Arcul Carenei

Arcul Carenei Regiunea galactică
Arcul Carenei
Date observaționale ( epoca J2000.0 )
Constelaţie	Coca
Ascensiunea dreaptă	11 h 00 m 00 s
Declinaţie	−61 ° 00 ′ 00 ″
Coordonatele galactice	l = 290,0; b = 0,0
Distanţă	8 150: al (2 500: buc )
Magnitudine aparentă (V)	6:
Dimensiunea aparentă (V)	10 °
Caracteristici fizice
Tip	Regiunea galactică
Galaxia apartenenței	calea Lactee
Caracteristici relevante	Regiune galactică bogată în nori moleculari gigantici și asociații OB
Hartă de localizare
Categoria regiunilor galactice

Coordonate : 11 ^h 00 ^m 00 ^s , -61 ° 00 ′ 00 ″

Arco della Carena este o regiune a Căii Lactee deosebit de bogată în nori moleculari gigantici și asociații OB foarte tinere și extinse; își ia numele de la constelația în care se încadrează aproape în întregime, cea a Carenei .

Este una dintre cele mai luminoase și aglomerate întinderi ale Căii Lactee vizibile de pe Pământ , datorită și orientării brațului spiralat de care aparține, Brațul Săgetătorului ; această regiune galactică constituie una dintre cele mai caracteristice structuri cerești vizibile din emisfera sudică și este dominată în sens absolut de marea și luminoasa Nebuloasă Carina , perfect vizibilă chiar cu ochiul liber , în cadrul căreia sunt active procese importante de formare a stelelor , în special în sectoarele mai spre sud. ^{[1] [2]} La aceasta se adaugă un număr mare de nebuloase minore, până la așa-numita „ Nebuloasă Lambda Centauri ”, vizibilă în partea cea mai estică a regiunii.

Ca dovadă a marii activități de formare a stelelor, patru asociații OB foarte importante sunt vizibile pe Arcul Carina și împrejurimile sale, plus un număr mare de clustere deschise recent formate, stele Wolf-Rayet și diverse populații de stele T. Tauri . Vântul stelar al celor mai masive stele a creat, de asemenea, o serie de uriașe bule de vânt stelare , ale căror margini sunt delimitate de fire lungi de hidrogen neutru și ionizat. ^[3]

Observare

Harta detaliată a regiunii Arco della Carena.

Arcul Carina este una dintre cele mai izbitoare și bogate stele din Calea Lactee ; este observat la granița dintre constelațiile sudice Carena și Centaurus , în cea mai sudică întindere a traseului luminos al Căii Lactee. Datorită declinației sale puternic sudice, observarea acestei regiuni galactice este exclusă în majoritatea zonelor situate în emisfera nordică terestră; poate apărea aproape de orizont în serile de iarnă începând de la paralela 29º-28º nord, coincidând cu latitudinea unor orașe precum Cairo și New Delhi sau cu baza Capului Canaveral din Florida . Zonele din care observația este optimă sunt cu siguranță cele din emisfera sudică și în special din regiunile temperate; din orașe precum Sydney , Melbourne , Wellington și Cape Town , este circumpolar și, prin urmare, poate fi observat în toate nopțile anului, deși cu unele dificultăți în lunile de primăvară sudice. ^[4] O viziune decentă poate fi obținută și din regiunile tropicale inferioare ale emisferei nordice.

Arcul Carinei se distinge perfect chiar și cu ochiul liber în nopțile suficient de întunecate pentru a permite observarea urmelor Căii Lactee; este ușor de găsit la WSW din strălucita constelație a Crucii de Sud și apare ca una dintre cele mai aglomerate și bogate în stele ale bolții cerești. Un binoclu simplu vă permite să distingeți cu ușurință cele mai strălucitoare obiecte, în primul rând Nebuloasa Carina , cel mai semnificativ obiect din Arc, care fiind cea mai strălucitoare nebuloasă din cer este bine observabilă chiar și cu ochiul liber; în jurul său sunt dispuse un număr mare de concentrații stelare și grupuri mai mult sau mai puțin bogate, dintre care unele, precum NGC 3532 și Pleiadele de Sud , sunt de fapt obiecte plasate în prim-plan și aparținând brațului nostru spiralat, Brațul lui Orion .

Observarea cu un telescop relevă un număr foarte mare de detalii atât ale nebuloaselor, cât și ale structurilor stelare; concentrațiile de stele tinere albastre, arcurile nebuloase care se extind de la Carina la partea de sud a Centaurului și a nebuloasei IC 2944 , vizibile în direcția stelei λ Centauri, sunt clar evidente. Din punct de vedere pur amator, Arco della Carena este una dintre atracțiile emisferei cerești sudice cea mai apreciată de astronomii amatori din întreaga lume. ^[5]

Caracteristici

Harta principalelor structuri cuprinse în Brațul Săgetătorului. Soarele, în afara razei de acțiune, este în dreapta și ușor în sus.

Arcul Carinei este o bogată densificare care face parte din Brațul Săgetătorului , brațul spiralat al Căii Lactee imediat mai intern decât cel în care este situat sistemul solar ; se află la o distanță medie de aproximativ 2500 parsec (8150 ani lumină ) și se extinde pentru 1000-1500 parsec, incluzând un număr mare de regiuni H II și complexe de nebuloase moleculare deosebit de masive în care sunt active fenomene intense de formare a stelelor . Rezultatul acestor fenomene este formarea unor asociații OB extinse și a unor clustere deschise compuse din stele foarte masive și strălucitoare.

