Glóbulos cometarios

Cometary Globules
Créditos de imagen & Copyright: Subaru Telescope (NAOJ) & DSS;
Assembly y Processing: Robert Gendler

Glóbulos cometarios
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Cerca del centro de  este rico campo de estrellas , en las fronteras de las  constelaciones náuticas del sur Pupis y Vela , se reúnen varias formas fluidas con los bordes brillantes. Esta agrupación de glóbulos cometarios de un año luz de tamaño se compone de gas y de polvo interestelar y se encuentra a unos 1.300 años luz de distancia.

La energética luz ultravioleta procedente de estrellas calientes  ha modelado estos glóbulos e ionizado los bordes brillantes. Los  glóbulos también fluyen lejos del  remanente de la supernova Vela que puede haber influido en su forma inclinada hacia atrás.

En el interior de los glóbulos, los núcleos de gas frío y polvo seguramente colapsaron para formar estrellas de baja masa, lo que provocó que los  glóbulos se dispersaran . De hecho, el glóbulo cometario CG30 (arriba y a la derecha del grupo) luce cerca de la cabeza un resplandor rojizo  que indica la existencia de rayos energéticos procedentes de una estrella en las primeras etapas de  formación .

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  • garcosa

    Hola comentaristas!

    ¡Buuu! Gran imagen fantasmal y engañosa con un fondo impresionante de luces multicolores, ideal para la noche de Halloween, que aqui en Chile se celebra el 31 del presente mes.

    Toda nebulosa, hasta donde se conoce, es una nube formada por acumulación de gas y polvo interestelares en el cosmos, existe gran variedad de nebulosas acompañando a las estrellas en todas las etapas de su evolución.

    Los glóbulos cometarios, otro fenómeno celeste muy atrayente para mi, aparentan ser cometas sólo en su singular forma. Los glóbulos cometarios están típicamente caracterizados por cabezas polvorientas, muchos exhiben estrellas muy jóvenes en sus cúspides, con colas alargadas, pero solo son condensaciones interestelares a una escala muy distinta.

    También hay otro tipo de nebulosas, llamados glóbulos de Bok, son nubes de gas muy condensado, en vías de formar una protoestrella. Se revelan, cuando están situadas sobre un fondo claro, como por ejemplo una Galaxia, como un oscurecimiento del fondo, por ejemplo la nebulosa llamada Saco de carbón, junto a la constelación Cruz del Sur, y la nebulosa llamada de Cabeza de caballo, una de las más famosas.

    Igualmente las nebulosas oscuras pequeñas, de formas redondas y localizadas en los brazos de la Vía Láctea, ricos en estrellas jóvenes, se conocen con el nombre de glóbulos, que se les considera como estados primarios de la formación de las estrellas o protoestrellas.

    Protoestrella es una estrella en la etapa inicial de su formación, en una fase evolutiva comprendida entre el momento en que comienza el colapso hacia un centro común de una nube de gases y polvos y aquel en que, por efecto del aumento de la temperatura en el interior de la masa de materia en contracción, se desencadenan los procesos termonucleares que llevan a la liberación de enormes cantidades de energía.

    Los astrónomos consideran que se encuentran en el estado de protoestrellas masas de materia interestelar llamadas Glóbulos de Bok; estos glóbulos tienen una densidad de unas 1.000 veces superior a la de las normales nebulosas oscuras y un diámetro que varía entre 0,05 y 0,5 parsec.

    Asimismo la intensa luz ultravioleta de las estrellas masivas y calientes de la región de Orión ha esculpido y comprimido nubes de gas y polvo hasta darles la forma de estos glóbulos cometarios
    Orión y los glóbulos de Bok
    http://miguelferrarotger.blogspot.com/2012/03/orion.h
    La gran nebulosa de Orion
    http://www.youtube.com/watch?v=nIGiCfYV5mY

    Tambien se les denomina “megalocometas” a los globulos cometarios, son un caso interesante en este sentido, dicen cosas muy distintas. En la vecindad de las estrellas recién nacidas y muy calientes, en las fotografías tomadas en los 70´s presentaban unos objetos de brillo muy débil y forma de cometa.

    Pero esos objetos tienen un inmenso tamaño, con colas de años luz de longitud, mientras que los cometas grandes del sistema solar solo tienen diez minutos luz de longitud más o menos; aunque el cometa C/2006 P1 sale de esta regla: McNaughthttp://www.abc.es/20100413/ciencia-tecnologia-espacio-sistema-solar/cometa-grande-visto-jamas-201004122027.html

    Un “megalocometa”, una de las varias nebulosas parecidas a gigantescos cometas que apuntan hacia el centro de actividad de las nebulosas Gum, una formación de estrellas muy alejadas del espacio. La cola tiene una longitud de unos 60 años luz, más un millón de veces mayor que la de los mayores cometas del sistema solar. Fue registrada por Brand y Hawarden en 1977.

