Vela Molecular Ridge es un complejo de nubes moleculares en las constelaciones de Vela y Puppis . Las observaciones de Radio 12 CO de la región mostraron que la cresta está compuesta por varias nubes, cada una con masas de 100.000–1.000.000 M ☉ . [3] Este complejo de nubes se encuentra en el cielo en la dirección de la Nebulosa de Gum (en primer plano) y el Brazo Espiral de Carina-Sagitario (al fondo). [3] Las nubes más importantes de la región se identifican con las letras A, B, C y D, y de hecho pertenecen a dos complejos diferentes: las nubes A, C y D se encuentran a una distancia promedio de unos 700-1000 parsecs (2300-3300 años luz ) y están relacionadas con la asociación OB Vela R2, mientras que la nube B se encuentra a una distancia mayor, hasta 2000 parsecs (6500 años luz) de distancia, y está conectada físicamente a la asociación extendida Vela OB1. [4]
Parte del gas de las nubes está ionizado por la radiación ultravioleta de algunas de las estrellas más masivas asociadas al complejo, constituyendo regiones H II de gran extensión, como Gum 14 (RCW 27) y Gum 20 ( RCW 36 ). La actividad de formación estelar está confirmada por el descubrimiento de varias asociaciones de estrellas T Tauri , particularmente en la nube VMR D, [5] así como por la presencia de varios cúmulos abiertos fuertemente oscurecidos y profundamente inmersos en el gas observables en longitudes de onda infrarrojas . [6]
Las estrellas más brillantes y cálidas de la asociación Vela R2 iluminan unos filamentos de gas que brillan con una luz azulada, típica de las nebulosas de reflexión . Entre ellas se encuentra la conocida nebulosa NGC 2626 que pertenece a la nube VMR D y alberga algunas estrellas que presentan emisión Hα y el famoso objeto Herbig-Haro HH 132. [7]
La Cresta Molecular de Vela aparece como una secuencia de nebulosas brillantes y oscuras, localizadas en el lado noroeste de Vela . La secuencia principal de nebulosas que la componen se encuentra a unos pocos grados al noroeste de la estrella Lambda Velorum , mientras que algunas ramificaciones oscuras se extienden también al sur de ésta, alcanzando las zonas centrales de la constelación. Las nebulosas componentes del sistema no son observables a simple vista ni con instrumentos de aficionados, ya que suelen ser muy débiles. La única nube fácilmente identificable es NGC 2626 , una nebulosa de reflexión situada en la región más occidental del complejo; puede detectarse con instrumentos de media-alta potencia equipados con filtros. Las componentes estelares, sin embargo, son parcialmente visibles a simple vista y se combinan para formar un rico campo estelar, característico de la parte noroeste de Vela; en particular, el área del cielo visible entre Lambda Velorum y Gamma Velorum está ocupada por la asociación estelar Vela OB1 , unida físicamente a la Cresta Molecular de Vela. [1] [2]
Este complejo se encuentra en una declinación sur, entre -40° y -50°; esto hace que la observación de la región desde el hemisferio norte sea muy difícil. Desde latitudes correspondientes a Europa central nunca se ve realmente, mientras que en la latitud 40°N, la que recorre el mar Mediterráneo y la parte central de los Estados Unidos de América , la visibilidad se dificulta debido a la baja elevación sobre el horizonte sur. En el hemisferio norte tropical, en cambio, la visibilidad es buena, mientras que es óptima desde todo el hemisferio sur . [8]
La mejor época para observar el complejo se sitúa entre los meses de diciembre y abril; desde el hemisferio sur la constelación de Vela, junto con otros miembros de la constelación de Argo , dominan los cielos de verano, junto con las brillantes estrellas Sirio y Canopus .
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La Vía Láctea en dirección a la dorsal molecular de Vela presenta una superposición de objetos y estructuras, todos aproximadamente alineados con el plano galáctico ; situaciones de este tipo pueden tender a dificultar la observación de grandes regiones nebulosas, debido a la perturbación por la fuerte radiación de fondo. [9] El objeto dominante en esta dirección es la gran Nebulosa de Gum , que se extiende por unos 30° ocupando la parte sur de la constelación de Puppis ; se trata de una gran burbuja en expansión probablemente generada por la explosión de una o más supernovas , [10] una de las cuales puede haber sido originalmente una compañera física de la estrella Naos (también llamada Zeta Puppis ). [11] La distancia del Sol a esta nube es de unos 450 parsecs. Superpuesto a esto y a las nubes de la Cordillera Molecular de Vela, se pueden observar los tenues filamentos del famoso Remanente de Supernova de Vela (también conocido como Gum 16), un remanente de supernova ubicado a unos 300 parsecs del Sol y colocado en primer plano con respecto a la propia Nebulosa Gum.
