Westerhout 40

Westerhout 40
Blou: X-straal (Chandra ACIS); groen: 5,8 µm (Spitzer); rooi: 8,0 µm (Spitzer)
Blou: X-straal (Chandra ACIS); groen: 5,8 µm (Spitzer); rooi: 8,0 µm (Spitzer)
Soort stelsel H II-gebied
Sterrebeeld Slang
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Regte klimming 18h 31m 29s
Deklinasie -02° 05.4′
Besonderhede
Afstand (ligjaar) 1 600[1][2][3]
Ouderdom (jaar) 0,8–1,5 miljoen[4]
Skynbare grootte  8 boogminute
Ander name W 40, Sh2-64, RCW 174, "Aquila"-stervormingsgebied[5]
Portaal  Portaalicoon   Sterrekunde

Westerhout 40 is ’n stervormende gebied in die Melkweg, in die sterrebeeld Slang se Serpens Cauda-deel. Op ’n afstand van 1 600 ligjare is dit een van die naaste streke aan die Sonnestelsel wat Klas O- en Klas B-tipe sterre vorm. Dit word egter grootliks verberg deur sy enorme molekulêre wolk en kan nie maklik in sigbare golflengtes van lig waargeneem word nie.[2][6] Die geïoniseerde gas van die OB-sterre met hul groot massa het ’n H II-gebied geskep[7] met ’n uurglasvorm.[8]

Eienskappe

[wysig | wysig bron]

Soos alle stervormende gebiede bestaan Westerhout 40 uit verskillende komponente: die swerm nuwe sterre en die gasagtige materiaal waaruit hierdie sterre gevorm word (die interstellêre medium).

Die meeste van die gas is in die vorm van molekulêre wolke – die koudste en digste stadium van die interstellêre medium wat hoofsaaklik uit molekulêre waterstof (H2) bestaan.

Sterreswerm

[wysig | wysig bron]

’n Oop swerm van jong sterre lê in die middel van die H II-gebied; dit bevat sowat 520 sterre.[2][9] Dié in die middel van die sterreswerm is omtrent 0,8 miljoen jaar oud, terwyl dié aan die buitekant effens ouer is: omtrent 1,5 miljoen jaar.[4] Die swerm is rofweg sferies simmetries, met die swaarder sterre nader aan die middel.[2]

Die wolk word geïoniseer deur verskeie Klas O- en Klas B-sterre.[3] Naby-infrarooi-spektroskopie het een laat O-tipe ster (IRS 1A Suid) en drie vroeë B-tipe sterre (IRS 2B, IRS 3A en IRS 5) geïdentifiseer. Daarby is IRS 1A Noord en IRS 2A Herbig Ae/Be-sterre.[1] Radio-uitstralings van verskeie van die sterre is waargeneem en kan ’n aanduiding wees van ultra-kompakte H II-gebiede.[10]

Oortollige lig in die infrarooi dui daarop dat ’n aantal sterre in die swerm ringe omhet, wat besig kan wees om planete te vorm.[2] Nege Klas 0-protosterre in die suidelike deel van die Slang is waargeneem asook drie Klas 0-protosterre in W 40,[11] wat die mening steun dat die gebied baie jonk is en aktief sterre vorm.

Interstellêre medium

[wysig | wysig bron]
Die kern van die molkulêre wolk soos gesien deur Herschel/SPIRE by 500 µm. Die wit sirkels is is jong sterre wat deur die Chandra-X-straalsterrewag waargeneem is.[12][13]

W 40 lê in ’n molekulêre wolk met ’n geraamde massa van 1×104 M☉ (sonmassas).[8] Die kern van die wolk het die vorm van ’n skaapwagter se staf en vorm tans nuwe sterre.[11][14] Die swerm van OB- en pre-hoofreekssterre lê net oos van die kromming in hierdie filament. Danksy die meting van radiolig wat deur koolstofmonoksied geskep word, is die massa van die kern geraam op 200–300 M☉. Daar is ’n swak, bipolêre uitvloei van gas uit die kern wat waarskynlik van ’n jong stervoorwerp afkomstig is.[15]

Galery

[wysig | wysig bron]
  • Die Spitzer-ruimteteleskoop se mosaïekbeeld van W 40.[16]
    Die Spitzer-ruimteteleskoop se mosaïekbeeld van W 40.[16]
  • ’n Nabyskoot van ’n infrarooiwolk in die Spitzer-beeld.
    ’n Nabyskoot van ’n infrarooiwolk in die Spitzer-beeld.
  • ’n X-straalbeeld van die W 40-sterreswerm.[2]
    ’n X-straalbeeld van die W 40-sterreswerm.[2]
  • W 40 en sy omgewing soos gesien deur die Herschel-ruimtesterrewag.[5]
    W 40 en sy omgewing soos gesien deur die Herschel-ruimtesterrewag.[5]
  • ’n Optiese beeld van W 40 van die Mount Lemmon SkyCenter.[17]
    ’n Optiese beeld van W 40 van die Mount Lemmon SkyCenter.[17]