    En este sentido el universo nos da una provechosa y gigantesca enseñanza, recicla, pues los diversos tipos de nebulosas representan los diferentes periodos que permiten al universo reutilizar la materia que se ha dispersado con anterioridad, durante los fenómenos violentos que tienen lugar en él.

    Glóbulos cometarios alrededor de una estrella moribunda
    http://www.xtec.cat/~aparra1/astronom/hst/helixs.htm

    Saludos.

  • Sa Ji Tario

    Salutes Frates Sobre el glóbulo cometario CG 30 que se menciona, en el enlace hay suficiente datos, aún de los objetos HH (picar en el Nº 1, después traducir del inglés), fuente IRAS

    http://worldwidescience.org/topicpages/h/herbig-haro+objects.html

  • Sa Ji Tario

    Frates Lo prometido

    Objetos Herbig -Haro alrededor CG 30

    P. Kajdic

    Instituto de Geof’ısica , UNAM
    B. Reipurth

    Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawaii, EE.UU.
    C. A. Raga

    Instituto de Ciencias Nucleares de la UNAM
    J. Walawender Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawaii, EE.UU.

    29 de junio 2013

    En este trabajo se estudian los objetos Herbig -Haro ubicadas en la región alrededor de la cabeza del glóbulo cometario CG 30 . Dos conjuntos de ópticse presentan imágenes . El primer conjunto se obtuvo con el 3,5 m Nueva Technology Telescope en 1995 en tres líneas de emisión : Hα , S IIλλ6731 , 6716 ˚ A y [ S II] λ3729 ˚ A. El segundo conjunto es una imagen Hα del CG 30/31/38 compleja obtenida en 2006 con el telescopio Subaru de 8 m . Un adecuado estudio de movimiento de los objetos HH en la región se ha realizado mediante las imágenes Hα de ambas épocas . Debido a la alta resolución de las imágenes que pudimos , por primera vez , resolver el 120 objeto HH en diez nudos y medir movimientos propios de algunos de ellos . descubrimos varios nuevos objetos HH y un gran chorro bipolar, HH 950, emergente de la cabeza del CG 30 . Sugerimos que dos fuentes submilimétricas previamente conocidas son las fuentes impulsoras de los flujos de HH 120 y HH 950

    1 Introducción

    Glóbulos cometarios ( GC ) son compactas nubes moleculares interestelares por lo general asociados con las regiones H II y estrellas OB. A todo bien grupo que se encuentra en la nebulosa de Gum ( Hawarden y Brand 1976 ; Zealey et al . 1983 ; Reipurth 1983 ) . Muestran un compacto y brillante borde que se extienden desde la cabeza y apuntan hacia afuera de las cercanas estrellas jóvenes fotoionizadas ( Fig. 1 ) . sus tamaños tienen rango entre 0.1-0.8 pc , exhiben una alta densidad , 104-105 cm – 3y temperaturas de alrededor de 10 K. Sus masas típicos oscilan entre los 10-100 M ⊙ . Los glóbulos cometarios son los sitios de formación estelar (ver Reipurth 1983 ) . En algunos casos , tienen flujos bipolares Herbig -Haro ( HH ) se ha observado que salen de la cabeza de glóbulos cometarios (Schwartz1977 ; Reipurth 1983 ; Pettersson, 1984 ) .

    La mayor óptica región H II conocidas en la galaxia es la goma Nebula ( Gum , 1952 ) . Se encuentra en el plano galáctico ( l = 258 ◦

    ,2) A una distancia de alrededor de 450 pc, y es excitado por ζ Pup , γ 2 Vel, y en el pasado por el progenitor al pulsar de Vela . Su diámetro lineal es de 250 pc . Con su diámetro aparente de 36 pc que cubre una gran parte del cielo austral en el constelaciones Vela, Puppis , Pyxis , Canis Mayor y Carina . Uno de los grupos más estudiados de los GC en la Nebulosa Gum es el complejo CG 30/31/38 .

    1.1 CG 30 y HH 120

    En este trabajo se presentan dos series de imágenes muy profundas de la CG 30 (véase el § 2 ) . CG 30 ha sido estudiada por varios autores en diferentes longitudes de onda . Ha sido reconocida como una región de formación estelar debido a su asociación con el objeto Herbig – Haro HH 120 , primero señaló Westerlund ( 1963 ) y Reipurth ( 1981 ) .

    Se realizaron las primeras mediciones espectroscópicas de HH 120 por Pettersson ( 1984 ) , quienes obtuvieron espectros de dos partes diferentes de HH 120 , uno de ellos su condensación más brillante ( nudo A). Su velocidad radial media de -42 kilometros s – 1 ± 12 km s 1 es consistente con el valor -39 Kilometros s – 1 obtenido por Schwartz & Greene ( 2003 ) . La temperatura Te de electrones y la densidad de electrones ne se encuentran por Pettersson ( 1984 ) a ser 9100 K ± 400 K y 1700 cm – 3 ± 600 cm – 3

    Respectivamente . tambiéne se observaron cinco fuentes IR asociados con CG 30 . Se argumentó que uno de ellos , CG30 – IRS4 ( también conocido como IRAS desde 08.076 hasta 3556 ) , es una fuente de energía para HH 120 y su nebulosa de reflexión asociada.