Similar regiunii Swan , Arcul Carina apare puternic aglomerat, cu un număr mare de structuri nebuloase și asociații stelare care aproape tind să se suprapună pe aceeași linie de vedere; conform modelelor de cartografiere ale Căii Lactee, această regiune coincide cu punctul în care brațul Săgetător, în cercul său în jurul centrului galactic , este văzut aproape de-a lungul axei sale direcționale, determinând, mai ales în zona centrală, o suprapunere mai mare a structurilor diferit. Cele patru asociații majore de OB sunt observate la cele mai strălucitoare două nebuloase din regiune: Carina OB1 și Carina OB2 sunt vizibile pe partea de vest, lângă Nebuloasa Carina, în timp ce celelalte două, Crux OB1 și Centaurus OB1, se află pe partea de est. aparent la mică distanță de nebuloasa IC 2944. ^[6]

Observând regiunea de pe Pământ , pe lângă aceste asociații și regiuni nebuloase, multe structuri aparținând efectiv brațului Orion și vizibile în această direcție doar pentru un efect de perspectivă; acesta este cazul unuia dintre obiectele dominante în această direcție, clusterul Pleiadelor de Sud (IC 2602). Acest cluster, centrat pe steaua θ Carinae , constituie unul dintre vârfurile cele mai vestice ale Asociației Scorpius-Centaurus , asociația OB cea mai apropiată de sistemul solar; ^[7] în special, Pleiadele de Sud sunt situate la o distanță egală cu 147 parsec (479 ani lumină). ^[8] Un al doilea grup foarte luminos, vizibil în această direcție, dar care nu face parte din Arcul Carina, este NGC 3532 , a cărui distanță este estimată la aproximativ 405 parsec (1300 ani lumină). ^[5]

Partea sudică a Arco della Carena apare ascunsă de o serie de nebuloase întunecate , care conferă acestei secțiuni a Căii Lactee sudice aspectul său caracteristic în formă de arc. Acești nori, care se extind în principal spre nord-estul Pleiadelor de Sud și se termină în direcția IC 2944, constituie un grup extrem de neomogen; sunt în mare parte mici complexe izolate, dar a căror abundență este de natură să mascheze complet Calea Lactee și obiectele dincolo de aceste nebuloase. Deși există unele fenomene limitate de formare a stelelor în ele, ele nu reprezintă un exemplu de regiune omogenă de formare a stelelor. Printre nebuloasele prezente în această zonă, se numără DC289.3-2.8, DC289.9-3.2 și DC287.1 + 2.4, mici coconi întunecați care emit radiații infraroșii . ^[9] Acești nori sunt, de asemenea, responsabili de întunecarea grupului Mel 101 , vizibil la sud de Pleiadele de Sud și parte fizică a brațului Săgetător.

Structura

Nebuloasa Carina

Același subiect în detaliu: Nebuloasa Carina .

Nebuloasa Carina, structura dominantă a Arcul Carina.

Nebuloasa Carina ( NGC 3372) este cea mai strălucitoare nebuloasă din întregul cer, depășind chiar faimoasa Nebuloasă Orion prin dimensiuni și luminozitate aparente; vizibil chiar cu ochiul liber sub un cer care nu este neapărat perfect, este de departe obiectul dominant de pe Arcul Carenei. În interior se află faimoasa stea η Carinae , precum și unul dintre cele mai mari complexe de stele neobișnuit de masive cunoscute în galaxia noastră, inclusiv tinerele clustere deschise Tr 14, Tr 15 și Tr 16, Cr 228 și Cr 232, plus Bochum 10 și Bochum 11; împreună, aceste grupuri conțin cel puțin 64 de stele din clasa spectrală O și două stele Wolf-Rayet , ceea ce rămâne dintr-un fenomen violent de formare a stelelor care a avut loc acum aproximativ 3 milioane de ani. Printre stelele prezente în această zonă există câteva exemple de stele rare din clasa spectrală O3 a secvenței principale. ^[10]

Observațiile efectuate la scară largă arată că această nebuloasă are o structură bipolară comprimată în zona centrală de ambele părți de praf rece și gaze; axa majoră este aproximativ perpendiculară pe planul galactic . Lobii săi bipolari au un diametru de aproximativ 1 °, echivalent cu 40 parsec (130 ani lumină ) dacă luăm în considerare distanța norului egală cu 7500 ani lumină și nu au o formă sferică și regulată; regiunile interne ale acestor lobi emit radiații O III (oxigen de două ori ionizat) și sunt înconjurate de filamente care emit radiații Hα și S II (sulf ionizat). Lobul nordic prezintă dovezi ale impactului cu planul galactic , în timp ce lobul mare care se extinde spre sud pare a fi legat în ordine cu o serie de structuri de coajă care se extind până la un unghi de 2,7 ° (egal cu 110 parsec / 360 ani lumină) din centrul nebuloasei. Structura polului nebuloasei sugerează că expansiunea de-a lungul planului galactic a fost inhibată de gazul molecular din jur, forțând gazul să se îndrepte în două direcții opuse spre polii galactici locali ; la rândul său, acest lucru sugerează că inițial norul molecular trebuie să fi avut o formă relativ plană și să fie cuprins în întregime în zona centrală a planului galactic. ^[10]

Un detaliu foarte faimos al nebuloasei Carina, un cocon izolat denumit uneori „gestul lui Dumnezeu”.

