Grzbiet Molekularny Vela

Grzbiet Molekularny Vela
Ngc2626atlas.jpg
NGC 2626 , jeden z najjaśniejszych obszarów gwiazdotwórczych w VMR.
Rodzaj obiektu Gigantyczna chmura molekularnaEdit this on Wikidata
Inne oznaczenia VMR

Dane obserwacyjne ( Epoka J2000 )
Konstelacja Vela Edit this on Wikidata
08:00 53:00 _ _
Deklinacja −45° 00′
Dystans 2300-6500 / 700-2000
W świetle widzialnym (V)
Rozmiar
 8°
[ edytuj na Wikidanych ]

Vela Molecular Ridge to kompleks obłoków molekularnych w konstelacjach Vela i Puppis . Obserwacje tego regionu za pomocą radia 12 CO wykazały, że grzbiet składa się z kilku chmur, z których każda ma masę 100 000–1 000 000 M ☉ . Ten kompleks chmur leży na niebie w kierunku Mgławicy Guma (na pierwszym planie) i ramienia spiralnego Carina-Sagittarius (tło). Najważniejsze chmury w regionie oznaczone są literami A, B, C i D i w rzeczywistości należą do dwóch różnych kompleksów: chmury A, C i D znajdują się w średniej odległości około 700-1000 parseków ( 2300 -3300 lat świetlnych ) i są powiązane z asocjacją OB Vela R2, podczas gdy chmura B znajduje się w większej odległości, do 2000 parseków (6500 lat świetlnych) i jest fizycznie połączona z rozszerzoną asocjacją Vela OB1.

Część gazu w obłokach jest jonizowana przez promieniowanie ultrafioletowe niektórych z najbardziej masywnych gwiazd związanych z kompleksem, stanowiących rozległe obszary H II , takie jak Gum 14 (RCW 27) i Gum 20 ( RCW 36 ). Aktywność gwiazdotwórczą potwierdza odkrycie kilku asocjacji gwiazd typu T Tauri , szczególnie w obłoku VMR D, a także obecność kilku gromad otwartych mocno przesłoniętych i głęboko zanurzonych w gazie, które można obserwować w podczerwieni .

Najjaśniejsze i najcieplejsze gwiazdy zespołu Vela R2 oświetlają niektóre włókna gazu, które świecą niebieskawym światłem, typowym dla mgławic refleksyjnych . Wśród nich jest dobrze znana NGC 2626 , która należy do obłoku VMR D i zawiera kilka gwiazd emitujących Hα oraz słynny obiekt Herbiga-Haro HH 132.

Obserwacja

Mapa Grzbietu Molekularnego Vela.

Grzbiet Molekularny Vela pojawia się jako sekwencja jasnych i ciemnych mgławic, położonych po północno-zachodniej stronie Vela . Główna sekwencja tworzących ją mgławic znajduje się kilka stopni na północny zachód od gwiazdy Lambda Velorum , podczas gdy niektóre ciemne rozgałęzienia rozciągają się również na południe od niej, docierając do centralnych obszarów konstelacji. Składniki mgławicowe systemu nie są widoczne gołym okiem ani za pomocą instrumentów amatorskich, ponieważ są one zwykle bardzo słabe. Jedynym łatwo rozpoznawalnym obłokiem jest NGC 2626 , mgławica refleksyjna położony w najbardziej wysuniętej na zachód części kompleksu; można go wykryć za pomocą przyrządów o średniej mocy wyposażonych w filtry. Składniki gwiezdne są jednak częściowo widoczne gołym okiem i łączą się, tworząc bogate pole gwiazdowe, charakterystyczne dla północno-zachodniej części Vela; w szczególności obszar nieba widoczny między Lambda Velorum a Gamma Velorum jest zajęty przez gwiezdne stowarzyszenie Vela OB1 , fizycznie połączone z Vela Molecular Ridge.