    Graham & Heyer ( 1989 ) obtuvieron imágenes HH 120 en el R ( 0,6 m ), J ( 1,2 m) , H ( 1,6 m) y K ( 2,2 micras ) bandas . Como Pettersson ( 1984 ) se detectaron también una fuente CG30 – IRS4 en H y las imágenes de la banda K . Scarrott et al . ( 1990 ) realizaron estudios de polarización ópticas de una nebulosa considerarse en la región central oscura del CG 30 que contiene

    HH 120 . Se confirmó que la así llamada nebulosa CG 30 es predominantemente una nebulosa de reflexión iluminada por la fuente de IR CG30 – IRS4 . Persi et al . ( 1994 ) observaron HH 120 y su fuente de energía CG30 -IRS4 en el infrarrojo cercano , continuo mm, y una línea de amoniaco.

    Se reconoció que el IRAS 08076-3556 es clase de fuente muy joven de masas de origen incrustado en un núcleo denso de la CG 30 . Las mediciones de la luminosidad de 1,3 mm y el espectáculo de luminosidad bolométrica que su relación es en realidad más cerca a la de las fuentes de Clase 0 . los autores afirmaron que la fuerte emisión de 1,3 mm es probablemente debido a un disco de polvo circum-estelar alrededor de la fuente IRAS . Hodapp y Ladd ( 1995 ) reportaron el hallazgo de ocho objetos en las imágenes infrarrojas de la ( 1 ) línea de emisión 1-0 S H2 . Poro en base de sus posiciones relativas de los autores concluiyen que forman partes de dos salidas que se propagan en unas direcciones perpendiculares . Ninguno de los supuestos flujos podría estar asociada directamente con la óptica del objeto HH 120 . Nielsen et al . ( 1998 ) observaron el cometa glóbulos CG 30/31/38 en líneas H2 13CO , 12CO y . Propusieron que la CG 30 , con 10 masas solares

    Se asocia con otro glóbulo largo de la línea de visión que tiene una masa cerca de 2 soles y que se mueve con una velocidad de 4 km – 1 con respecto a la norma local de descanso . También una nube molecular densa asociado con CG 30 se detectó en el (J = 1-0 ) Línea 12COy se estimó su masa total sea 0,28 soles Se informó de la velocidad de flujo máxima a ser 9 kms – 1 y su edad dinámica sean 1,7 × 104 años . Este flujo se propaga en una dirección perpendiculara la cola de la CG 30 y que se origina a partir de la posición de la fuente de CG30 -IRS4 .Bhatt ( 1999 ) discutió el papel de los campos magnéticos en los glóbulos cometarios . El autor encontró que en el caso de la CG 30/31 complejo , la luz de las estrellas en la región se polariza en el rango de 0.1 ~a ~ 4 por ciento . Los vectores de polarización parecen ser perpendicular a la dirección de las colas de CG 30 y 31 , pero , curiosamente , casi alineada con la dirección del flujo molecular detectado por Nielsen et al . ( 1998 ) . Bhatt también afirmó que si la polarización es causada por granos de polvo alineados por el campo magnético , entonces la polarización de vectores deben ser paralelos al campo magnético proyectado en la región .

    Las colas de CG 30 y 31 son mucho más cortos y más difusa que la cola de CG 22 , donde se encuentra el campo magnético para que sea paralela a la cola de glóbulos. Según Bhatt , CG depende de la morfología a orientación relativa del campo magnético de la nube y el radio vector de la cabeza CG desde la fuente central de la radiación y los vientos que producen las colas cometarias . Colas largas y estrechas , deben ser respetados cuando el campo magnético es paralelo al vector del radio , mientras que si las dos son perpendiculares, las colas difusas se desarrollan cortas.

    En su búsqueda de jóvenes análogos del Sistema Solar , Zinnecker et al. ( 1999 ) observaron cuatro regiones que contienen fuentes de baja luminosidad asociado con nebulosidades reflexión extendidas , entre las que hubo también CG 30 . Las imágenes se obtuvieron en bandas anchas de IR cercano ( J , H y K ) . En las imágenes se observan los límites del ~ 0.3 pc de diámetro el glóbulo oscuro con la fuente roja CG30 – IRS4 en el centro y la nebulosidad más azul justo encima de él . Mientras que la distancia ampliamente aceptada de la Nebulosa Gum es de 450 pc, Knude et al . ( 1999 , 2000 ) y Nielsen et al . ( 2000 ) sugirió una distancia de 200-250 pc sobre la base del color – magnitud ( ( V – I) – V ) diagramas y fotometría uv byβ de las estrellas que parecen estar ubicada en la región CG 30/31/38 . La distancia de los glóbulos permanece objeto de debate, en este trabajo adoptamos 450 pc .