Más allá de esta nebulosa, a una distancia de entre 700 y 1000 parsecs del Sol, se encuentra el complejo Vela Molecular Ridge, en el borde interior del Brazo de Orión , alineado con la Nebulosa Gum. A unos 500 parsecs de las nubes centrales del complejo se encuentra la asociación Cr 121, visible en dirección a Canis Major . Esta asociación está físicamente ligada a Canis Major OB1, una asociación OB extendida originada en la región que alberga la nube conocida como Nebulosa de la Gaviota . [12] Cr 121 está ligada a una superburbuja gigante en expansión , llamada GSH 238+00+09, probablemente generada por la explosión de al menos treinta supernovas ubicadas justo en el interior de esta asociación; la potente onda de choque generada afectaría a algunas de las regiones circundantes ubicadas en un radio de 500 parsecs de ella, como la Nebulosa Gum , la nube molecular gigante Monoceros R2 y el complejo de Orión . [13]
Las regiones más externas de la dorsal molecular de Vela se encuentran a unos 1800-2000 parsecs del Sol, en ellas se encuentran las nubes llamadas VMR B y Gum 21; el entorno galáctico es el mismo en el que se encuentra el remanente de supernova Puppis A. A 1500 parsecs del Sol, en el borde exterior del brazo de Orión, se encuentra la gran región Sh2-310 en la que se formó el cúmulo abierto masivo NGC 2362. [ 14]
La dorsal molecular de Vela es un complejo nebuloso compuesto por varias nubes moleculares gigantes , dispuestas formando una especie de concatenación orientada noroeste-sureste. El nombre del complejo fue asignado en un estudio de 1991 que analizaba las emisiones de CO ; esta estructura parece estar dividida en cuatro regiones principales ( nubes ), identificadas por las letras A, B, C y D. Estas nubes, con excepción de B, tienen una masa de aproximadamente 300.000 M⊙ y se encuentran a una distancia de alrededor de 700-1000 parsecs. La nube B tiene una masa de alrededor de un millón de M⊙ y , a pesar de ser aparentemente parte de la concatenación, se encuentra a una distancia mucho mayor, alrededor de 2000 parsecs, y probablemente es parte de un complejo diferente e independiente de las otras tres nubes. [4]
Las dos estructuras más brillantes y más fácilmente observables son VMR C y VMR D, la más occidental de la Cresta Molecular de Vela, visible justo al norte del tenue filamento del Remanente de Supernova de Vela . Dentro de estas nubes moleculares gigantes se han identificado 27 nubes menores a través de estudios de emisiones de C 18 O, la más masiva de las cuales, en la dirección de VMR C, tiene una masa igual a 44.000 M ⊙ y las más pequeñas van desde 100 a 1000 M ⊙ . Cada una de estas nubes alberga en su núcleo algunas fuentes infrarrojas, que son todas coincidentes con protoestrellas . De las fuentes observadas, 32 se encuentran dentro de estas nubes menores, mientras que 45 aparecen dispersas fuera de ellas, lo que indica que estas fuentes están más concentradas dentro de pequeños cúmulos nebulosos, donde tiene lugar la mayor parte del proceso de formación estelar del complejo. [15]
Las cuatro nubes mayores de la Cresta Molecular de Vela están asociadas a una veintena de cúmulos abiertos jóvenes, de los cuales al menos 14 forman parte del complejo situado a 700 parsecs (A, C y D): entre ellos destaca el conocido cúmulo NGC 2547 , formado por unas 700 estrellas algunas de ellas muy jóvenes, y Cr 197 que es visible en dirección a la nube VMR D y está formado por 25 estrellas muy jóvenes. [2] [16] El componente nebuloso más brillante del complejo ACD está catalogado como Gum 14 ( RCW 27), en cuyo interior se incluye el propio NGC 2626 y Gum 15 (RCW 32); La primera, vinculada en particular a la nube VMR D, aparece ionizada por la estrella gigante azul HD 73882 que forma parte de la joven asociación conocida como Ru 64, [ cita requerida ] además de HD 73285 y HD 73500, ambas de clase espectral B y relacionadas físicamente con la asociación. [17] Gum 15 por otro lado está ionizada por los componentes del cúmulo Cr 197 y en particular por la estrella azul HD 74804. [5] Juntos forman la región de formación estelar indicada por la abreviatura SFR 265.00-2.00. [18] Otros estudios sugieren, sin embargo, para Gum 15 una distancia de solo 424 parsecs. [19]