Cea mai masivă stea conținută în nebuloasă este η Carinae; este o variabilă albastră strălucitoare și supusă expulzărilor periodice ale materiei, care fac ca strălucirea ei să crească brusc până la punctul de a deveni în anumite perioade una dintre cele mai strălucitoare stele din întreaga Căi Lactee, precum și una dintre cele mai strălucitoare stele pe cer. Masa evacuată din stea a format un nor de formă complexă cunoscut sub numele de Nebuloasa Homunculus ; forma actuală a acestui nor se crede că s-a format în urma ultimei mari explozii a η Carinae, care a avut loc în 1841 , când a atins și a depășit luminozitatea Canopus , devenind a doua cea mai strălucitoare stea de pe cer. Explozia a produs doi lobi polari și un disc ecuatorial mare, dar slab, toate îndepărtându-se de stea cu o viteză de 2,4 milioane de km / h. Nu este exclusă posibilitatea reapariției unor astfel de explozii în viitor. Întrucât η Carinae se află la aproximativ 7500 de ani lumină de planeta noastră , numai structurile cu o dimensiune de ordinul a 15 miliarde de kilometri (comparabilă cu diametrul sistemului solar ) pot fi distinse printr-o observație atentă. ^[11]

În ciuda faptului că este o nebuloasă foarte evoluată, mai multe fenomene de formare a stelelor sunt încă active în interior. ^[1] Conform unor studii, acestea ar fi început în sectorul nord-vestic al nebuloasei și rezultatul ar fi vizibil astăzi sub formă de clustere deschise strălucitoare, în special NGC 3293 , vizibile la aproximativ 1 ° nord-vest de nebuloasă , și IC 2581 mai mic, întotdeauna în aceeași direcție; în urma formării acestor două clustere, episoadele de formare a stelelor s-ar fi mutat progresiv spre sud-est, până la atingerea poziției actuale. ^[12] Potrivit unui alt studiu datat din 2003 , formarea de stele ar fi încă activă în regiunea care înconjoară clusterul, dovadă fiind descoperirea unor stele de secvență pre-principale . ^[13]

Nebuloasa Homunculus, care înconjoară steaua Eta Carinae.

Regiunile active în prezent sunt concentrate în special pe marginea sudică a nebuloasei; la aproximativ 0,5 ° sud de steaua η Carinae există unele structuri alungite formate din pulberi, dintre care cea mai mare are o lungime de 25 buc și pare să indice în direcția η Carinae în sine. Aceste structuri, numite „Stâlpi” datorită formei lor, au partea cea mai strălucitoare orientată spre steaua η Carinae și cozi lungi îndreptate în direcția opusă, către o structură întunecată neidentificată încă; direcția iluminării și a structurilor în sine sugerează că sursa vântului stelar care modelează acești nori și a ionizării este exact aceeași η Carinae, împreună cu alte stele supergigante albastre membre ale clusterului Tr 16, a cărui radiație ultravioletă operează o fotoliză asupra gazelor din această regiune. ^[2] Alte indicații ale activității de formare a stelelor sunt date de prezența de-a lungul întregii nebuloase a diferitelor obiecte HH , dintre care se remarcă HH 666, poreclit Axa diabolică ; este un jet bipolar care iese dintr-o globulă moleculară, formată din niște șocuri de arc . Dimensiunile sale unghiulare sunt egale cu aproximativ 4,5 minute arc , care la o distanță de 7500 ani lumină este echivalentă cu o lungime de aproximativ 10 ani lumină; cu toate acestea, această cifră ar fi subestimată, deoarece orientarea jeturilor nu este perpendiculară pe linia noastră de vedere. ^[14]

În cele mai centrale regiuni ale nebuloasei Carina există două mari concentrații de stele, indicate cu abrevierile Tr 14 și Tr 16; în total există puțin peste douăzeci de stele foarte fierbinți, din clasa spectrală B3, ^[15] și câteva stele Wolf-Rayet foarte tinere și stele secvenței pre-principale . ^{[16] [17]} La acestea se adaugă un al treilea grup, numit Cr 232, alcătuit din stele foarte tinere care ies în evidență din câmpurile stelare înconjurătoare; deși este aparent îndepărtată de nebuloasă, la mai mult de un grad spre est, ar fi legată fizic de complexul de nebuloase moleculare din Carina. Vârsta, estimată la aproximativ 20 de milioane de ani, este compatibilă cu cea a altor grupuri și, de asemenea, compoziția sa stelară este comparabilă, fiind formată din stele secvenței pre-principale și stelele de clasă O și B. ^[18]

RCW 54 și împrejurimi

NGC 3576 , un complex nebulos cu dinamică internă complexă.

Spațiul de la est de nebuloasa Carina este dominat de o serie de filamente nebuloase lungi care trec aproape în întregime prin grosimea arcului Carina în direcția nord-sud. Aceste filamente, probabil legate de asociația Carina OB2 ^[3] și situate la o distanță medie de 2900-3100 parsec, au fost împărțite și catalogate în diferite moduri de diferiți autori, începând cu astronomul australian Colin Stanley Gum în anii 1950 .

Filamentul major este adesea listat ca RCW 54 ; conform nomenclaturii atribuite de Catalogul RCW , aceasta constă din două părți principale, indicate cu literele a și b. Catalogul de gume ia în considerare mai multe sub-părți, identificându-le cu diferite denumiri: Guma 34a și b sunt secțiunile centrale și cele mai apropiate de Nebuloasa Carina, Guma 35 este secțiunea sudică și probabil nu este legată fizic de celelalte, Gum 36 secțiunea cea mai nordică și Gum 37 un segment situat la sud de precedentul. ^[19] De asemenea, din acest motiv, în cele mai recente publicații, oamenii de știință preferă să identifice diferitele regiuni nebuloase în mod unic prin coordonatele lor galactice . ^[20]

