The analysis of the interstellar matter around the HII region Sh2-206  shows extended emission in a region of more than 30 pc from the optical  nebula detected both in the radio continuum and in the far IR. The  distribution of dust, atomic and molecular gas, is compatible with the  fact that the nebula is density bounded towards the east, and ionization  bounded towards the south and west. This region is consistent with the  champagne model.Investigamos la distribución del gEl análisis del medio interestelar en la región HII Sh2-206 muestra emisión extendida a más de 30 pc de la nebulosa óptica en el continuo de radio y en el IR lejano. La distribución del polvo y del gas neutro atómico y molecular es compatible con el hecho de que la nebulosa está limitada por densidad hacia el este, y limitada por ionización hacia el sur y el oeste. El modelo de champagne se ajustaría a esta región.Fil: Martin, Maria Cristina. Provincia de Buenos Aires. Gobernación. Comision de Investigaciones Científicas. Instituto Argentino de Radioastronomía. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto Argentino de Radioastronomia; ArgentinaFil: Cappa, Cristina Elisabeth. Provincia de Buenos Aires. Gobernación. Comision de Investigaciones Científicas. Instituto Argentino de Radioastronomía. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto Argentino de Radioastronomia; Argentina. Universidad Nacional de la Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas; Argentin

Cappa, Cristina Elisabeth

Martin, Maria Cristina

The analysis of the interstellar matter around the HII region Sh2-206 shows extended emission in a region of more than 30 pc from the optical nebula detected both in the radio continuum and in the far IR. The distribution of dust, atomic and molecular gas, is compatible with the fact that the nebula  is density bounded towards the east, and ionization bounded towards the south and west. This region is   consistent with the {it champagne model}.Fil: Martin, Maria Cristina. Provincia de Buenos Aires. Gobernación. Comisión de Investigaciones Científicas. Instituto Argentino de Radioastronomía. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto Argentino de Radioastronomía; ArgentinaFil: Cappa, Cristina Elisabeth. Provincia de Buenos Aires. Gobernación. Comisión de Investigaciones Científicas. Instituto Argentino de Radioastronomía. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto Argentino de Radioastronomía; Argentina52° Reunión anual de la Asociación Argentina de AstronomíaLa PlataArgentinaAsociación Argentina de AstronomíaUniversidad Nacional de La Plata. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

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Sh2-206: medio interestelar y formación estelar

The analysis of the interstellar matter around the HII region Sh2-206  shows extended emission in a region of more than 30 pc from the optical  nebula detected both in the radio continuum and in the far IR. The  distribution of dust, atomic and molecular gas, is compatible with the  fact that the nebula is density bounded towards the east, and ionization  bounded towards the south and west. This region is consistent with the  champagne model.Investigamos la distribución del gEl análisis del medio interestelar en la región HII Sh2-206 muestra emisión extendida a más de 30 pc de la nebulosa óptica en el continuo de radio y en el IR lejano. La distribución del polvo y del gas neutro atómico y molecular es compatible con el hecho de que la nebulosa está limitada por densidad hacia el este, y limitada por ionización hacia el sur y el oeste. El modelo de champagne se ajustaría a esta región.Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto Argentino de Radioastronomí