La nube VMR B, situada a unos 2000 parsecs en la periferia del Brazo de Orión , está relacionada con la asociación Vela OB1 y las regiones HII Gum 21 y Gum 18 (RCW 35). Gum 21 es probablemente parte de una extensa nebulosa en forma de anillo que rodea a la estrella Wolf-Rayet WR 14, [20] mientras que Gum 18, ionizada por la estrella azul CD-43 4690, se encuentra en el medio de la asociación Vela OB1. [21]
Según algunos científicos, la secuencia de fenómenos de formación estelar en la nube VMR D se originó en una región localizada en la parte suroeste del complejo, en la que observamos los componentes más masivos y las clases espectrales más tempranas (O y B) y algunas nubes moleculares dispersas. Esta región se encuentra en correspondencia con la parte sur de la nube D y ha albergado los primeros fenómenos generativos desde hace entre 10 y 1 millón de años. [15] Posteriormente, los fenómenos, tanto debidos a la expansión de una burbuja provocada por el viento estelar de estrellas jóvenes y calientes, [22] como probablemente debidos a la acción de la radiación de estas mismas estrellas, [15] se extendieron a las regiones Gum 14 y posiblemente Gum 17, [23] donde podemos observar diferentes poblaciones de estrellas T Tauri . Tales fenómenos finalmente se extendieron a la nube C [15] y en particular a Gum 20 y a la asociación Vela R2, cuya edad se estima entre unos pocos cientos de miles de años y unos pocos millones de años. [24]
Las nubes en la Dorsal Molecular de Vela son los lugares donde tiene lugar un intenso proceso de formación estelar como lo evidencia la presencia de numerosas fuentes IRAS , cuyas características espectrales son similares a las de los objetos estelares jóvenes , así como por la presencia de algunos cúmulos jóvenes todavía profundamente envueltos por gas; la mayor concentración de estas fuentes se encuentra en la nube C. [25] Se cree que estas fuentes infrarrojas, especialmente distribuidas dentro de las pequeñas nubes moleculares más densas en los cuatro complejos principales, están particularmente asociadas con protoestrellas de Clase I , en su mayoría estrellas T Tauri . [9]
La nube A de la dorsal molecular de Vela ocupa la posición más sudoriental del sistema, al sur de λ Velorum . De las fuentes infrarrojas coincidentes con estrellas de clase I, sólo 5 se encuentran en el interior de esta nube, que aparece así como la menos activa desde el punto de vista de la formación estelar. La nube brillante más conspicua perteneciente a VMR A está catalogada como RCW 41 que tiene un aspecto irregular y contiene en su interior el joven cúmulo [DBS2003] 36, [16] compuesto por 62 estrellas masivas de tipo espectral B visibles en el infrarrojo. La principal fuente vinculada al cúmulo es IRAS 09149-4743, también identificada como una fuente de radio y a veces referida como asociada a un máser de CO : es una estrella muy caliente de clase espectral B, que es también una de las principales responsables de la ionización del gas en la nube. Este objeto se encuentra en la parte central del cúmulo. A esta se suma una segunda estrella, situada en un subcúmulo que pertenece a la anterior. [26]
Dentro de la nube existe también una región ultracompacta HII de diámetro 6,5' en cuyo interior se encuentran un máser de agua y otro de metanol . Este último en particular es un importante indicador de la presencia de fenómenos de formación de estrellas masivas, siendo un objeto característico de las nubes ultracompactas de gas ionizado en las que se dan este tipo de fenómenos. [27]
RCW 41 es el cuerpo principal de la región de formación estelar catalogada como SFR 270.26+0.80 e indicada en el catálogo Avedisova de 2002 con las iniciales Avedisova 2224. [18]
La nube B de la Dorsal Molecular de Vela es una estructura independiente de las demás, situada a unos 2000 parsecs en una región remota y periférica del Brazo de Orión. En ella se encuentran contenidas 7 de las fuentes infrarrojas asociadas a objetos de Clase I, ninguna de las cuales ha sido estudiada en detalle. [2] Las principales nubes brillantes que forman parte de esta nube están catalogadas como Gum 24 y Gum 25 (RCW 39 y RCW 40).