Kompleks ten położony jest na południowym nachyleniu, między -40° a -50°; oznacza to, że obserwacja regionu z półkuli północnej jest bardzo trudna. Z szerokości geograficznych odpowiadających Europie Środkowej właściwie nigdy nie widać, natomiast na 40° szerokości geograficznej północnej, która przebiega przez Morze Śródziemne i środkową część Stanów Zjednoczonych Ameryki , widoczność jest utrudniona przez niskie wzniesienie nad południowym horyzontem . Natomiast na tropikalnej półkuli północnej widoczność jest dobra, natomiast optymalna z całego półkula południowa .

Najlepszy czas na obserwację kompleksu przypada na okres od grudnia do kwietnia; z południowej półkuli konstelacja Vela wraz z innymi członkami konstelacji Argo dominuje na letnim niebie wraz z jasnymi gwiazdami Syriuszem i Kanopusem .

Środowisko galaktyczne

Mapa regionu galaktycznego Vela Molecular Ridge.

Droga Mleczna w kierunku Grzbietu Molekularnego Vela przedstawia nakładanie się obiektów i struktur, wszystkie z grubsza wyrównane z płaszczyzną galaktyki ; tego rodzaju sytuacje mogą utrudniać obserwację dużych obszarów mgławicowych z powodu zakłóceń spowodowanych silnym promieniowaniem tła. Dominującym obiektem w tym kierunku jest duża Mgławica Guma , która rozciąga się na około 30°, zajmując południową część konstelacji Rufy ; jest to duża bańka rozszerzająca się, prawdopodobnie wygenerowana przez wybuch jednej lub więcej supernowych , z których jeden mógł pierwotnie być fizycznym towarzyszem gwiazdy Naos (zwanej także Zeta Puppis ). Odległość od Słońca do tej chmury wynosi około 450 parseków. Nałożone na to i chmury Vela Molecular Ridge można zaobserwować słabe pasma słynnej pozostałości supernowej Vela (nazywanej również Gum 16), pozostałości po supernowej znajdującej się około 300 parseków od Słońca i umieszczonej na pierwszym planie względem do samej Mgławicy Guma.

Za tą mgławicą, w odległości od 700 do 1000 parseków od Słońca, znajduje się kompleks Vela Molecular Ridge; znajduje się na wewnętrznej krawędzi Ramiona Oriona , w jednej linii z Mgławicą Guma. W odległości około 500 parseków od centralnych chmur kompleksu znajduje się asocjacja Cr 121, widoczna w kierunku Wielkiego Psa . To powiązanie jest fizycznie połączone z Canis Major OB1, rozszerzonym powiązaniem OB pochodzącym z regionu, w którym znajduje się chmura znana jako Mgławica Mewa . Cr 121 jest powiązany z gigantycznym rozszerzającym się superbąblem , nazwana GSH 238+00+09, prawdopodobnie powstała w wyniku eksplozji co najmniej trzydziestu supernowych znajdujących się dokładnie wewnątrz tej asocjacji; wygenerowana potężna fala uderzeniowa miałaby wpływ na niektóre otaczające regiony znajdujące się w promieniu 500 parseków od niej, takie jak Mgławica Guma , gigantyczny obłok molekularny Monoceros R2 i kompleks Oriona .

Najbardziej oddalone regiony Vela Molecular Ridge znajdują się w odległości około 1800-2000 parseków od Słońca i obejmują chmury zwane VMR B i Gum 21; środowisko galaktyczne jest takie samo, w którym znajduje się pozostałość po supernowej Puppis A. W odległości 1500 parseków od Słońca, na zewnętrznej krawędzi Ramiona Oriona, można znaleźć duży obszar Sh2-310 , w którym uformowała się masywna gromada otwarta NGC 2362 .

Struktura

NGC 2626 , jedna z najjaśniejszych mgławic kompleksu.

