Ezekhez hozzáadódik 14 lapos spektrumú forrás, vagyis az I. és a II. Osztály közötti köztes fázisban. Az egyesület tagjai közül 119 jelzi az infravörös sugárzás feleslegét , ami annak a nyilvánvaló homályosságnak a jele, amelyet az őket körülvevő gáz okoz. Az összes azonosított T Tauri csillag száma 200-nak felel meg, ebből 123-at sűrű körüli korong , 77-et pedig szétszórtabb lemezek vesznek körül.
A Spitzerrel a felhő körüli 14,4 négyzetfokkal körülvett területen végzett vizsgálatok a fő diagram előtti szekvencia 323 lehetséges csillagát fedezték fel infravörös sugárzás feleslegével, a HR diagram alapján . Ezek közül 161 az LDN 1688-ban, 27 a szomszédos LDN 1689 felhőben és 13 az LDN 1709 szélső felhőben található, szintén szerepel a tanulmányban. Ezek a források nagyrészt egybeesnek (kb. 84%) az I. osztályú protosztárokkal.A felhőből származó protosztárok átlagos életkora körülbelül 300 000 év, csaknem 20 000-szer kevesebb, mint a Napé , amely 5 milliárd év. Még mindig Spitzer- eszközök alkalmazásával , a Ta Tauri csillagok szilikát- és policiklusos aromás szénhidrogén- kibocsátásait vizsgálták az LDN 1688 és az LDN 1689 felhőkben. Ez utóbbi vegyületek kibocsátása viszonylag ritka, és néhány vizsgált csillag spektrumában megfigyelhető volt, mint például a WL 16, Ae / Be csillag a Herbig-ből és az SR 21 . Ez utóbbi különösen egy pormentes belső lemezt mutat, amely jelezheti a folyamatban lévő bolygóképződés jelenségeit .
A Rho Ophiuchi felhő sűrű magjainak röntgenképes megfigyelését a megfigyelési technikák ezen hullámhosszakon történő továbbfejlesztését követően végeztük el. 201 fiatal csillagot észleltek röntgensugarakkal a felhőben, és sokakat azonosítottak az infravörösben is. Ezeknek a csillagoknak a nagy része az A, E és F. magokban helyezkedik el. A röntgensugárzás funkciója , mintegy 130 pc (~ 424 al ) távolságot figyelembe véve , összehasonlítható az Orion klaszterének csillagaiéval köd . Furcsa módon a röntgensugárzást kibocsátó fiatal csillagtárgyak folyamatosan és felváltva villognak, olyannyira, hogy egyfajta röntgen " karácsonyfának " nevezik őket . Ezt a hatást egyes hipotézisek szerint az okozhatja: plazmájuk felmelegedését, amelyet mágneses mezőjük blokkol , amint azt ezen tárgyak változó és nagyon erős spektruma sugallja. A plazma melegítésének mechanizmusát, valamint geometriai alakját azonban továbbra is vizsgálják. Egyes modellek nagy mágneses gyűrűk és mérsékelt mágneses mező létezését jósolják.
A felhő sűrűbb területein megfigyelt számos gázsugár jelzi a csillagképződés jelenségeinek jelenlétét korai szakaszában. A felhőkben lévő gázok nagyon nagy sűrűsége azonban akadályt jelent ezen jelenségek megfigyelésében, olyannyira, hogy az 1990-es évek elejéig csak a legnevezetesebb Herbig-Haro objektumok voltak ismertek, manapság HH 79 és HH néven. 224. Ezekhez hozzáadódik harminc másik, amelyek azonban a felhő szélén vannak, amelynek a legkisebb a kihalása ; ez gyakran nehézségekbe ütközik a gázaik gerjesztéséért felelős csillagok azonosításában. A gyakran vízalapú maszerek jelenléte azt mutatja, hogy az alkotó fiatal csillagok egy része tömeges veszteséget szenved.
A szintén a közelben található LDN 1689-et több hullámhosszúságú doménben tanulmányozták és feltérképezték . Alacsony sűrűsége miatt azonban a csillagképződés jelenségei ott sokkal kevésbé aktívak. Alacsony sűrűségük miatt a Rho Ophiuchi felhőtől keletre húzódó hosszú ködös áramlatok a csillagképződés jelenségeinek szinte teljes hiányát mutatják, míg a két fő felhővel való kapcsolódási ponton aktívabbak.
Az LDN felhőjében 1689 található az égen a legtöbbet vizsgált infravörös forrás, IRAS 16293-2422 néven. Ez a forrás, amely egy nagyon fiatal, bináris 0 osztályú protosztár, egy sűrű gázmaghoz kapcsolódik, amely két fő testből áll, amelyeket A és B betűk jelölnek, és körülbelül 5,2 ívmásodperc választ el egymástól (vagy 900 csillagászati egység ( au) kb. 175 pc (~ 571 al ) távolságot figyelembe véve . A két komponensnek különböző tulajdonságai vannak: az A komponens (más néven I16293A), a legdélibb, a legerősebb emissziós vonalakkal rendelkezik, és egy vízmaszkhoz kapcsolódik. A B komponens (I16293B), gyengébb, kompakt emissziót mutat és rétegzett porlemezzel rendelkezik, amely protoplanetáris lemez lehet . Az A forrás két komponensből áll, amelyeket 0,64 ívmásodperc választ el és Aa és Ab nevet viseli. A rendszer kettős sugárzatot állít elő, magas CO-kibocsátással ; az első, északkelet-délnyugati irányú sugárzást az A komponens generálja, míg a második kelet-nyugati irányú sugár a B komponensből származik.