    En su estudio de los glóbulos de Bok , Launhardt et al. ( 2000 ) observaron CG 30 en longitudes de onda submilimétricas ( 850 micras ) . Descubrieron dos fuentes Está situado en una dirección norte-sur y separados por una distancia proyectada de ~ 9,000 UA. La condensación norte fue identificado como un posible fuente de accionamiento para el chorro de HH 120 ( y con el CG30 – IRS4 fuente ) y el sur de la condensación se propuso para ser asociado con el mayor de los flujos de IR . Las dos fuentes se observaron de nuevo por Wu et al . ( 2007 ) a 350 micras . Nisini et al . ( 2002 ) obtenido espectros en la longitud de onda 1-2,5 micras
    Las características más importantes observados fueron lineas de [Fe II] y H2 . Sobre la base de H2 de emisión se encontraron con que HH 120 consiste de múltiples componentes de la temperatura probablemente debido a una , tipo J lento shock. Kim et al . ( 2005 ) estudiaron la formación de masas de baja estrella en el CG complejo 30/31/38 . Se obtuvieron de rayos X , óptica y de IR cercano la fotometría de las estrellas en la región y encontró 14 nuevos pre-secuencia principal de estrellas ( PMS ) , además de los 3 estrellas conocidas previamente en la región . De acuerdo con los autores , estas estrellas PMS pertenecen a dos grupos : un grupo con edades de ≤ 5 Myr en d = 200 PC, con un espectro clases K6 – M4, y el otro grupo de estrellas tipo F – G Tipo de edades de < 100 Myr y ​​d ~ 2 kpc . Llegan a la conclusión de que había por lo menos dos episodios de formación estelar – formación permanente estrellas como en la cabeza de la CG 30 provocada por la radiación ultravioleta de estrellas OB , y un episodio de formación que puede haber sido disparada hace < 5 Myrs por preexistente estrellas S, como el progenitor de la SNR y Vela ζ Pup . Chen et al . ( 2008a ) observaron CG 30 en el continuo de polvo 3 mm, en + (1 – 0) N2H línea de emisión y al 3-8 longitudes de onda m. los autores han detectado dos sub- núcleos dentro CG 30 . Desde el continuo milímetro observaciones que derivan las masas de gas de las dos sub- núcleos sean 1,1masas solares (norte de sub – base ) y 0,33 masas solares (sur de sub – base ) . los autores clasifican la fuente norte como objeto clase I y la fuente el sur como una protoestrella clase 0 . Las observaciones revelaron IR dos chorros bipolares perpendicular colimadas que coinciden con los nudos previamente descubierto por Hodapp y Ladd ( 1995 ) . El N2H + ( 1-0 )

    Mapas de emisión revelaron dos núcleos espacialmente asociados a núcleos de polvo .
    En un estudio posterior , Chen et al. ( 2008b ) estudiaron la CG 30 en el Line 12CO ( 2-1) y 1,3 mm continuum polvo. Los ( 2-1 ) 12CO observados mostraron la existencia de propagación de dos flujos moleculares bipolar en casi direcciones perpendiculares . Los autores sugirieron que uno de los flujos se asocia con la fuente compacta norte y el otro con la fuente sur . El flujo de norte exhibe la longitud proyectada de 27.000 UA y la posición angular PA ~ 128º La longitud proyectada del flujo sur es de 20.000 UA y su dirección de propagación ( P. A. ) es ~ 57º ◦

    . Las velocidades de las corrientes son bajos( 0,12 kms – 1)
    En este trabajo se estudia la cinemática de los objetos HH en CG 30 midiendo sus movimientos propios . Combinamos nuestras observaciones con los datos existentes en longitudes de onda IR y submilimétricas con el fin de comprender las propiedades globales de flujo de salida en el glóbulo . La Tabla 2 enumera el coordenadas de todos los objetos HH que aparecen en nuestras imágenes . tenemos descubierto un gran flujo bipolar HH , que catalogamos como HH 950.
    Este flujo está extendiendo ~ 12'2 en la dirección noreste-suroeste , escapar desde el interior de la CG 30 , y la visualización de una estructura compleja con diferentes superficies de trabajo .

    Este trabajo está organizado de la siguiente manera . En la Sección 2 presentamos los datos y las técnicas de reducción aplicada. En la sección 3 se presenta nuestra metodología y los resultados de este trabajo .

    2 Observaciones

    2,1 imágenes NTT

    Las observaciones con el Telescopio de Nueva Tecnología de ESO se realizaron a cabo el 7 de febrero 1995 empleando el Instrumento Modo Multi ESO ( EMMI ) y tres filtros de banda estrecha diferentes en el Hα , [O II] λ3729 ˚ A y [ S II] λλ6731 , 6716 ˚ A las líneas de emisión (Figura 2 ) . Las longitudes de onda centrales y anchos de estos filtros fueron 6568 , 3725, 6728 ˚ A y 33 , 69 y 75 ˚ A, respectivamente. El tiempo de integración total para cada una de las exposiciones fue de 30 minutos. Los procedimientos de reducción de datos básicos estándar fueron realizado (sesgo resta y plana – fildeo ) . El promedio de FWHM las estrellas se encuentra a 0.7 segundos de arco . El resumen de todas las exposiciones presenta en este trabajo se da en la Tabla 1 .