Regiunea Gum34a și b este astfel indicată cu abrevierile G289.1 + 0.1 și G289.6 + 0.5; acest sistem nebulos este de fapt compus dintr-un set de filamente nebuloase luminoase excitate de radiația uneia sau mai multor stele masive situate în apropiere. Guma 37 (G290.6 + 0.3) este în schimb secțiunea cea mai în contact cu clusterul NGC 3572 ; prezintă semne evidente de expansiune și este ionizată direct de cele mai masive stele ale acestui cluster, deși sunt pe partea opusă a norului. Cele mai strălucitoare și mai fierbinți componente sunt doi giganți albastri indicați cu abrevierile HD 97222 și HD 97166 și ar fi, prin acțiunea vântului lor stelar puternic, responsabil pentru expansiunea observată în gazul Gum 37. ^[20] Acest nor este raportat în catalogul regiunilor de formare a stelelor din Avedisova cu inițialele 2373 și este indicat ca asociat cu sursa de radiații în infraroșu IRAS 11076-5954. ^{[21] [22]}

Marile arcuri de gaz ionizat delimitează o bulă gigantică de vânt stelar .

Arcul mare de nor situat mai la est este dominat în schimb de nebuloasa Gum 38a , cunoscută și sub numele de RCW 57 sau NGC 3576 , denumirea din urmă care este adesea atribuită grupului deschis asociat, compus din peste 50 de stele foarte tinere. Acest nor, situat la 2700 parsec distanță, are o structură neobișnuită, cu un nucleu format dintr-un număr mare de clustere care poartă diverse abrevieri NGC și un vast sistem de arce și filamente care se extind în partea de nord, ceea ce sugerează prezența unei dinamici interne intense. Ionizarea gazelor sale este dată de un număr mare de stele împrăștiate în interiorul său sau situate în regiunile periferice și niciuna dintre ele nu este deosebit de strălucitoare pentru a fi considerată sursa „principală” a radiațiilor ionizante. ^[23] În interiorul său ar fi prezent un grup stelar foarte tânăr profund scufundat în gaze, ^{[24] la} care se adaugă aproape douăzeci de surse de infraroșu, inclusiv una identificată prin IRAS (IRAS 11097-6102) ^[21] și altele indicate cu abrevierea IRS și un număr din ce în ce mai mare. Alte indicații ale prezenței activității de formare a stelelor sunt date de numeroasele surse identificate în undele radio și în special în microunde , printre care se remarcă doi metanoli și unul masiv de apă . ^[22] Conform unor studii, procesele de formare a stelelor au început într-o regiune din afara acestui nor și s-au răspândit ulterior acolo. ^[24]

Toate aceste regiuni de gaz ionizat apar scufundate într-un mediu interstelar bogat în hidrogen difuz. Întreaga zonă este, de asemenea, scufundată într-un imens anvelopă de hidrogen neutru ( regiunea HI ) care prezintă semne de expansiune; filamentele de gaz ionizat descrise până acum tind să aibă concavitatea cu fața către o regiune care este, de asemenea, considerată ca fiind centrul geometric al acestui înveliș de gaz neutru. Comparativ cu distanța medie de 2800-2900 parsec, dimensiunea acestei structuri ar fi de 200 × 260 parsec; originea sa s-ar datora acțiunii combinate a vântului stelar al componentelor masive ale Carina OB2 și NGC 3572. De fapt, ar fi deci o imensă bulă de vânt stelară . ^[3] O parte din aceste filamente sunt confundate cu cele prezente la o latitudine galactică ridicată, la nord, aparținând unui nor aparent separat cunoscut sub numele de RCW 59 ; nu este clar dacă este o structură diferită sau dacă face parte, de asemenea, din cele mai nordice filamente ale bulei, deși măsurători ale vitezei radiale ar sugera aceasta din urmă. ^{[20] [25]}

IC 2944

Același subiect în detaliu: IC 2944 .

Globulele Thackeray dense ale nebuloasei IC 2944, în care are loc formarea de noi stele.

IC 2944 , uneori cunoscută sub numele de Nebuloasa Lambda Centauri datorită aparentei sale apropieri de steaua λ Centauri, este una dintre cele mai mari și mai cunoscute regiuni H II din această regiune galactică; este situat la aproximativ 2000 parseci (6500 de ani lumină) distanță și face parte dintr-un complex de nebuloase extins pentru aproximativ un grad de bolta cerească, care include și nebuloasele din apropiere Gum 39 (RCW 60) și Gum 41 , situate la aceeași distanță și norul molecular mare [GCB88] 20, situat puțin mai la vest, cu o masă de aproximativ 710 000 M _⊙ . Acest complex mare, indicat prin acronimul GMC 294.8-1.8, ^[20] este, așadar, la câteva sute de parseci din nebuloasa NGC 3576. ^[26]

Norul găzduiește câteva stele fierbinți și masive recent formate, dintre care unele sunt direct responsabile de ionizarea gazelor sale; printre acestea supergigantul albastru HD 101545, din clasa spectrală O9.5Iab, ^[27] gigantul albastru HD 101190, din clasa O6III (sau O6V), ^[28] HD 101436 și HD 101223, ambele din clasa O ^[29] și în secvența principală . Cele mai caracteristice obiecte ale regiunii sunt faimoasele globule Thackeray , coconi densi de gaz și praf neiluminat care ies în evidență pe fundalul limpede alcătuit din hidrogen ionizat, situat în principal pe marginea nord-vestică a nebuloasei; globulele sunt grupate într-un spațiu real cu un diametru de aproximativ 4 parseci și au fost identificate în 1950 . ^[30] Originea acestor globule este probabil legată de prezența unui nor molecular antic foarte dens, care în timp a fost erodat de radiațiile ultraviolete de la cele mai strălucitoare și mai fierbinți stele din regiune, similar cu ceea ce se întâmplă în globulele cometare din jurul Nebuloasa Gumă ; în prezent globulele lui Thackeray sunt supuse unor forțe dinamice violente care le modelează și le rup în mod continuu. Prin urmare, viața lor medie este considerată a fi foarte scurtă. ^[31]