Gum 24 es una nebulosa poco investigada cuya distancia se ha estimado en unos 1700 parsecs, es decir en correspondencia con la asociación Vela OB1, pero esto es incierto hasta el punto de que otras estimaciones la sitúan hasta a 3000 parsecs de distancia, es decir en una zona intermedia entre la parte más remota del Brazo de Perseo y la de Carina-Sagitario , más allá del final del Brazo de Orión . [28] La principal responsable de la ionización de su gas sería la supergigante azul HD 78344, aunque no hay certeza al respecto. [2] Entre las evidencias de formación estelar en esta nube está la presencia de un máser de agua situado al sureste de la zona central de la nebulosa, que parece estar asociado a IRAS 09017-4814, una de las 7 fuentes de radiación infrarroja conocidas en la nube, [9] probablemente una estrella joven y brillante muy oscurecida por el polvo que la rodea. [29]
La distancia a Gum 25 (también catalogada como BBW224) parece ser más segura, ya que diferentes investigadores coinciden en situarla a unos 1800 parsecs, [21] [30] a la misma distancia que VMR B. La principal fuente de ionización de su gas es una estrella azul de secuencia principal de clase O9V catalogada como CD-48 4352, [31] parte de la asociación Vela OB1. Alrededor de la nube hay una gran estructura de polvo en forma de anillo donde existen algunos cúmulos más densos y brillantes, en los que hay un proceso en curso de colapso gravitatorio que conducirá a la generación de nuevas estrellas. [32] La nube también alberga un cúmulo joven profundamente inmerso en el gas, catalogado con el número 251 en un catálogo publicado en 2003 por Bica et al. [33]
La nube C de la Cresta Molecular de Vela se observa al norte de la parte más oriental de la Nebulosa Gum, a unos 1000 parsecs de distancia en dirección a la nebulosa Gum 17 (RCW 33), que, sin embargo, podría no estar conectada a la región de la Cresta Molecular de Vela. [34] La fase evolutiva de esta estructura es ligeramente más joven que la de la cercana VMR D y muestra signos de una actividad de formación estelar reciente; en cuyo interior se han descubierto algunas fuentes infrarrojas profundamente anidadas en densas nubes moleculares que muestran emisión de C 18 O. [15] Tres de ellas coinciden con el mismo número de objetos estelares jóvenes de Clase I de masa intermedia, que oscilan entre 2 y 10 M ⊙ ; [35] además de 28 probables protoestrellas de masa media-pequeña y cinco cúmulos jóvenes muy compactos inmersos en densa nebulosidad. Estos cúmulos poseen respectivamente un número entre 10 y 350 estrellas jóvenes, en todos los casos encerradas dentro de un diámetro de apenas un parsec o incluso menos. [36] [5] [24] La nube molecular Vela C, observada usando Herschel, reveló que los núcleos densos y las estructuras filamentosas constituyen una porción significativa (40%) de su masa total. Entre los núcleos identificados, 149 son protoestelares y 421 no tienen estrellas. Curiosamente, se encontró que el 78% de los núcleos sin estrellas eran núcleos preestelares ligados gravitacionalmente. La Función de Masa del Núcleo (CMF) exhibió un exponente (α = 1.35) idéntico a la Función de Masa Inicial (IMF) de Salpeter. Los anchos de los filamentos variaron de 0.15 pc a 0.63 pc, con una mediana de W = 0.3 ± 0.11 pc. Una fracción sustancial de filamentos contenía núcleos preestelares y protoestelares, lo que respalda el importante papel de los filamentos en la formación de núcleos preestelares. [37]
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