    2,2 imágenes Subaru

    Las observaciones con el Telescopio Subaru se llevaron a cabo en Enero 4 , 2006 con el Subaru Prime Focus Camera ( Suprime – Cam) . este la cámara es un mosaico de diez 2048 × 4096 píxeles CCD , que se encuentran

    en el foco primario del telescopio Subaru 8m . Filtro de banda estrecha NA- L659 con la longitud de onda central λ06600 ˚ A y 100 ˚ FWHM se utilizó A, incluyendo así la línea Hα . Cinco exposiciones de CG 30 con el individuo Se obtuvieron los tiempos de exposición de 360 segundos . La reducción de datos fuerealizado utilizando IRAF . Los procedimientos de reducción de datos básicos estándar se llevaron a cabo (es decir, el sesgo y la oscuridad resta, flat- fildeo y corrección de la distorsión ) . Las imágenes fueron luego apiladas usando el IRAF MSCRED , paquetes MSCSETWCS , MSCZERO y GREGISTER . La figura 1 muestra una región del complejo CG 30/31/38 y es una pequeña subimagen de este mosaico . Esta es la imagen más profunda de la CG 30 obtenido hasta ahora . Su resolución angular no es tan buena como en las imágenes NTT ( la FWHM promedio de las estrellas es 1 '' 3 ) , probablemente debido al hecho de que para los el telescopio Subaru CG 30 se observó a gran masa de aire .

    3 Métodos y resultados

    3,1 flujos de HH y objetos

    El primer objeto HH descubierto en CG 30 fue HH 120 . Aquí presentamos las imágenes hasta ahora más profundos y más detallada de este flujo HH . Petter

    Tabla 1 : registro de observación

    Fecha totales Telescopio instrumento central Δλ ( ˚ A)

    longitud de onda de tiempo de exposición ( ˚ A)

    07 de febrero 1995 30 min NTT EMMI 6568 33

    07 de febrero 1995 30 min NTT EMMI 3725 69

    07 de febrero 1995 30 min NTT EMMI 6728 75

    04 de enero 2006 30 min Subaru Suprime -Cam 6600 100 son ( 1984 ) resolvió el objeto en varios nudos , y nos reservamos la

    Nomenclatura A y B para los dos nudos principales de HH 120 . resolvemos numerosos nudos que nosotros llamamos A a J ( ver Figura 3 ) . Un nudo es el brillante y ha sido observado previamente en longitudes de onda infrarrojas por Schwartz & Greene ( 2003 ) . Estos autores obtuvieron una imagen de HH 120 en el S ( 1 ) línea 1-0 de H2. La imagen fue utilizada para localizar posiciones para mediciones espectroscópicas . Se muestra dos nudos los autores denominan A y B que son ~ 4 " 6 pedazos. El nudo IR A coincide con un nudo en nuestras imágenes Hα ( Figura 3 ) . El IR nudo B hace no coincide con ninguno de los nudos en la línea Hα , pero se encuentra justo hacia el norte de nuestros nudos C y D. Los nudos C y D se encuentran entre los nudos ópticos A y B y el nudo E se encuentra sobre 7 " 3 al este del nudo A. Sobre 3 " al noroeste del nudo E hay un pequeño nudo F. Cuatro nudos débiles , G , H , I y J yacen muy cerca del nudo A , al oeste de la misma.

    Por último , en la Figura 4 puede verse el nudo brillante K , que se encuentra 11 " 6 al norte del nudo A.

    En la imagen de Hα NTT todos estos nudos aparecen excepto para el nudo F , que se mezcla en el ruido de fondo y el nudo K , que se encuentra fuera de la región mostró en esta imagen . La imagen inferior de la Figura 3 muestra un gráfico de contorno de SS 120 . Sólo los dos grandes condensaciones A y E están bien resueltas por los contornos .

    Con el fin de tener una mejor visión de los objetos HH en la región, se combinaron los tres NTT imágenes en una sola imagen ( véase la Figura 4 ) .

    La imagen Hα se ponderó con un factor de 0,25 . La imagen en la Figura 4 se obtuvo promediando la imagen ponderada con el original de imágenes Hα [ S II ] y [ S II] .

    Varios de los nuevos objetos HH , aquí etiquetados HH 948, 949, y 950 , aparecen en nuestras imágenes. Algunos de ellos ya habían sido observadas por Hodapp y Ladd ( 1995 ) en el infrarrojo cercano. En su trabajo los autores detectaron flujos IR etiquetadas con números del 1 al 8. adoptamos la misma notación cuando nos referimos a ellos. Entre el IR fluye después de aparecer en nuestro imagen [ S II ] : HH 948 (IR nudo 2 ) consiste en tres nudos que se encuentran entre los 38 y 43 " al norte de la HH 120 nudo A. IR nudo 6 se encuentra 52 " al sureste de la HH 120 nudo A. HH 949 se compone de ocho nudos de los cuales seis ( A a F ) se conocían anteriormente como IR nudo 7 , uno de ellos ( H ) como IR nudo 8 y uno (G ) IR como nudo 5 ( véase la Figura 5 ) . Los nudos de la A a la F y H se encuentran entre 52 " y 72 " al noreste de HH 120 . HH 949G nudo ( nudo IR 5 ) se encuentra a unos 39 " al este de la HH 120 nudo A.