Cele mai masive componente stelare din regiune sunt grupate într-o asociație genială OB cunoscută sub numele de Crucis OB1; numele asociației este oarecum curios, deoarece se încadrează în limitele constelației Centaurus și nu al Crucii de Sud din apropiere; de fapt uneori este indicat și cu acronimul Centaurus OB2. ^[32] Populația cunoscută de stele cu masă mică din regiune este destul de mică; acest lucru se datorează și marii dificultăți în identificarea acestui tip de stele, atât datorită îndepărtării complexului, cât și datorită poziției sale, la doar un grad și jumătate de planul galactic , în care linia de vedere are o suprapunere mare de stele situate la diferite distanțe. Șapte stele cu emisii de Hα sunt cunoscute în nor; cea mai strălucitoare dintre acestea, ESO Hα 302, pare a fi o stea Herbig Ae / Be cufundată într-un strat de nor opac. Steaua este situată în partea de nord-vest a complexului. ^[33]

Alte regiuni

RCW 45 este una dintre cele mai vestice nebuloase de pe brațul Săgetător.

Regiunile secundare H II ale arcului Carina sunt adesea conectate la nori moleculari foarte masivi și în mare parte nu sunt vizibili optic; de multe ori în aceste regiuni au loc fenomene foarte intense de formare a stelelor.

Dintre cele mai vestice nebuloase, situate pe marginea exterioară a brațului Săgetător, există un arc format din trei nebuloase minore, indicate de inițialele RCW 45 , RCW 46 și RCW 47 . RCW 45 este cel mai nordic dintre cele trei; distanța sa nu este cunoscută cu precizie absolută, dar se crede că face parte din aceeași regiune galactică ca majoritatea celorlalți nori vizibili în vecinătate, la o distanță de aproximativ 2500 parsec. În catalogul Avedisova este indicat cu inițialele 282.13-0.11 (Avedisova 2297) și se crede că este legat fizic de clusterul deschis Loden 27 ^[22] și de sursa de infraroșu IRAS 10101-5608. ^[21] Potrivit altor cercetători, distanța norului ar fi mai mare, în jur de 3200 parsec, și ar fi asociată cu norul molecular gigant [GCB88] 3, cu o dimensiune de aproximativ 100 parsec și cu o masă care este de aproximativ 2 250 000 M _⊙ . ^[26]

Un studiu din 2000 , pe de altă parte, re-discută complet distanța dintre acesta și norul RCW 46: conform autorilor, acești doi nori ar fi situați la o distanță de cel puțin 6500 parsec și ar fi la est marginea unei structuri mari de super - bule deschise (un coș de fum galactic) cunoscut sub numele de GSH 277 + 0 + 36, a cărui margine vestică este marcată de norul RCW 42; această structură mare se extinde peste 1000 de parseci la nord și la sud de planul galactic , are o lățime de peste 600 de parseci și se află într-o regiune între brațe, adică în spațiul dintre brațul Săgetător, de unde ar fi provenit, și partea terminală al Brațului lui Perseu. Probabil s-a format în urma exploziei mai multor supernove și ulterior, datorită expansiunii sale, a fost responsabil pentru declanșarea fenomenelor de formare a stelelor în regiunile învecinate. Regiunea găzduiește, de asemenea, o a doua structură a coșului de fum , GSH 280 + 0 + 59, de dimensiuni mai modeste (aproximativ 200 parsec în diametru) și în normă în comparație cu alte structuri similare. ^[34]

Mica nebuloasă RCW 46 .

Aceleași incertitudini există și pentru RCW 46, o nebuloasă slabă, care este dificil de observat; conform unor studii, sursa ionizării sale ar fi steaua albastră CP -56 2853 împreună cu alte trei stele din clasa B, plasate la o distanță de aproximativ 1900 parsec. ^[29] Conform acestei estimări, ar conține sursa IRAS 10060-5713, ^[21] nebuloasa de reflexie Bran 288; ^[22] și probabil și tânărul grup de surse de infraroșu [DBS2003] 42; ^[35] alte estimări îl asociază în schimb cu norul [GCB88] 3, ca și precedentul și împreună cu RCW 47. ^[26]

Există un acord mai mare cu privire la distanța RCW 47, deoarece diferite estimări o indică la o distanță de aproximativ 3200 parsec; constituie astfel partea ionizată a norului [GCB88] 3 ^[26] și este ionizată de cei doi giganți albastri HD 302505 și HD 302501. Componentele sale includ steaua Be HD 87643, coincizând cu sursa IRAS 10028-5825; ^[22] deși nu este deosebit de strălucitor nici în banda de lumină vizibilă, nici în infraroșu, norul apare discret vizibil undelor radio .

Printre cele mai ușor de observat nebuloase minore se numără NGC 3199 , cunoscut și sub numele de RCW 48; este o nebuloasă în formă de inel care înconjoară steaua Wolf-Rayet WR 18 și prezintă semne de ușoară expansiune, în special pe partea de nord-vest. ^[36] Potrivit lui Avedisova, norul face parte din regiunea de formare a stelelor 283.55-0.98 ( RCW 50 ), la o distanță de aproximativ 3200 parsec, redusă la 2200 de către alți cercetători; ^[36] ar fi asociat cu unele surse de infraroșu, dintre care patru catalogate de IRAS și cu unele emisii radio. ^{[21] [22]}

Facilități la distanță

RCW 49 , o regiune masivă de formare a stelelor.

