Conocido como Caldwell 20 para algunos, NGC 7000 para otros y la Nebulosa de América del Norte para la mayoría, esta nebulosa difusa de emisión / reflexión cerca de Deneb se puede ver con frecuencia a simple vista desde un lugar oscuro, pero el gran tamaño de este 1600 años luz de distancia La nube de gas a menudo confunde a las personas en cuanto a la realidad de lo que están viendo. Echemos un vistazo a algunos de los ladrillos en el "Muro" ...
Hola, más allá de la pared ... ¿Hay alguien ahí afuera?
En esta imagen tomada por Kent Wood, estamos buscando un primer plano de la región con forma de golfo de México y a menudo referido como el "Muro de Cygnus". Es aquí donde la luz de las estrellas jóvenes y enérgicas toma los campos de gas frío circundantes y los calienta, provocando la formación de un frente de ionización, lleno de filamentos densos y deliciosamente delicados. Este "frente de choque" altamente energizado se destaca en un relieve audaz contra los complejos gases oscuros y vetas de polvo oscuro.
¿Qué usaremos ... para llenar los espacios vacíos? ¿Qué usaremos ... para completar el muro?
Probemos la formación de estrellas, variables eruptivas, estrellas de bengala y tipos T-Tauri. De acuerdo con G.W. Marcy: “Una búsqueda espectrográfica sin cortes para las estrellas de emisión H..cap alpha .. en NGC 7000 ha revelado 18 nuevos ejemplos, la mayoría de los cuales son presumiblemente estrellas T Tau. Un examen de todas las estrellas T Tau conocidas en estos campos no ha descubierto eventos del tipo FU Ori, excepto el de V1057 Cygni ". Todos estos se sienten como en casa en el gas ionizado caliente en el medio interestelar local. Sin embargo, son las propiedades de este gas ionizado las que son tan curiosas de estudiar. En este caso, en las tenues líneas de emisión óptica de hidrógeno alfa.
Hola, no los ayudes a enterrar la luz ...
A lo largo del borde brillante de la pared es donde está la acción. Según el trabajo de Koji (et al), es aquí donde está ocurriendo la mayor parte de la acción de formación de estrellas. “Hemos encontrado pequeños grupos de fuentes de infrarrojo cercano que tienen colores de objetos estelares (YSO) jóvenes en algunos de estos objetos; Se considera que la mayoría de los miembros del cúmulo son más antiguos que las fuentes puntuales IRAS y son estrellas de pre-secuencia principal, como las estrellas T Tauri. En al menos seis nubes de borde brillante, los grupos se alargan hacia la punta del borde brillante o la (s) estrella (s) emocionante (s) del borde brillante con las fuentes IRAS situadas cerca del otro extremo. Hay una tendencia a que las estrellas más azules (es decir, más viejas) se ubiquen más cerca de la (s) estrella (s) emocionante (s) y que las estrellas más rojas (es decir, más jóvenes) estén más cerca de las fuentes IRAS. Esta distribución asimétrica de los miembros del cúmulo sugiere fuertemente la formación estelar secuencial a pequeña escala o la propagación de la formación estelar desde el lado de la (s) estrella (s) emocionante (s) hasta la posición IRAS en unas pocas veces 105 años, como resultado del avance del choque causado por la radiación UV de la (s) estrella (s) emocionante (s) ".
Y en general, solo era un ladrillo en la pared ...
Pero parte de la verdadera belleza son las nubes de polvo y hollín llenas de HAP. Aprendimos sobre esos hidrocarburos aromáticos policíclicos, no hace mucho tiempo, y lo que significan. Y sabemos que la región Cygnus X es uno de los sitios de formación estelar más ricos de la galaxia. ¿Pero qué hay de esta estructura? Esta pared?
Un barco lejano, humo en el horizonte ... Tu solo vienes en oleadas.