Grzbiet Molekularny Vela to mgławicowy kompleks składający się z kilku gigantycznych obłoków molekularnych , ułożonych w rodzaj konkatenacji zorientowanej na północny zachód-południowy wschód. Nazwę kompleksu nadano w badaniu z 1991 r., W którym przeanalizowano emisje CO ; struktura ta wydaje się być podzielona na cztery główne regiony ( chmury ), oznaczone literami A, B, C i D. Chmury te, z wyjątkiem B, mają masę około 300 000 M ⊙ i znajdują się w odległości około 700-1000 parseków. Obłok B ma masę około miliona M ⊙ i pomimo tego, że najwyraźniej jest częścią konkatenacji, znajduje się w znacznie większej odległości, około 2000 parseków, i prawdopodobnie jest częścią innego kompleksu i jest niezależny od pozostałych trzech chmur.

Dwie najjaśniejsze i łatwiejsze do zaobserwowania struktury to VMR C i VMR D, najbardziej wysunięta na zachód część Grzbietu Molekularnego Vela, widoczna nieco na północ od cienkiego włókna pozostałości po supernowej w Żaglu . W obrębie tych gigantycznych obłoków molekularnych zidentyfikowano 27 mniejszych obłoków poprzez badania emisji C 18 O, z których najbardziej masywny, w kierunku VMR C, ma masę równą 44 000 M ⊙ , a mniejszy w zakresie od 100 do 1000 M ⊙ . Każdy z tych obłoków zawiera w swoim rdzeniu pewne źródła podczerwieni, które wszystkie są zbieżne z protogwiazdami . Spośród obserwowanych źródeł 32 znajduje się w tych mniejszych obłokach, podczas gdy 45 wydaje się rozproszonych poza nimi, co wskazuje, że źródła te są bardziej skoncentrowane w małych skupiskach mgławicowych, gdzie zachodzi większość procesu formowania się gwiazd w kompleksie.

Cztery główne obłoki Vela Molecular Ridge są powiązane z około dwudziestoma młodymi gromadami otwartymi, z których co najmniej 14 należy do kompleksu położonego na 700 parsekach (A, C i D): wśród nich znajduje się dobrze znana gromada NGC 2547 , składający się z około 700 gwiazd, z których niektóre są bardzo młode, oraz Cr 197, który jest widoczny w kierunku chmury VMR D i składa się z 25 bardzo młodych gwiazd. Najjaśniejszy mgławicowy składnik kompleksu ACD jest skatalogowany jako Gum 14 ( RCW 27), wewnątrz którego znajduje się sama NGC 2626 i Gum 15 (RCW 32); pojawia się pierwszy, powiązany w szczególności z chmurą VMR D zjonizowany przez niebieskiego olbrzyma HD 73882 , który jest częścią młodej asocjacji znanej jako Ru 64, [ potrzebne źródło ] oprócz HD 73285 i HD 73500, obie należące do klasy widmowej B i fizycznie spokrewnione z asocjacją. Z drugiej strony guma 15 jest jonizowana przez składniki gromady Cr 197, aw szczególności przez niebieską gwiazdę HD 74804. Razem tworzą one obszar gwiazdotwórczy oznaczony skrótem SFR 265.00-2.00. Inne badania sugerują jednak, że dla Gum 15 odległość wynosi zaledwie 424 parseków.

Chmura VMR B, znajdująca się w odległości około 2000 parseków na peryferiach Ramiona Oriona , jest powiązana z asocjacją Vela OB1 i regionami HII Gum 21 i Gum 18 (RCW 35). Gum 21 jest prawdopodobnie częścią rozległej mgławicy w kształcie pierścienia otaczającej gwiazdę Wolfa-Rayeta WR 14, podczas gdy 18 Gum, zjonizowana przez niebieską gwiazdę CD-43 4690, znajduje się w środku asocjacji Vela OB1.