Brațul Săgetătorului în direcția Carinei face o întoarcere continuând în direcția opusă liniei noastre de vedere, apoi întorcându-se în jurul centrului galactic; ne consegue che molte delle strutture poste in tratti più lontani appaiono sovrapposte agli oggetti più vicini e situati nelle regioni limitrofe alla Nebulosa della Carena.

Fra le regioni di formazione stellare più massicce conosciute in queste regioni più lontane vi è RCW 49 (nota anche come Gum 29); si tratta di una regione H II di grandi dimensioni connessa a una nube molecolare gigante, ed è oggetto di studio in quanto contiene al suo interno il giovane e brillante ammasso aperto Westerlund 2 , con alcune componenti particolarmente calde e luminose come MSP 183, e due brillanti stelle di Wolf-Rayet, WR 20a e WR 20b. ^[37] Questa grande regione nebulosa si trova sul bordo esterno del Braccio del Sagittario a una distanza di almeno 4200-4700 parsec, sebbene alcune stime la indichino come ancora più distante, fino a 8000 parsec. ^[38] All'osservazione ai raggi X sono state individuate 468 sorgenti, 379 delle quali mostrano delle controparti a più lunghezze d'onda , come nel vicino e medio infrarosso e nella luce visibile; alla grande popolazione di stelle massicce di classe O e B si aggiungono numerose stelle giovani di piccola e media massa, fra cui spicca una grande popolazione di stelle T Tauri con massa fino a 2,7 M _⊙ . ^[39] La formazione stellare risulta ancora molto attiva, come è testimoniato dalla presenza di alcuni maser, di cui uno OH , due ad acqua e uno a metanolo. ^[22]

NGC 3603 , una brillante regione H II situata ad una distanza di almeno 7900 parsec.

Alla distanza di circa 8000 parsec giace il complesso nebuloso molecolare noto con la sigla GMC 289.3-0.6, in cui si trovano alcune regioni di gas ionizzato, fra le quali spicca Gum 35 , connessa alla nube [GCB88] 13, in cui sono attivi fenomeni di formazione stellare. ^[20] Un secondo complesso nebuloso molto massiccio, situato a 7900 parsec di distanza, è quello di GMC 291.6-0.7, che ospita la nube NGC 3603 (Gum 38b); questa nebulosa appare legata ad un brillante e massiccio ammasso aperto e di fatto costituisce una delle regioni H II più luminose conosciute nella Via Lattea . L'ammasso aperto associato contiene diverse stelle di grande massa, fra le quali spiccano 14 componenti estremamente calde di classe O3 e tre massicce stelle di Wolf-Rayet. ^[37] Nei gas della nebulosa sono ancora attivi importanti fenomeni di formazione stellare, testimoniati dalla presenza di otto maser conosciuti, di cui cinque ad acqua, due OH e uno al metanolo; sono inoltre presenti numerose sorgenti infrarosse, alcune delle quali piuttosto appariscenti. ^{[22] [40]}

Ulteriori complessi nebulosi relativamente massicci si trovano alle latitudini galattiche 290.6-0.2 e 291.7-0.6; quest'ultima in particolare è connessa alla piccola regione ionizzata Hf 58 ed è situata ad una distanza simile ai precedenti complessi. In tutte queste regioni sono attivi processi di formazione stellare più o meno intensi. ^[20]

Un caso ambiguo è rappresentato, infine, dalla nebulosa RCW 50 ; secondo Avedisova questa regione H II sarebbe ionizzata da quattro stelle di classe B, fra le quali spicca la gigante brillante blu HD 90615, di classe B0II, e sarebbe posta alla distanza di 2870±120 parsec, ^[29] dunque nella stessa regione dei grandi filamenti nebulosi visibili ad est della Nebulosa della Carena e connessi all'associazione Carina OB2. Tuttavia, altri studiosi affermano che RCW 50 si trovi a una distanza nettamente superiore, fino a 5100 parsec, venendo così a trovarsi in una regione intermedia fra la Nebulosa della Carena ei grandi complessi nebulosi di Gum 35 e NGC 3603. ^[41]

Associazioni OB

Lo stesso argomento in dettaglio: Associazione OB .

Un'associazione OB è un' associazione stellare di recente formazione che contiene decine di stelle massicce di classe spettrale O e B, ossia blu e molto calde; queste stelle si formano assieme all'interno delle nubi molecolari giganti, il cui gas residuo, una volta che le stelle sono formate, viene spazzato via dal forte vento stellare delle componenti più massicce dell'associazione. ^[42] Entro pochi milioni di anni, gran parte delle stelle più luminose dell'associazione OB esplodono come supernovae , mentre le stelle più piccole sopravvivono per molto più tempo, avendo una massa inferiore. Si crede che la gran parte delle stelle della nostra Galassia siano in origine appartenute ad associazioni OB. ^[42] Paradossalmente, si possono conoscere più facilmente le associazioni OB di altre galassie piuttosto che della nostra, a causa della presenza delle nubi oscure che mascherano la gran parte degli oggetti interni alla Via Lattea. ^[43]

Carina OB1

Il giovane ammasso aperto Tr 14, in Carina OB1; il sud è in basso.