    Ninguna de estas características aparece en la imagen [ S II ] , mientras que la mayoría de los ellos ( HH 949 y HH 948 ) no aparecen en nuestras imágenes de Hα , aunque son muy débiles .

    Descubrimos un nuevo flujo Herbig Haro HH 950. Se observa en todos los de nuestras imágenes . Este es un importante flujo bipolar que está saliendo de la cabeza de la CG 30 . Se extiende unos 10 ' en la dirección northeastsouthwest . Se compone de dos lóbulos – el noreste y el lóbulo del sudoeste. La anchura del flujo en la posición de la HH 950 nudo E ( véase la Figura 4 ) es 1 ' , lo que da una longitud a la anchura proporción de 10 y un ángulo de apertura de ~ 5,7 ◦

    . La única función observada en el lóbulo noreste es su borde . El borde 'forward ' es más brillante que el borde 'atrás' . Ambos aparecen en forma de largos filamentos delgados , que se ve mejor en las imágenes Hα . El lóbulo suroeste muestra estructura más compleja . Los filamentos son típicamente alrededor de ~ 2 "de ancho y más de 40 "de largo . El flujo también contiene seis nudos : los dos nudos brillantes son C y E que se encuentran 4 'y 2'4 de HH 120 a lo largo del suroeste del lóbulo . Cuatro nudos más pequeños son visibles en el interior del mismo flujo . Son nudos A, B , D y F y se encuentran a una distancia angular de 4'3 , 3'9 , 3'1 y 1'5 de SS 120 . Sorprendentemente aparecen más brillantes en imagen de [O II] . Los dos lóbulos están ligeramente curvados en la dirección hacia el centro de la Nebulosa Gum. El ángulo de curvatura de la suroeste del lóbulo es más grande y mide alrededor de 15º

    Esta es la mitad de la publicación y las imágenes las puede ver en el enlace, no las se colocar porque están en otro programa que todavía no lo manejo, faltan las conclusiones

  • Sa Ji Tario

    Frates continuo

    3.2 Cinemática

    Con el fin de estudiar la cinemática de las salidas en el complejo CG 30 ,derivamos movimientos propios de los objetos HH que aparecen en nuestras imágenes.Las dos imágenes en las que basamos nuestras mediciones son la imagen de Hα NTT y la imagen de Subaru. El tiempo transcurrido entre las imágenes es de10,91 años ( 3980 días ) . Ambas imágenes se registraron Hα por lo que tenía el mismo tamaño de píxel , la distorsión y la orientación . Esto se hizo utilizando el IRAF GEOMAP y tareas GREGISTER . Para calcular los movimientos propios de las características elegidas , se utilizó una técnica de cruz D2 de correlación . Los resultados se presentan en la Tabla 3 .
    Las cantidades de las columnas de la Tabla 3 son : ( 1 ) etiquetas de características , ( 2 ) movimientos propios en segundos de arco por siglo , ( 3 ) velocidades en kilómetros – 1 suponiendo una distancia de 450 pc, y ( 4 ) los ángulos de posición de
    movimiento propio vectores en grados .
    Los valores de los movimientos propios de los nudos que forman parte del HH 950 de flujo está entre 1,4 y 4 ” 2/century y están orientados hacia el suroeste ( ángulos de posición entre 240 a 253 ◦) , Mientras que la HH 120 nudos se propagan en dirección noroeste ( ángulos de posición entre 309 – 332 ◦ ) Y tienen valores propios de movimiento 1 ” 3 y 2 1/century ” . en una distancia supuesta de 450 pc, las velocidades previstas de la adecuada propuestas de los HH 950 nudos son entre 31 y 107 kms – 1 y para los nudos asociados con HH 120 son 26 y 45 kms – 1
    Dividimos a los nudos HH 120 en dos grupos – nudo E como uno y todos los otros nudos como el segundo grupo . Tenemos dos vectores algo diferente de movimiento propio – el nudo E parece estar propagando más hacia el oeste que los otros nudos. En la figura 7 se observa que el buen vector de movimiento del segundo grupo de nudos de los puntos de flujo HH 120 directamente hacia HH 948.