Zdaniem niektórych naukowców sekwencja zjawisk gwiazdotwórczych w obłoku VMR D ma swój początek w zlokalizowanym regionie w południowo-zachodniej części kompleksu, w którym obserwujemy najbardziej masywne składniki i najwcześniejsze klasy widmowe (O i B) oraz niektóre rozproszone chmury molekularne. Region ten znajduje się w korespondencji z południową częścią chmury D i był gospodarzem pierwszych zjawisk generatywnych od 10 do 1 miliona lat temu. Następnie zjawiska, zarówno z powodu ekspansji bańki spowodowanej wiatrem gwiazdowym gorących, młodych gwiazd i prawdopodobnie w wyniku działania promieniowania tych samych gwiazd, rozszerzyła się na rejony Gum 14 i być może Gum 17, gdzie możemy zaobserwować różne populacje gwiazd typu T Tauri . Zjawiska te ostatecznie rozszerzyły się na obłok C, aw szczególności na Gum 20 i asocjację Vela R2, których wiek szacuje się na od kilkuset tysięcy lat do kilku milionów lat.

Zjawiska powstawania gwiazd

Obłoki w Vela Molecular Ridge to miejsca, w których zachodzi intensywny proces gwiazdotwórczy, o czym świadczy obecność źródeł numberus IRAS , których charakterystyka widmowa jest zbliżona do młodych obiektów gwiazdowych , a także obecność niektórych młodych gromad wciąż głęboko owinięty gazem; największa koncentracja tych źródeł znajduje się w chmurze C. Uważa się, że te źródła podczerwieni, szczególnie rozmieszczone w najgęstszych małych obłokach molekularnych w czterech głównych kompleksach, są szczególnie związane z protogwiazdami klasy I , głównie gwiazdami typu T Tauri .

Grzbiet molekularny Vela A

Chmura A Vela Molecular Ridge zajmuje najbardziej wysuniętą na południowy wschód pozycję systemu, na południe od λ Velorum . Spośród źródeł podczerwieni pokrywających się z gwiazdami klasy I, tylko 5 znajduje się w tym obłoku, który zatem wydaje się najmniej aktywny z punktu widzenia formowania się gwiazd. Najbardziej rzucający się w oczy jasny obłok należący do VMR A jest wymieniony jako RCW 41, który ma nieregularny wygląd i zawiera w sobie młodą gromadę [DBS2003] 36, złożoną z 62 masywnych gwiazd typu widmowego B, widocznych w podczerwieni. Głównym źródłem powiązanym z klastrem jest IRAS 09149-4743, również identyfikowane jako źródło radiowe i czasami określane jako powiązane z CO maser : to bardzo gorąca gwiazda klasy widmowej B, która jest również jedną z głównych odpowiedzialnych za jonizację gazu w obłoku. Obiekt ten znajduje się w centralnej części gromady. Do tego dochodzi druga gwiazda, znajdująca się w podgromadzie należącej do tej pierwszej.

Wewnątrz chmury znajduje się również ultrakompaktowy region HII o średnicy 6,5', wewnątrz którego znajduje się maser wodny i metanolowy . Szczególnie ten ostatni jest ważnym wskaźnikiem występowania zjawisk powstawania masywnych gwiazd, będąc obiektem charakterystycznym dla ultrazwartych obłoków gazu zjonizowanego, w których zachodzą tego typu zjawiska.

RCW 41 jest główną częścią obszaru powstawania gwiazd skatalogowanego jako SFR 270,26+0,80 i wskazanego w katalogu Avedisova z 2002 r. inicjałami Avedisova 2224.

Grzbiet molekularny Vela B

Chmura B Vela Molecular Ridge jest strukturą niezależną od innych, zlokalizowaną około 2000 parseków w odległym i peryferyjnym regionie Ramiona Oriona. Zawiera 7 źródeł podczerwieni związanych z obiektami klasy I, z których żadne nie zostało szczegółowo zbadane. Główne jasne chmury, które są częścią tej chmury, są skatalogowane jako Gum 24 i Gum 25 (RCW 39 i RCW 40).