Carina OB1 è l'associazione OB legata alla Nebulosa della Carena; è composta dall'insieme delle stelle giovani e di grande massa che si sono originate in questa grande regione di gas ionizzato, le quali sono distribuite su più ammassi aperti, fra cui spiccano, nelle regioni più interne della nebulosa, Tr 14 e Tr 16, più alcune aggregazioni apparentemente separate, come Cr 232 e, probabilmente, altri ammassi più distanti come NGC 3324 e Tr 15, che avendo un'età paragonabile agli altri, si sono probabilmente originati durante lo stesso ciclo di formazione stellare. ^{[18] [44]}

Tr 14 e Tr 16 contano in totale poco più di una ventina stelle molto calde, di classe B3, ^[45] e diverse giovanissime stelle di Wolf-Rayet e pre-sequenza principale , la cui età media si aggira attorno ai 10 milioni di anni ad eccezione delle più massicce, che sembrano avere un'età compresa fra 1 e 3 milioni di anni. ^{[46] [47]} Alcune di queste componenti si sono rivelate delle binarie strettissime con delle separazioni che vanno dagli 0,015 ai 0,352 secondi d'arco . ^[45] Cr 232 è un insieme di stelle molto giovani ben in risalto rispetto ai campi stellari circostanti; nonostante si trovi apparentemente distante dalla nebulosa, oltre un grado ad est, sarebbe fisicamente legato al complesso nebuloso molecolare della Carena. L'età, stimata attorno ai 20 milioni di anni, è compatibile con quella degli altri ammassi e anche la sua composizione stellare è paragonabile, essendo formato da stelle di pre-sequenza principale e di classe O e B. ^[18] Analizzando l'associazione nella sua globalità sono state individuate 235 sorgenti di raggi X, probabilmente coincidenti con altrettante stelle pre-sequenza principale ad eccezione di sette, che risultano essere oggetti di fondo; fra le componenti più massicce di Carina OB1 vi è la stella WR 25 . ^[48]

Carina OB2

NGC 3572 , il nucleo dell'associazione Carina OB2.

Carina OB2 è una grande e popolosa associazione che si estende sul lato orientale della Nebulosa della Carena, in direzione dei grandi archi nebulosi di RCW 54, a sud del brillante ammasso aperto NGC 3532. A questa grande associazione potrebbero appartenere fino a oltre 470 stelle di classe O, B e A, centrate attorno all'ammasso NGC 3572 ; secondo alcuni studi, anche i vicini ammassi NGC 3590 , Hogg 11 e Tr 18, situati sul bordo meridionale della regione alla stessa distanza dal precedente, sarebbero fisicamente legati a quest'associazione, mentre probabilmente il vicino Cr 240 costituirebbe un'associazione OB a parte. La distanza media di Carina OB2 è stata indicata in molti studi come pari a 3100 parsec, ^[49] anche se gli studi più recenti tendono a ridurre questa distanza portandola a 2900 parsec. ^[20] Oltre una ventina delle componenti più massicce mostrano segni di una possibile variabilità . ^[49] Le componenti di grande massa realmente accertate sono 91, cui se ne aggiungono 66 la cui probabilità di appartenenza è molto elevata; fra queste vi sono due supergiganti blu di classe B, HD 96248 e HD 96261, tre stelle di classe O e 15 delle prime sottoclassi della classe B, quasi tutte giganti o subgiganti . ^[50]

L'associazione, come visto, è circondata da un'enorme cavità del mezzo interstellare , ben evidente nella banda dell' idrogeno neutro (H I); probabilmente la sua origine è da ricercarsi nell'azione combinata del vento stellare delle componenti più massicce dell'associazione, che ha ripulito il mezzo interstellare circostante da ogni traccia di gas, accumulandolo sul bordo della bolla, che risulta in espansione. ^[51]

Crux OB1

Crux OB1 è l'associazione OB connessa alla nebulosa IC 2944, visibile nella costellazione del Centauro; proprio a causa di ciò, la sua denominazione risulta piuttosto insolita, e infatti in alcuni studi viene indicata col nome Centaurus OB2. ^[32] Quest'associazione conta una trentina di componenti stellari di grande massa, fra le quali spiccano quindici stelle di classe O, in prevalenza sulla sequenza principale, cui se ne aggiungono una decina di classe B, in prevalenza giganti e supergiganti. Crucis OB1 contiene anche stelle massicce di classi diverse, come una supergigante gialla (classe G0Ia), una bianca (classe A2Ia) e alcune supergiganti rosse di classe M. ^[52] La distanza media dell'associazione è di circa 2500 parsec (8150 anni luce), compatibile con quella della nebulosa IC 2944. La stella più massiccia di Crucis OB1 è HD 101205, una stella talmente luminosa che la sua magnitudine apparente dalla Terra raggiunge il valore di 6,5, ossia di poco inferiore al limite della visibilità ad occhio nudo , nonostante la sua grande distanza. Si tratta di una variabile a eclisse con un periodo di 2,08 giorni e le è stata assegnata anche la sigla di stella variabile V871 Centauri. ^[53] Un'altra delle componenti maggiori è HD 101131, una binaria spettroscopica che raggiunge la magnitudine 8,5; molte altre componenti dell'associazione sono delle binarie a eclisse, come BH Centauri, le cui componenti potrebbero essere fisicamente a contatto fra di loro. ^[54]

RCW 75 , una grande nebulosa legata all'associazione Centaurus OB1; la Via Lattea in direzione del Centauro appare a tratti scarsamente oscurata.