Az optikai spektroszkópiának köszönhetően sikerült meghatározni a felhőhöz kapcsolódó mintegy 140 csillagkomponens spektrális típusát. Ezeknek a tanulmányoknak az eredményeként úgy tűnt, hogy az ott jelenlévő főszekvencia előtti csillagok többsége rendkívül alacsony tömegű; spektrális típusú M, vörös törpévé válnak . A legrégebbi komponensek a felhő körüli régiókban vannak elrendezve, és átlagos életkoruk megegyezik a Magas Skorpió egyesülethez tartozó alacsony tömegű csillagokéval. A felhő közepe felé helyezett csillagok viszont sokkal alacsonyabb korúak; ez azt jelzi, hogy a legkülső csillagok egyidejűleg alakultak ki a Magas Skorpió egyesületéivel.
Az alacsonyabb tömegű komponensek közül, amelyek M6 vagy későbbi spektrális típusúak , nagyszámú valószínű barna törpe található . Ezeket az alacsony felszíni hőmérsékletű égitesteket az LDN 1688 felhő legbelső és legsűrűbb régióinak átfogó infravörös felmérésével azonosítottuk, és ezeknek a csillagoknak szinte mindegyikét infravörös spektroszkópiával fedezték fel . Legtöbbjük jelentős felesleget mutat a közeli és közepes infravörös sugárzásban, ami jelzi a körüli korong jelenlétét. A masszívabb barna törpék közül azonban optikai spektroszkópiával hatat lehetett azonosítani. Ezek közül három, a GY 5, a GY 37 és a GY 204, éppen a hidrogén magfúziójának kiváltásához szükséges tömeghatár alatt lenne , míg a többi, a GY 3, a GY 264 és a CRBR 46 még kevésbé masszív. Ezen csillagok között van az első barna törpe, amelyet egy csillagképződési régióban fedeztek fel, Rho Oph J162349.8-242601 néven. Egyes tanulmányok szerint, amelyek hidrogénemissziós vonalaikat vizsgálják, a Rho Ophiuchi felhőhöz tartozó barna törpék nagyobb mértékű felhalmozódást mutatnak, mint a csillagképződés más régióiban található hasonló tárgyak.
Különösen összetett a galaktikus környezet, amelyben a Rho Ophiuchi felhő található. Az Orion karjának belső szélén helyezkedik el , így a Földről nézve a Tejút izzó irányába mutat . Ezért fizikailag teljesen el van választva a többi, a közelben látható ködtől, amelyek sokkal nagyobb távolságban vannak, mint a Lagúna-köd és a Sas-köd . A Rho Ophiuchi felhő viszont egy hatalmas felhő- és csillagegyesülés-rendszer legészakibb vége, amely vizuálisan a Tejútrendszer teljes déli ága mentén húzódik. Néhány tíz parszek, kissé magasabb galaktikus szélességen, a High-Scorpion alcsoport található, amely a Scorpio-Centaur társulás legkeletibb végét képezi .
Más sötét felhők kapcsolódnak ehhez az asszociációhoz, például a Farkasfelhő , egy sűrű és sötét köd, amelyben kis és közepes tömegű csillagok képződnek. A dinamikus modellek szerint a Farkas felhőfolyamatait a szupernóva- robbanások okozta lökéshullámok váltották ki az egyesület keleti részén (vagyis a Felsősorpióban).
Ugyanezen modellek szerint ezek a lökéshullámok felelősek a csillagképződési jelenségek kiváltásáért magában a Rho Ophiuchi felhőben is. Körülbelül egymillió évvel ezelőtt a lökéshullámok összenyomták volna a felhő gázait, ami több ponton összeomlott volna, és így generálta volna az első csillagokat.
Körülbelül 130 pc (∼424 al ) távolságra van a Naprendszertől a Pipe Nebula , egy fiatal molekuláris felhő, amely ugyanabban a régióban van, mint a Rho Ophiuchi felhő, néhány tucat parsec tőle; ebben a felhőben a csillagképződési jelenségek nagyon korlátozottak és a B 59 régióra korlátozódnak, a felhő ρ Ophiuchihoz legközelebb eső szakaszára. Ugyanazon a távolságon, de más galaktikus szélességen helyezkedik el a Déli Koronafelhő is , egy kis ködös komplexum, amelyben a kis, közepes és nagy tömegű csillagok képződnek, egészen a B osztályú csillagokig. ( Kék-fehér csillagok főszekvenciája és Herbig Be). Az R CrA és a T CrA nagyon fiatal változók társulnak ehhez a régióhoz. A galaktikus síkban elfoglalt eltérő helyzete miatt ez a felhő a korábbiaktól eltérően nem található sem a gouldi övben, sem a Lindblad gyűrűben , de az I hurok buborékjának része .