Gum 24 to słabo zbadana mgławica, której odległość oszacowano na około 1700 parseków, tj. zgodnie z asocjacją Vela OB1, ale jest to niepewne do tego stopnia, że ​​inne szacunki umieszczają ją w odległości do 3000 parseków, tj. w strefie pośredniej między najbardziej odległa część Ramiona Perseusza i Carina-Sagittarius , poza końcem Ramiona Oriona . Głównym odpowiedzialnym za jonizację jego gazu byłby niebieski nadolbrzym HD 78344, choć nie ma co do tego pewności. Wśród dowodów formowania się gwiazd w tym obłoku jest obecność masera wodnego zlokalizowanego na południowy wschód od centralnej strefy mgławicy, który wydaje się być powiązany z IRAS 09017-4814, jednym z 7 znanych źródeł promieniowania podczerwonego w obłoku , prawdopodobnie młoda, jasna gwiazda mocno przesłonięta przez otaczający ją pył.

Odległość do Gum 25 (również skatalogowanej jako BBW224) wydaje się być bardziej pewna, ponieważ różni uczeni zgadzają się umieścić ją w odległości około 1800 parseków, w tej samej odległości od VMR B. Głównym źródłem jonizacji jej gazu jest niebieska gwiazda ciągu głównego klasy O9V wpisany jako CD-48 4352, część stowarzyszenia Vela OB1. Wokół chmury znajduje się duża, przypominająca pierścienie struktura pyłu, w której znajdują się gęstsze i jaśniejsze gromady, w których trwa proces zapadania się grawitacyjnego co doprowadzi do powstania nowych gwiazd. Obłok jest także domem dla młodej gromady głęboko zanurzonej w gazie, skatalogowanej pod numerem 251 w katalogu opublikowanym w 2003 roku przez Bica et al.

Grzbiet molekularny Vela C

Obłok C Vela Molecular Ridge jest obserwowany na północ od najbardziej wysuniętej na wschód części Mgławicy Gum, około 1000 parseków dalej w kierunku mgławicy Gum 17 (RCW 33), która jednak może nie być połączona z regionem mgławicy Gum Grzbiet Molekularny Vela. Faza ewolucyjna tej struktury jest nieco młodsza niż pobliska VMR D i wykazuje oznaki niedawnej aktywności gwiazdotwórczej; wewnątrz którego odkryto źródła podczerwieni głęboko zagnieżdżone w gęstych obłokach molekularnych, wykazujące emisję C 18 O. Trzy z nich pokrywają się z taką samą liczbą młodych obiektów gwiazdowych klasy I o masach pośrednich, w zakresie od 2 do 10 M ⊙ ; oprócz 28 prawdopodobnych protogwiazd o średniej i małej masie i pięciu bardzo zwartych młodych gromad zanurzonych w gęstej mgławicy. Gromady te posiadają odpowiednio liczbę od 10 do 350 młodych gwiazd, we wszystkich przypadkach zamkniętych w średnicy zaledwie parseka lub nawet mniejszej.