La caratteristica più interessante di quest'associazione è la sua componente di velocità residua azimutale, che mostra che la gran parte delle sue stelle si muovono in direzione opposta al senso di rotazione galattico, una caratteristica tipica di molte altre associazioni stellari appartenenti al Braccio del Sagittario, come Serpentis OB1, Sagittarius OB1 e Centaurus OB1; ciò è una prova importante che tenderebbe a confermare che i bracci di spirale in generale, e questo in particolare, si formino a seguito dell'azione di onde di densità spiraliformi. ^[55]

Centaurus OB1

Centaurus OB1 è una grande associazione OB situata visivamente fra la costellazione della Croce del Sud e la coppia di stelle brillanti α Centauri e β Centauri ; sebbene si trovi apparentemente in disparte rispetto alle regioni nebulose della Carena, essa appartiene allo stesso braccio galattico, in una regione fisicamente adiacente a quella delle altre nubi. In quest'associazione sono note 24 stelle delle prime classi spettrali, fra cui spiccano diverse supergiganti blu di classe B, una gigante blu di classe O (HD 114886), una ipergigante bianca (HD 113457), due supergiganti bianche e due stelle di Wolf-Rayet, WR 48 e WR 57. ^[56] Centaurus OB1 si colloca ad una distanza simile a quella di Crucis OB1, e anche le sue componenti mostrano un movimento apparentemente retrogrado rispetto all'orientamento del braccio su cui si trova. ^[55]

Le nube più prominente visibile in direzione di Centaurus OB1 è RCW 75 , nota anche come Gum 48a; ad essa è associato il giovane ammasso Stock 16, che fa parte dell'associazione e che contribuisce alla ionizzazione dei gas della nube, ^[57] in particolare le stelle HD 115455 e DM-61 3587. Nella regione è anche presente un gran numero di nebulose a riflessione , come le varie componenti di vdBH 60 ; secondo uno studio del 2003 tuttavia le componenti di questa nebulosa si troverebbero a distanze differenti: vdBH 60b infatti sarebbe legata all'ammasso di sorgenti infrarosse [DBS2003] 86, posto alla distanza di 2400 parsec, mentre alla componente vdBH 60d sarebbe associato l'ammasso infrarosso [DBS2003] 85, situato a 2100 parsec di distanza. ^[35] All'interno di RCW 75 sono state individuate quattro sorgenti infrarosse dall'IRAS, segno che al suo interno sono presenti oggetti stellari giovani ancora immersi nella nebulosità. ^[21]

Note

Bibliografia

Libri

Opere generali

• ( EN ) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: The Caldwell Objects , Cambridge University Press, 2003, ISBN 0-521-55332-6 .
• ( EN ) Milton D. Heifetz & Wil Tirion, A Walk through the Southern Sky - A Guide to Stars and Constellations and their Legends , 2ª ed., Cambridge University Press, 2007.
• ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
• ( EN ) Chaisson, McMillan, Astronomy Today , Englewood Cliffs, Prentice-Hall, Inc., 1993, ISBN 0-13-240085-5 .
• ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy , 3 updatedª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007, ISBN 0-07-321369-1 .
• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
• J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen et al. , Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Sull'evoluzione stellare

• ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
• A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
• C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
• M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .

Pubblicazioni scientifiche

• Smith, N.; Brooks, KJ, The Carina Nebula: A Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation , in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications , vol. 5, dicembre 2008, p. 138, ISBN 978-1-58381-670-7 .
• Reipurth, B., Young Stars and Molecular Clouds in the IC 2944/2948 Complex , in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications , vol. 5, dicembre 2008, p. 213, ISBN 978-1-58381-670-7 .
• Georgelin, YM; Russeil, D.; Amram, P.; Georgelin, YP; Marcelin, M.; Parker, QA; Viale, A., Deep Hα survey of the Milky Way. V. The l=289° to 295° area , in Astronomy and Astrophysics , vol. 357, maggio 2000, pp. 308-324.

Carte celesti

• Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
• Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
• Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 , 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
• Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

• ( EN ) Hubble site - Carina Nebula , su hubblesite.org . URL consultato il 22 settembre 2010 (archiviato dall' url originale il 17 maggio 2008) .
• ( EN ) NASA Astronomy Picture of the Day : The Great Nebula in Carina - July 19, 1999 , su antwrp.gsfc.nasa.gov .
• Immagine della regione della Carena sul sito astrofotografico di Ajira Fuji
• Galaxy Map : sito astronomico con la mappa dell'Arco della Carena e il catalogo Avedisova completo

V · D · M Complessi nebulosi molecolari e principali regioni di formazione stellare della Via Lattea osservabili dalla Terra
Emisfero boreale	Nube del Serpente · Fenditura dell'Aquila · W51 · Regione di Vulpecula OB1 · Fenditura del Cigno ( Nebulosa Nord America · Nebulosa Pellicano ) · Sh2-106 · Complesso del Cigno ( Sh2-109 · Cygnus X ) · Regione di Lacerta OB1 · Complesso di Cefeo ( Cepheus OB2 · Cepheus OB3 · Cepheus OB4 ) · Regioni di Cassiopea ( Cassiopeia OB2 · Regione Cuore e Anima ) · Regione della Giraffa · Nube di Perseo · Regioni dell'Auriga ( Sh2-234 · Sh2-235 · Sh2-236 ) · Nube del Toro-Auriga · Regione dei Gemelli · Regione di Lambda Orionis · Regione del Cono · Regione della Rosetta
Emisfero australe	Complesso di Orione ( Nebulosa di Orione · Regioni periferiche ) · Regione di Monoceros R2 · Regione del Gabbiano · Regione del Cane Maggiore · Regione di Puppis OB1 · Regioni delle Vele ( Nebulosa di Gum · Vela Molecular Ridge ) · Arco della Carena-Centauro ( Nebulosa della Carena · Nebulosa di Lambda Centauri ) · Nube del Camaleonte · Nube del Compasso · Nube del Lupo · Regione di Ara OB1 · Regione di Scorpius OB1 · Nube di Rho Ophiuchi · Nube della Corona Australe · Regione Sagittarius B2 · Nebulosa Pipa · Regione della Laguna · Regione della Trifida · Regione di Sagittarius OB7 · Regione delle nebulose Aquila e Omega (e Sh2-54 ) · W40

Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari

Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 6 luglio 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki