Cepheus B é uma nuvem de hidrogênio molecular, um lugar onde as estrelas são conhecidas por formar
Os pesquisadores usaram o Chandra e Spitzer para estudar esta nuvem, que é relativamente perto de 2.400 anos-luz de distância
Os dados combinados revelam que as estrelas massivas podem desencadear a formação de estrelas com mais freqüência do que se pensava
Esta imagem composta, combinando dados do Chandra X-ray Observatory e do Telescópio Espacial Spitzer mostra a nuvem molecular Cepheus B, localizada na nossa Galáxia, cerca de 2.400 anos-luz da Terra. Uma nuvem molecular é uma região que contém legal gás e poeira interestelar que sobraram da formação da galáxia e contém principalmente de hidrogênio molecular. Os dados do Spitzer, em vermelho, verde e azul mostra a nuvem molecular (na parte inferior da imagem), além de estrelas jovens e em torno de Cepheus B, e os dados Chandra em violeta mostra as jovens estrelas em campo.
As observações do Chandra permitiu que os astrônomos de escolher estrelas jovens dentro e próximo de Cepheus B, identificada por sua emissão de raios-X forte. Os dados do Spitzer mostram se as estrelas jovens têm a chamada " protoplanetário "disco ao redor deles. Tais discos existem apenas em sistemas muito jovens, onde planetas ainda estão se formando, portanto, sua presença é uma indicação da idade de um sistema estelar.
Estes dados fornecem uma excelente oportunidade para testar um modelo de como as estrelas se formam. O novo estudo sugere que a formação estelar em Cepheus B é principalmente provocado pela radiação de uma estrela brilhante, enorme ( HD 217086 ) fora da nuvem molecular. De acordo com o modelo específico de formação de estrelas desencadeada que foi testado - chamado de radiação-driven implosão do modelo (IDI) - radiação desta estrela massiva impulsiona uma onda de compressão para a formação de estrelas nuvens desencadeamento no interior, enquanto a evaporação de nuvem exterior camadas.
A versão rotulada da imagem (capotamento na imagem acima) mostra regiões importantes e em torno de Cepheus B. A "camada interna" mostra a região Cepheus B em si, onde as estrelas são na sua maioria cerca de um milhão de anos e cerca de 70-80% de eles têm discos protoplanetários. A "camada intermediária" mostra a área imediatamente ao lado de Cepheus B, onde as estrelas são de dois a três milhões de anos e cerca de 60% deles têm discos, enquanto que na "camada externa" as estrelas são aproximadamente três a cinco milhões de anos e cerca de 30% delas têm discos. Este aumento da idade, como as estrelas estão mais longe Cepheus B é exatamente o que está previsto a partir do modelo de formação de estrelas RDI acionado.
Diferentes tipos de formação de estrela desencadeada têm sido observadas em outros ambientes. Por exemplo, a formação do nosso sistema solar foi pensado para ter sido provocado por uma explosão de supernova, na região de formação estelar W5, um "recolher-e-colapso" mecanismo é pensado para aplicar, onde frentes de choque gerada por sweep estrelas massivas o material à medida que progridem para o exterior. Eventualmente, o gás acumulado torna-se denso o suficiente para entrar em colapso e formar centenas de estrelas. O mecanismo de RDI também é pensado para ser responsável pela formação de dezenas de estrelas em W5. A principal causa da formação de estrelas que não envolva disparo é o lugar onde uma nuvem de gás arrefece, a gravidade começa a mão superior, e da nuvem cai em si mesma.
Fatos de Cepheus B:
Crédito
X-ray (NASA / CXC / PSU / K Getman et al..); IR (NASA / JPL-Caltech / CfA / J Wang et al.).
Escala
Imagem é de 15 minutos de arco
Categoria
Estrelas normais e aglomerados de estrelase anãs brancas e nebulosas planetárias
Coordenadas (J2000)
RA 22h 56m 46.99s | Dez 62 ° 40 '0,0012 "
Constelação
Cepheus
Data de Observação
2003/03/11
Tempo de Observação
8 horas
Obs. ID
3502
Código de Cores
X-ray (Violeta), IV (Red, Green, Blue)
Instrumento
ACIS
Referências
Getman, KV, et al. (2009), APJ, 699, 1454
Data de lançamento
Agosto 12, 2009
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