Sien ook

[wysig | wysig bron]

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ 1,0 1,1 Shuping, R. Y.; et al. (2012). "Spectral Classification of the Brightest Objects in the Galactic Star-forming Region W40". Astronomical Journal. 144 (4): 116. Bibcode:2012AJ....144..116S. doi:10.1088/0004-6256/144/4/116.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Kuhn, M. A.; et al. (2010). "A Chandra Observation of the Obscured Star-forming Complex W40". Astrophysical Journal. 725 (2): 2485–2506. Bibcode:2010ApJ...725.2485K. doi:10.1088/0004-637X/725/2/2485.
  3. ↑ 3,0 3,1 Smith, J.; et al. (1985). "Infrared sources and excitation of the W40 complex". Astrophysical Journal. 291: 571–580. Bibcode:1985ApJ...291..571S. doi:10.1086/163097.
  4. ↑ 4,0 4,1 Getman, K. V.; et al. (2014). "Age Gradients in the Stellar Populations of Massive Star Forming Regions Based on a New Stellar Chronometer". Astrophysical Journal. 787 (2): 108. Bibcode:2014ApJ...787..108G. doi:10.1088/0004-637X/787/2/108.
  5. ↑ 5,0 5,1 André, Ph.; et al. (2010). "From filamentary clouds to prestellar cores to the stellar IMF: Initial highlights from the Herschel Gould Belt Survey". Astronomy & Astrophysics. 518: 102. Bibcode:2010A&A...518L.102A. doi:10.1051/0004-6361/201014666.
  6. ↑ "NASA'S SOFIA Airborne Observatory Views Star Forming Region W40". Persberig. Nov 21, 2011. http://www.nasa.gov/mission_pages/SOFIA/11-36.html#.VPygoikmf8E. Besoek op Mar 8, 2015. 
  7. ↑ Vallee, J. P. (1987). "The warm C II region between the hot ionized region S 64 = W 40 and the cold molecular cloud G 28.74 + 3.52". Astronomy & Astrophysics. 178: 237. Bibcode:1987A&A...178..237V.
  8. ↑ 8,0 8,1 Rodney, S. A.; Reipurth, B. (2008). "The W40 Cloud Complex". In Reipurth, B. (red.). Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. Vol. 5. p. 43. ISBN 978-1-58381-670-7.
  9. ↑ Kuhn, M. A.; Getman, K. V.; Feigelson, E. D. (2015). "The Spatial Structure of Young Stellar Clusters. II. Total Young Stellar Populations". Astrophysical Journal. 802: 60. arXiv:1501.05300. Bibcode:2015ApJ...802...60K. doi:10.1088/0004-637X/802/1/60.
  10. ↑ Rodríguez, L. F.; et al. (2011). "A Cluster of Compact Radio Sources in W40". Astronomical Journal. 140 (4): 968–972. Bibcode:2010AJ....140..968R. doi:10.1088/0004-6256/140/4/968.
  11. ↑ 11,0 11,1 Maury, A. J.; et al. (2011). "The formation of active protoclusters in the Aquila rift: a millimeter continuum view". Astronomy & Astrophysics. 535: 77. Bibcode:2011A&A...535A..77M. doi:10.1051/0004-6361/201117132.
  12. ↑ Feigelson, E. D.; et al. (2013). "Overview of the Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-Ray (MYStIX) Project". Astrophysical Journal Supplement. 209 (2): 26. Bibcode:2013ApJS..209...26F. doi:10.1088/0067-0049/209/2/26.
  13. ↑ Broos, P. S.; et al. (2013). "Identifying Young Stars in Massive Star-forming Regions for the MYStIX Project". Astrophysical Journal Supplement. 209 (2): 32. Bibcode:2013ApJS..209...32B. doi:10.1088/0067-0049/209/2/32.
  14. ↑ Pirogov, L. (2013). "Molecular line and continuum study of the W40 cloud". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436 (4): 3186–3199. Bibcode:2013MNRAS.436.3186P. doi:10.1093/mnras/stt1802.
  15. ↑ Zhu, L.; et al. (2006). "A Study of the Molecular Cloud S64 with Multiple Lines of CO Isotopes". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (1): 61–68. Bibcode:2006ChJAA...6...61Z. doi:10.1088/1009-9271/6/1/007.
  16. ↑ Povich, M. S.; et al. (2013). "The MYStIX Infrared-Excess Source Catalog". Astrophysical Journal Supplement. 209 (2): 31. Bibcode:2013ApJS..209...31P. doi:10.1088/0067-0049/209/2/31.
  17. ↑ Block, A. (2013). "SH2-64". www.caelumobservatory.com (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 November 2019. Besoek op 26 September 2015.

Eksterne skakels

[wysig | wysig bron]