    Entre los flujos de IR se obtuvieron los vectores de movimiento propio de HH 949 ( IR nudos 5 , 7 y 8) . La dirección calculada del movimiento es perpendicular al eje sobre el que se encuentran seis nudos IR . Las encuestas anteriores no han revelado
    ningún objeto estelar joven que podría ser una conducción de origen para este objeto HH . Creemos que este vector de movimiento adecuado se ve afectado por los cambios en la estructura del flujo HH entre los dos épocas .
    El vector de movimiento adecuado de HH 948 es de particular interés . la valor del movimiento propio ( 1 4/century ” ) y la dirección del vector de movimiento propio ( 308 ◦) Son muy similares a los movimientos propios vector de los HH 120
    nudos A, B , C y D ( 1 ” 3/century y 309 ◦) .

    Ambos vectores se encuentran a lo largo de la línea que conecta estos HH 120 nudos y HH 948 , y así puede ser partes del mismo flujo HH

    4 Discusión

    Dada la complejidad estructural de HH 120 , junto con nuestros propios resultados de movimiento , creemos que el flujo HH 120 consta de por lo menos dos salidas , y posiblemente más. Nudos A, I, J y K aparecen para formar uno de flujo. Nudo G
    muestra una larga serpentina hacia el oeste. Nudos C , A y H podría formar un flujo bipolar , y el nudo E posiblemente forma un flujo separado . Su vector de movimiento propio apunta más hacia el oeste de la adecuada vector de movimiento
    para el resto de los HH 120 nudos . Launhardt et al . ( 2000 ) descubrieron dos fuentes en su encuesta en su encuesta submilimétricas de 850 micras , acostado en una dirección norte-sur, que llamamos aquí CG30 SMM- N y SMM- S . La fuente SMM – N es probablemente una fuente de accionamiento para la HH 120 . Puesto que parece que HH 120 consta de al menos dos flujos , la fuente SMM – N podría ser en realidad un binario o un sistema múltiple.
    El vector de movimiento propio calculado para el grupo de nudos que ncluye los nudos C , A y H, apunta directamente hacia HH 948. la direcciones y los valores absolutos de los movimientos propios de estos nudos coinciden bien con los valores del movimiento propio de HH 948 . nosotros concluimos que HH 948 está relacionada con el flujo a la que nudos C , A yH pertenecen . El hecho de que hay otros objetos HH presente alrededor HH 120 da más apoyo a la hipótesis de que debe haber varias salidas procedentes de SMM- N . Para poner los datos de IR y óptica en su contexto , se combinaron ambas imágenes en una sola imagen ( véase la Figura 8 ) . El IR y óptica Nudos HH se muestras allí al mismo tiempo . Las dos cruces que los aparecer en la imagen marcan las posiciones de las dos fuentes submilimétricas descubierto por Launhardt et al . ( 2000 ) . Se puede observar que SMM – S se encuentra exactamente sobre el eje definido por los nudos IR 1 , 3 , 4 , 5 , 7 y 8 .
    Esto lo convierte en un candidato perfecto para una fuente impulsora de este flujo IR como ya se ha propuesto por Launhardt et al . 2000 ) . Sin embargo , es también un conducir fuente del gran flujo HH 950 ?

    Al examinar las posiciones de estos nudos IR y el 950 HH nudos en longitudes de onda ópticas vemos que no se encuentran en el misma eje . Especialmente interesantes son las posiciones de la HH 950 nudos B ,C y F. Los nudos B y C están situados en posiciones paralelas a lo largo el lóbulo del sudoeste. El eje formado por el nudo F , seis nudos IR y SMM – S también no
    coincide con la que conecta SMM – S a cualquier otra característica que pertenecen al flujo de 950 HH . comparamos la HH 950 de flujo con la HH 184 ( Devine et al . 1999 ) . Este objeto presenta una estructura muy compleja y algo similar . También muestra HH nudos que se encuentran en paralelo a lo largo de eje del flujo . los autores de este trabajo argumentan que el eje de este flujo de cambios porque su fuente es una estrella primaria en un sistema binario con órbita excéntrica . Cada vez que una estrella secundaria (que emite un jet más pequeño) se aproxima al principal cambio del eje de flujo rápido . Debido a esto algunos de los nudos producidos en ese momento parecen estar fuera de eje . Cuando el secundario están más lejos de la primaria ( que es la mayoría del tiempo , debido a la alta excentricidad de su órbita ) , el eje de flujo vuelve a su “normal ” posición. Si la misma explicación se aplica para la HH 950 jet, entonces SMM- S
    También debe ser un sistema binario. Sin embargo, nuestros argumentos se basan únicamente en la estructura de la HH 950 de chorro . No vemos un chorro secundario que confirmaría la naturaleza binaria de la fuente de HH 950.
    También hay una cuestión de la curvatura de la HH 950 de chorro . es ligeramente curvada en la dirección del centro de la nebulosa de GUM . este podría ser otra indicación de que la fuente de accionamiento es un binario .

    5 Conclusiones

    En este trabajo se han estudiado los objetos Herbig -Haro asociados CG 30 . Nosotros encontramos que la mayoría de los objetos HH pertenecen a dos corrientes : HH 120 y HH 950. Los movimientos propios de los nudos de HH 120 sugieren que este objeto se compone realmente de al menos dos salidas .
    El candidato a la fuente motriz de HH 120 es la submilimétricas norte fuente CG30 SMM- N descubierto por Launhardt et al. ( 2000 ) , el cual por lo tanto, debe ser un binario o un sistema múltiple.
    La fuente submilimétricas sur CG30 SMM- S se encuentra exactamente en la el eje definido por seis objetos IR descubierto por Hodapp y Ladd ( 1995 ) . Esto no deja duda de que estos objetos realmente forman un flujo y que esta fuente submilimétricas es su fuente de accionamiento ( como era ya sugerido por Launhardt et al . 2000 ) .

    Proponemos que este flujo forma una parte de la gran HH 950 de flujo que aparece en nuestras imágenes ópticas . HH 950 consta de dos lóbulos – mientras que su lóbulo noreste es casi sin rasgos distintivos ( la única característica visible es su
    borde brillante) , el lóbulo suroeste presenta una estructura compleja compuesta de filamentos finos y nudos. Interesante es el hecho de que los nudos HH en este lóbulo no se encuentran todos en el mismo eje . Parece que el eje rápidamente cambió
    hacia el sur en la época en que los nudos B y C fueron producido .
    Argumentamos que CG30 SMM- S podría ser un sistema binario. en menos un miembro del sistema es una estrella joven que emite la HH 950 jet . La interacción de ambos objetos hace que el cambio de dirección de el eje HH 950 .

    Agradecimientos

    Estamos muy
    agradecidos a un árbitro anónimo por un muy cuidadoso y atento informar. Agradecemos a Ralf Launhardt para proporcionar las posiciones exactas de las fuentes submilimétricas y Klaus Hodapp por brindarnos la imagen infrarroja original de la CG 30 . Primoz Kajdic reconoce la Direcci’on General de Estudios de Posgrado de la UNAM una beca de apoyo a sus estudios de posgrado. Este estudio ha sido apoyado por la NSF a través de subvención AST0407005 . Este material es basado en el trabajo apoyado por la Administración Nacional de Aeronáutica y del EspacioAdministración a través del Instituto de Astrobiología de la NASA bajo el Acuerdo de Cooperación No. NNA04CC08A emitió a través de la Oficina de Ciencias del Espacio
    .

    Referencias

    bhatt99 Bhatt , H. C. 1999 , MNRAS , 308 , 40
    Chen99a Chen , XP, Launhardt , R., Bourke , LT et al. 2008a, ApJ , 683, 862
    Chen99b Chen , XP, Bourke , TL, Launhardt , R., Henning , T. 2008b , ApJ , 686, L107
    Devine99 Devine , D., Reipurth , B. , Bally , J., Balonek , TJ 1999 , AJ , 117 , 2931
    graham89 Graham , JR, Heyer , MH 1989 , PSAP , 101, 573
    Gum52 Gum , C. S., Obs , 72, 151
    Hawarden76 Hawarden , TG , marca , PWJL 1976 , MNRAS , 175 , 19
    Hodapp95 Hodapp , KW , Ladd , EF 1995 , ApJ , 453, 715 kim05 Kim , JS , Walter , FM, Wolk , SJ 2005 , ApJ , 129, 1564
    knude99 Knude , J., Jønch -Sørensen , H. Nielsen , AS 1999 , A & A, 350 , 985
    knude00 Knude , J. Nielsen , AS 2000 , A & A, 362 , 114

  • Saín

    Los glóbulos cometarios, son un tema bastante interesante, esa población de estrellas recién nacidas,
    tremendamente calientes, se dice que estos objetos celestes de brillo muy débil y forma de cometa
    tienen un inmenso tamaño, con colas de años luz de longitud. Glóbulos de polvo celeste, con toda
    esa radiación y expansión de gases, con estas curiosas y llamativas formaciones de polvo celeste,
    brillantes y fluidas formas se juntan cerca del centro de este rico campo de estrellas en las
    constelaciones australes de la Vela y la Popa. En fin…Sencillamente espectacular estas
    estructuras de gas y polvo interestelar y la agrupación de glóbulos cometarios.

    Los Globulos de Bok
    http://universitam.com/academicos/?p=15001
    http://www.surastronomico.com/galeria/Sergio_Eguivar/Globulos_de_Bok.htm
    El nacimiento de una estrella
    http://www.24horas.cl/tendencias/ciencia/telescopio-en-chile-muestra-el-nacimiento-de-una-estrella-801992
    http://www.youtube.com/watch?feature=player_embedded&v=RMSwvJmqEBI#t=15

    Salud.

  • Saín

    El Pollo Corredor
    http://www.seti.cl/puedes-ver-un-pollo-corredor-en-esta-nebulosa/
    ESO capta nebulosa que asombra a científicos
    https://www.youtube.com/watch?v=mKPY8kGygS4
    Impresionantes vistas de “Los Pilares
    de la Creación”
    http://www.latinquasar.org/index.php?option=com_content&task=view&id=937&Itemid=1
    Saludos.

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