Grzbiet molekularny Vela D

Zobacz też

  1. ^ a b c „Wynik zapytania Simbada” .
  2. ^ a b c d e f g h   Pettersson, B. (2008). „Młode gwiazdy i chmury pyłu w Puppis i Vela”. W Reipurth, B. (red.). Podręcznik regionów formowania się gwiazd, tom II: Publikacje monografii ASP południowego nieba . Tom. 5. str. 43. Bibcode : 2008hsf2.book...43P . ISBN 978-1-58381-670-7 .
  3. ^ a b Murphy, DC; Maj, J. (1991). „Chmury molekularne w VELA”. Astronomia i Astrofizyka . 247 (1): 202. Bibcode : 1991A&A...247..202M .
  4. ^ a b Murphy, DC; Maj, J. (lipiec 1991). „Chmury molekularne w VELA”. Astronomii i Astrofizyki . 247 : 202–214. Bibcode : 1991A&A...247..202M . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  5. ^ a b c Pettersson, B .; Reipurth, B. (kwiecień 1994). „Młode gwiazdy związane z Grzbietem Molekularnym VELA. I. Chmury VMR C i D, Collinder 197 i VELA R2”. Seria suplementów z astronomii i astrofizyki . 104 : 233–258. Bibcode : 1994A&AS..104..233P . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  6. ^ ab Massi   , F.; Testi, L.; Vanzi, L. (marzec 2006). „IMF i historia formowania się gwiazd w gromadach gwiazd w obłoku Vela D” . Astronomii i Astrofizyki . 448 (3): 1007–1022. arXiv : astro-ph/0511794 . Bibcode : 2006A&A...448.1007M . doi : 10.1051/0004-6361:20053836 . S2CID 14891416 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  7. ^ a b Ogura, Katsuo (grudzień 1990). „Dwa obiekty Herbiga-Haro odkryte za pomocą wąskopasmowych obrazów CCD” . Towarzystwo Astronomiczne Pacyfiku, publikacje . 102 : 1366-1371. Bibcode : 1990PASP..102.1366O . doi : 10.1086/132776 .
  8. ^ Odchylenie do 50 ° S jest równoważne minimalnej odległości kątowej od południowego bieguna niebieskiego wynoszącej 50 °; to znaczy, że na południe od 50°S obiekt wydaje się całkowicie okołobiegunowy, podczas gdy na północ od 50°N obiekt nigdy nie jest widoczny w całości.
  9. ^ abc Liseau , R .; Lorenzetti D.; Nisini, B.; Spinoglio L.; Moneti, A. (listopad 1992). „Powstawanie gwiazd w obłokach molekularnych VELA. I - jasne źródła IRAS klasy I”. Astronomii i Astrofizyki . 265 (2): 577–596. Bibcode : 1992A&A...265..577L . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  10. ^ Reynolds, RJ (czerwiec 1976). „Mgławica GUM - pozostałość starej supernowej zjonizowanej przez Zeta Puppis i Gamma Velorum”. Dziennik astrofizyczny . 206 : 679–684. Bibcode : 1976ApJ...206..679R . doi : 10.1086/154427 .
  11. Bibliografia _ Gaylard, Michael J.; Otrupcek, Robina (sierpień 2001). „Kinematyka regionu mgławicy Gum” . Miesięczne ogłoszenia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego . 325 (3): 1213–1227. Bibcode : 2001MNRAS.325.1213W . doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04558.x . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  12. Bibliografia   _ Naylor, Tim; Jeffries, RD; Devey, CR (grudzień 2003). „O naturze Collindera 121: spostrzeżenia z sekwencji przedgłównej o małej masie”. Miesięczne ogłoszenia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego . 346 (4): 1143–1150. arXiv : astro-ph/0308488 . Bibcode : 2003MNRAS.346.1143B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2003.07160.x . S2CID 16366019 . {{ cytuj czasopismo }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  13. ^   Heiles, Carl (maj 1998). „Skąd lokalny bąbel, guma, Orion? GSH 238 + 00 + 09, pobliski główny superbąbel w kierunku galaktycznej długości geograficznej 238 stopni” . Dziennik astrofizyczny . 498 (2): 689. Bibcode : 1998ApJ...498..689H . doi : 10.1086/305574 . S2CID 121172102 .