Martín, María Cristina

Cappa, Cristina Elisabet

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Asociación Argentina de Astronomı́aBAAA, Vol. 52, 2009J.J. Clariá, E. Brandi, A.E. Piatti & F.A. Bareilles, eds.PRESENTACIÓN MURALSh2-206: medio interestelar y formación estelarM.C. Mart́ın1 y C.E. Cappa1,2(1) Instituto Argentino de Radioastronomı́a (IAR), CCT-La Plata,CONICET(2) Facultad de Ciencias Astronómicas y Geof́ısicas - UNLPAbstract. The analysis of the interstellar matter around the HII regionSh2-206 shows extended emission in a region of more than 30 pc from theoptical nebula detected both in the radio continuum and in the far IR.The distribution of dust, atomic and molecular gas, is compatible with thefact that the nebula is density bounded towards the east, and ionizationbounded towards the south and west. This region is consistent with thechampagne model.Resumen. El análisis del medio interestelar en la región HII Sh2-206muestra emisión extendida a más de 30 pc de la nebulosa óptica en elcontinuo de radio y en el IR lejano. La distribución del polvo y del gasneutro atómico y molecular es compatible con el hecho de que la nebulosaestá limitada por densidad hacia el este, y limitada por ionización haciael sur y el oeste. El modelo de champagne se ajustaŕıa a esta región.1. IntroducciónSh2-206 es una región HII evolucionada ubicada en el brazo de Perseo. En placasrojas aparece como una nebulosa de unos 20′ de diámetro, surcada por regionesde absorción. El núcleo de la región HII tiene una geometŕıa de tipo ampolladiscutida por Icke et al. (1980). La estrella excitatriz es BD+50o886, clasificadacomo O5V (Georgelin et al. 1973, Sota et al. 2008 [GOS Catalog V2.2]). Sudistancia espectrofotométrica es de 2.9 kpc.El núcleo de la región HII fue observado en 1415 y 4995 MHz por Deharvenget al. (1976). La región es claramente térmica. El campo de velocidades del gasionizado obtenido en base a la ĺınea Hα es complejo, con velocidades VLSR ∼–20 km s−1 en la parte sur-este y VLSR ∼ –30 km s−1 en la sección nor-oestedel núcleo, y con una velocidad media VLSR = –26.5 km s−1 (Deharveng et al.1976). Israel (1980) encuentra gas molecular asociado en base a observacionesde la ĺınea CO(1-0), con velocidades entre –24.3 y –34.5 km s−1. De acuerdo almodelo de rotación circular galáctico, VLSR = –26.5 km s−1 corresponde a gasubicado a una distancia cinemática de 3.0±1.0 kpc, compatible con la distanciaestelar.En este trabajo analizamos la distribución del gas ionizado y neutro y delpolvo interestelar asociado a Sh2-206, e investigamos la presencia de regiones deformación estelar en la vecindad.143144 M. C. Mart́ın y C. E. CappaGALACTIC LAT.GALACTIC LONG.151 10 00 150 50 40 30 20 10-00 1020304050-01 00102030GALACTIC LAT.GALACTIC LONG.151 10 00 150 50 40 30 20 10-00 20304050-01 00102021Figura 1. Izquierda: Emisión de Sh2-206 en el continuo de radio en 1420MHz. Escala de colores y niveles (Tb): 6(azul)-50(rojo) K. La estrella indicala posición de BD+50o886. Derecha: Emisión infrarroja a 60 µm. Escala decolores: 10-100 mJy/ster. Se señalan regiones HII (ćırculos), cúmulos estelares(cruces) e YSOs (triángulos).2. Bases de datosEste estudio se basa en datos del Canadian Galactic Plane Survey (CGPS) queincluye observaciones en el continuo de radio en 408 y 1420 MHz y de la ĺıneade 21 cm del HI (haz sintetizado: ≈1′), datos del satélite IRAS en 12, 25, 60 y100 µm (resolución angular: 0.′5-2′) y datos de la ĺınea del CO(1-0) en 115 GHz(resolución angular: 7.′5) (Dame et al. 2001). La búsqueda de objetos estelaresjóvenes (YSOs) se llevó a cabo utilizando los catálogos de fuentes puntuales IR2MASS, MSX e IRAS.3. Emisión del gas ionizado y del polvo asociadoLa Figura 1 (izquierda) muestra la emisión en el continuo de radio en 1420 MHz.y de baja emisión. La parte central más brillante corresponde al núcleo de 3′.Esta región está rodeada de una zona de alta emisión de 17′ de diámetro (quetiene contraparte en ĺıneas ópticas) y de una zon de emisión débil en radio yóptico de 45′×35′ de diámetro. La densidad electrónica rms y la masa ionizadade la región de débil emisión es 5 cm−3 y 3300 M⊙ mientras que para la regiónde mayor emisión de 17′ se estima una densidad electrónica rms de 30 cm−3 yuna masa de 3000 M⊙ (distancia adoptada = 2.9 kpc).En base a datos del satélite IRAS, Pismis y Mampaso (1991) encontraronque la región HII es una intensa fuente en el rango 12 a 100 µm. Además de laintensa emisión de la nebulosa, en la imagen IR (Figura 1 derecha) se observandos regiones brillantes pequeñas hacia longitudes galácticas crecientes: 1) RegiónHII compacta IRAS 04000+5052 con denso cúmulo estelar, relacionada a Sh2-206. Está asociada a gas molecular y se detecta en la banda A de MSX en 8.3µm. La velocidad del gas en la ĺınea CO(1-0) es de –30.5 km s−1 (Wouterlooty Brand 1989); 2) Región HII BFS 34 asociada a un cúmulo estelar (Blitz etal. 1982) embebido en gas molecular (Kumar et al. 2006). La velocidad de laSh2-206: medio interestelar y formación estelar 145GALACTIC LAT.GALACTIC LONG.151 10 00 150 50 40 30 20 10-00 1020304050-01 00102030GALACTIC LAT.GALACTIC LONG.151 10 00 150 50 40 30 20 10-00 1020304050-01 00102030Figura 2. Distribución del HI. Izquierda: De –24 a –27 km s−1.Derecha: De –32 a –36 km s−1. Escala de colores (Tb): 80-110 K.ĺınea CO(1-0) es –27.7 km s−1. En esta dirección se encuentra la fuente IRAS04034+5116, clasificada como objeto estelar joven (YSO) (Szymczak et al. 2000).4. Distribución del hidrógeno neutroLa distribución del gas atómico neutro en dirección a Sh2-206 es compleja (Fi-gura 2). El HI asociado a la nebulosa tiene velocidades entre –19 y –37 km s−1.Estas velocidades son similares a las del gas ionizado y del gas molecular. A ∼–26 km s−1 un filamento de HI bordea el sector más brillante de la nebulosa porel sur y el oeste, mientras que una nube de HI rodea la región de débil emisiónpor el S. A ∼ –34 km s−1, el HI limita la nebulosa por el norte, nor-este y oeste.Gas a estas velocidades se acerca al observador, como lo indica la presencia deabsorción debida a la emisión del continuo de radio del núcleo de la región HII.La distribución del gas molecular se muestra en la Figura 2. La distribución delgas neutro atómico y molecular es compatible con el hecho de que la parte másbrillante de la nebulosa está limitada por densidad hacia el este, y limitada porionización hacia el sur y el oeste.5. Formación estelarSe seleccionaron fuentes 2MASS en base al diagrama (J-H) vs. (H-Ks), conside-rando una recta de enrojecimiento para una estrella tipo A (Straizys y Laugalys2007). Para eliminar de la selección las estrellas masivas de secuencia, se esta-blece un ĺımite en el color (H-Ks) dependiente de la absorción interestelar. Laextinción para cada fuente se estimó considerando un valor promedio en celdasde 2′ (Lada et al. 1994). Las fuentes IRAS seleccionadas cumplen los criteriosde Yunkes et al. (1993) para YOSs. objetos esEn la distribución de candidatas a YSOs (Figura 3), se observan concen-traciones proyectadas sobre la parte más brillante de la nebulosa y sobre lasregiones HII IRAS 04000+5052 y BFS 34. La mayoŕıa de los candidatos a YSOscoinciden en posición con gas molecular.146 M. C. Mart́ın y C. E. CappaGALACTIC LAT.GALACTIC LONG.151 10 00 150 50 40 30 20 10-00 1020304050-01 00102030GALACTIC LAT.GALACTIC LONG.151 10 00 150 50 40 30 20 10-00 1020304050-01 00102030Figura 3. Candidatos a YSOs superpuestos a la imagen de 60 µm (izquier-da) y a la emisión de la ĺınea CO(1-0) en el intervalo –20 a –36 km s−1.Escala de colores (Tb): 2-12 K. Las cruces indican la posición de las fuentesseleccionadas del catálogo 2MASS y los triángulos corresponden a las fuentesIRAS.6. ConclusionesEstos nuevos datos de la emisión en el continuo de radio permitieron detectarregiones ionizadas extendidas y de menor densidad pertenecientes a la nebulosaSh2-206. Estas regiones de menor densidad se observan también en el infrarrojolejano. La distribución del gas molecular sugiere que el modelo de champagne seajusta a esta región (Tenorio-Table 1978). Se ha detectado gas HI asociado a lanebulosa, con velocidades similares a las del gas ionizado y molecular.Las regiones de formación estelar se extienden hasta más de 30 pc del cuerpoprincipal de la nebulosa. Las candidatas a YSOs aparecen concentradas hacialos grumos de polvo interestelar y gas molecular. Esta distribución sugiere quela formación estelar ha sido inducida por la expansión de la región HII.ReferenciasBlitz, L., Fich, M., & Stark, A.A. 1982, ApJS, 49, 183Dame, T.M., Hartmann, D., & Thaddeus, P. 2001, ApJ, 574, 792Deharveng, L., Israel, F.P., & Maucherat, M. 1976, A&A, 48, 63Georgelin, Y.M., Georgelin, Y.P., & Roux, S. 1973, A&A, 25, 337Icke, V., Gatley, I., & Israel, F.P. 1980, ApJ, 236, 808Israel, F.P. 1980, AJ, 85, 1612Kumar, M.S.N., Keto, E., & Clerkin, E. 2006, A&A, 449, 1033Lada, C.J., Lada, E.A., Clemens D.P., & Bally, J. 1994, ApJ, 429, 694Pismis, P., & Mampaso, A., 1991, MNRAS, 249, 385Sota, A., Máız Apellániz, J., Walborn N.R., & Shida, R.Y. 2008, RMxAA Ser, 33, 56.Straizys V., & Laugalys, V. 2007, Baltic 16, 327Szymczak, M., Hrynek, G., & Kus, A.J. 2000, A&AS, 143, 269Tenorio-Tagle, G. 1978, A&A, 71, 59

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