Lo creas o no, NGC 7000 fue fotografiado desde la superficie lunar durante la misión Apolo 16 de 1972 y continúa siendo estudiado por sus propiedades de polarización y dispersión en longitudes de onda h-alfa. Incluso le han tomado la temperatura de sus electrones para probar que el polvo interestelar está enmascarando la luz que vemos. Sin embargo, lo que vemos puede ser una ilusión. De los estudios de R.J. Reynolds “De acuerdo con los modelos de fotoionización del medio ionizado caliente, estas relaciones [O i] / Ha sugieren que la mayor parte de la Ha se origina en regiones limitadas por la densidad, casi totalmente ionizadas a lo largo de las líneas de visión en lugar de nubes o capas de Hi parcialmente ionizadas. de H ii en las superficies de H i nubes ".
Hola, más allá de la pared ... ¿Hay alguien ahí afuera?
Aventúrate en la nube oscura y descúbrelo. De acuerdo con Laugalys (et al), "se obtuvieron magnitudes e índices de color de 430 estrellas hasta V Ëœ 17.5 mag en el sistema fotométrico Vilnius + I de ocho colores en cuatro áreas de diámetro 20 'dentro de la nube oscura L935 que separa América del Norte y Nebulosas Pelícano. Los tipos espectrales, los excesos de color interestelar, las extinciones y las distancias de las estrellas se determinaron a partir de los datos fotométricos. La trama de extinción vs. distancia muestra que la nube oscura comienza a una distancia de 520 ± 50 pc. Se sospecha que unas 40 estrellas en la nube, en su mayoría enanas K y M, tienen emisión de Hα; Estas estrellas también exhiben excesos infrarrojos. Cuatro de ellos son estrellas conocidas de pre-secuencia principal. Nuestro conjunto de estrellas contiene J205551.3 + 435225 (V = 13.24) que, según Camerón y Pasquali (2005), es la estrella de tipo O5 V que ioniza las nebulosas de Norteamérica y Pelícano. Si se confirma este tipo espectral, la estrella tendría una extinción AV entre 9 y 10 magnitudes (dependiendo de la ley de extinción aceptada) y una distancia que no es muy diferente de la distancia de la nube de polvo ".
¿Cómo debo llenar los lugares finales? ¿Cómo debo completar el muro?
Supongo que las últimas palabras serían la fuente de iluminación. En un estudio realizado por Comerón y Pasquali; “Presentamos los resultados de una búsqueda de la estrella ionizante de América del Norte (NGC 7000) y el complejo de nebulosas Pelican (IC 5070). La aplicación de criterios de selección adecuados a la fotometría de banda ancha 2MASS JH KS nos permite reducir la búsqueda a 19 candidatos preliminares en un círculo de radio de 0o 5 que contiene la mayor parte de la nube oscura L935 que separa ambas nebulosas. La espectroscopía de seguimiento del infrarrojo cercano muestra que la mayoría de estos objetos son estrellas de carbono y gigantes de tipo medio a tardío, incluidas algunas estrellas AGB. Dos de los tres objetos restantes resultan ser posteriores al tipo espectral B y, por lo tanto, no pueden explicar la ionización de la nebulosa, pero un tercer objeto, 2MASS J205551.25 + 435224.6, tiene propiedades infrarrojas consistentes con ser un tipo O medio estrella a la distancia del complejo de nebulosas y enrojecida por AV â ‰ ƒ 9.6. Confirmamos su tipo espectral O5V mediante espectroscopía visible en azul. Esta estrella tiene el tipo espectral requerido por las condiciones de ionización de las nebulosas y las propiedades fotométricas consistentes con las estimaciones más recientes de su distancia. Además, se encuentra cerca del centro geométrico del complejo que otros estudios han propuesto como la ubicación más probable para la estrella ionizante, y también está muy cerca de la posición inferida de la morfología de los bordes de las nubes detectados en el radio continuo. Dado el cumplimiento de todas las condiciones y la existencia de una sola estrella en toda el área de búsqueda que las satisface, proponemos 2MASS J205551.25 + 435224.6 como la estrella ionizante del complejo de América del Norte / Pelícano ".
Con todo ... Es solo otro ladrillo en la pared.
¡Nos gustaría agradecer al miembro de AORAIA, Kent Wood, por la espléndida imagen y el gran desafío de investigación!