  14. ^   Dahm, SE (październik 2005). „Młoda gromada NGC 2362” . Dziennik astronomiczny . 130 (4): 1805–1828. Bibcode : 2005AJ....130.1805D . doi : 10.1086/433178 . S2CID 122163901 .
  15. ^ a b c d e Yamaguchi, Nobuyuki; Mizuno, Norikazu; Saito, Hiro; Matsunaga, Ken'ichi; Mizuno, Akira; Ogawa, Hideo; Fukui, Yasuo (grudzień 1999). „Badanie gęstego gazu molekularnego i formowania się gwiazd w kierunku grzbietu molekularnego Vela za pomocą NANTEN” . Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Japonii . 51 (6): 775–790. Bibcode : 1999PASJ...51..775Y . doi : 10.1093/pasj/51.6.775 . {{ cytuj czasopismo }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  16. ^ ab Dutra   , CM; Bica, E.; Soares, J.; Barbuy, B. (marzec 2003). „Nowe gromady gwiazd w podczerwieni w południowej Drodze Mlecznej z 2MASS” . Astronomii i Astrofizyki . 400 (2): 533–540. arXiv : astro-ph/0301221 . Bibcode : 2003A&A...400..533D . doi : 10.1051/0004-6361:20030005 . S2CID 828140 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  17. ^   Mueller, Kaisa E.; Graham, John A. (listopad 2000). „Młode gwiazdy związane z mgławicą refleksyjną NGC 2626”. Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku . 112 (777): 1426-1432. Bibcode : 2000PASP..112.1426M . doi : 10.1086/317705 . S2CID 121268925 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  18. ^ a b   Avedisova, VS (marzec 2002). „Katalog regionów gwiazdotwórczych w galaktyce”. Raporty astronomiczne . 46 (3): 193–205. Bibcode : 2002ARep...46..193A . doi : 10.1134/1.1463097 . S2CID 120609169 .
  19. Bibliografia _ Walter, FM; Wolk, SJ (grudzień 2000). „Formacja gwiazd o małej masie wokół kompleksu CG30/31/38 i RCW33 w Mgławicy Guma”. Amerykańskie Towarzystwo Astronomiczne . 32 : 1412. Bibcode : 2000AAS...197.1002K . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  20. Bibliografia _ Yocum, DR; Garcia-Segura, G.; Chu, Y.-H. (listopad 1994). „Przegląd mgławic wokół galaktycznych gwiazd wilczych promieni na południowym niebie, 2” . Seria suplementów do czasopism astrofizycznych . 95 (1): 151–155. Bibcode : 1994ApJS...95..151M . doi : 10.1086/192097 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  21. ^ a b Avedisova, VS; Palous, Jan (luty 1989). „Kinematyka regionów formowania się gwiazd”. Instytuty Astronomiczne Czechosłowacji, Biuletyn . 40 (1): 42–52. Bibcode : 1989BAICz..40...42A . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  22. Bibliografia   _ Massi, F.; Strafella, F.; De Luca, M.; Giannini, T.; Lorenzetti D.; Nisini, B.; Campeggio, L.; Maiolo, BMT (styczeń 2007). „Mapowanie emisji molekularnej w Vela Molecular Ridge Cloud D” . Dziennik astrofizyczny . 655 (1): 316–331. arXiv : astro-ph/0610083 . Bibcode : 2007ApJ...655..316E . doi : 10.1086/509801 . S2CID 119000613 . {{ cytuj czasopismo }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  23. ^ Chmura Gum 17 według niektórych badań nie byłaby częścią Vela Molecular Ridge, patrz rozdział dotyczący Vela Molecular Ridge C.
  24. ^ ab Herbst , W. (wrzesień 1975). „Związki R IV. Vela R2, młoda gwiezdna grupa”. Dziennik astronomiczny . 80 : 683-688, 751-752. Bibcode : 1975AJ.....80..683H . doi : 10.1086/111798 .
  25. Bibliografia _ Marka, J. (grudzień 1989). „Źródła IRAS poza kręgiem słonecznym. I - obserwacje CO”. Seria suplementów z astronomii i astrofizyki . 80 (2): 149–187. Bibcode : 1989A&AS...80..149W . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  26. Bibliografia _ Roman-Lopes, A.; Abraham, Z. (styczeń 2007). „Młoda gromada gwiazd związana z IRAS 09149-4743” . Astronomii i Astrofizyki . 461 (3): 949–955. Bibcode : 2007A&A...461..949O . doi : 10.1051/0004-6361:20054507 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  27. Bibliografia _ Hyland, AR; Robinson, G.; Burton, MG (październik 1997). „Badania ultrakompaktowych regionów HII - I. Badanie maserowe metanolu źródeł wybranych przez IRAS” . Miesięczne ogłoszenia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego . 291 (2): 261–278. Bibcode : 1997MNRAS.291..261W . doi : 10.1093/mnras/291.2.261 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  28. ^ Petterson umieszcza go w powiązaniu z VMR B, podczas gdy szacunki Copettiego wskazują na 3000 parseków, patrz Copetti, MVF (listopad 2000). „Zintegrowana fotometria galaktycznych regionów H II” . Seria suplementów z astronomii i astrofizyki . 147 : 93–97. Bibcode : 2000A&AS..147...93C . doi : 10.1051/aas:2000291 .
  29. ^ Braz, MA; Epchtein, N. (lipiec 1982). „Nowe obiekty w podczerwieni w kierunku południowych maserów typu I OH i H2O”. Astronomii i Astrofizyki . 111 (1): 91–96. Bibcode : 1982A&A...111...91B . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  30. ^ Marka, J.; Blitz, L. (sierpień 1993). „Pole prędkości zewnętrznej galaktyki”. Astronomii i Astrofizyki . 275 (1): 67. Bibcode : 1993A&A...275...67B . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  31. ^ Avedisova, VS; Kondratenko, GI (1984). „Ekscytujące gwiazdy i odległości mgławicy rozproszonej”. Nauchnye Informatsii . 56 : 59. Bibcode : 1984NInfo..56...59A . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  32. Bibliografia   _ Zavagno, A.; Caplan, J. (kwiecień 2005). „Wyzwolone formowanie się masywnych gwiazd na granicach regionów Galactic H II. I. Poszukiwanie kandydatów do zbierania i kolapsu ”. Astronomii i Astrofizyki . 433 (2): 565–577. arXiv : astro-ph/0412602 . Bibcode : 2005A&A...433..565D . doi : 10.1051/0004-6361:20041946 . S2CID 18428130 . {{ cytuj czasopismo }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  33. Bibliografia   _ Dutra, CM; Barbuy, B. (styczeń 2003). „Katalog gromad gwiazd w podczerwieni i grup gwiazd”. Astronomii i Astrofizyki . 397 : 177–180. arXiv : astro-ph/0210302 . Bibcode : 2003A&A...397..177B . doi : 10.1051/0004-6361:20021479 . S2CID 16130191 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  34. Bibliografia _ Walter, FM; Wolk, SJ (grudzień 2000). „Formacja gwiazd o małej masie wokół kompleksu CG30/31/38 i RCW33 w Mgławicy Guma”. Amerykańskie Towarzystwo Astronomiczne . 32 : 1412. Bibcode : 2000AAS...197.1002K . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link ) , cytowanie w Galaxy Map - RCW 33 .
  35. Bibliografia _ Lorenzetti D.; Giannini, T. (luty 2003). „Powstawanie gwiazd w obłokach molekularnych Vela. V. Młode obiekty gwiazdowe i gromady gwiazd w kierunku chmury C” . Astronomii i Astrofizyki . 399 : 147–167. Bibcode : 2003A&A...399..147M . doi : 10.1051/0004-6361:20021717 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( link )
  36. ^ Baba, Daisuke; Sato, Shuji; Nagashima, Chie; Nishiyama, Shogo; Kato, Daisuke; Haba, Yasuaki; Nagata, Tetsuya; Nagayama, Takahiro; Tamura, Motohide; Sugitani, Koji (październik 2006). „Obrazowanie w głębokiej bliskiej podczerwieni w kierunku Vela Molecular Ridge C. II. Nowe protogwiazdy i osadzone gromady w Vela C” . Dziennik astronomiczny . 132 (4): 1692–1706. Bibcode : 2006AJ....132.1692B . doi : 10.1086/506148 . {{ cite journal }} : CS1 maint: wiele nazwisk: lista autorów ( połączyć )
Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Vela_Molecular_Ridge&oldid=1144576022 ”