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Complex de nori moleculari din Orion

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Complex cloud
moleculară a Orionului
Regiunea H II
Orion Head to Toe.jpg
Prezentare generală a complexului și a constelației Orion
Date observaționale
( epoca J2000.0 )
Constelaţie Orion
Ascensiunea dreaptă 05 h 30 m :
Declinaţie 0 °:
Distanţă 1500 până la [1]
(460 buc )
Magnitudine aparentă (V) 3.0 (Nebuloasa Orion)
Dimensiunea aparentă (V) 30 °
Caracteristici fizice
Tip Regiunea H II
Galaxia apartenenței calea Lactee
Caracteristici relevante Cel mai bine studiat și cel mai cunoscut complex de nori moleculari de pe cer [1]
Alte denumiri
Regiunea de formare a stelelor Orion
Hartă de localizare
Complex de nori moleculari din Orion
Orion IAU.svg
Categoria regiunilor H II

Coordonate : Carta celeste 05 h 30 m 00 s , + 00 ° 00 ′ 00 ″

Complexul Orion Molecular Cloud (cunoscut și sub numele de Complex Orion ) este un nor molecular mare care își ia numele de la constelația în care este vizibil, cea a Orion . Distanța sa de Pământ este estimată între 1500 și 1600 de ani lumină, iar diametrul său corespunde unor sute de ani lumină; este cel mai bun complex molecular nebulos observabil, precum și cel mai studiat și cunoscut, [1] datorită faptului că nu este mascat de complexe întunecate , așa cum este cazul Complexului Cefeu . [2] [3] Unele părți ale norului pot fi observate prin binoclu sau prin telescoape simple, unele chiar cu ochiul liber , precum celebra nebuloasă Orion . [4]

Regiunea centrală a complexului se întinde pe mai multe grade de boltă cerească, de la Centura lui Orion până la sabia sa și este divizibilă în două regiuni distincte: cea mai strălucitoare, de pe Sabie, este cunoscută sub numele de Orion A, în timp ce regiunea de la est de Cintura este cunoscut sub numele de Orion B. Complexul Orion este, de asemenea, una dintre cele mai active regiuni de formare a stelelor care poate fi observată pe cerul nopții, precum și una dintre cele mai bogate în discuri protoplanetare și stele foarte tinere. Complexul este dezvăluit mai presus de toate în imaginile luate la lungimea de undă a infraroșului , unde puteți vedea și cele mai ascunse regiuni ale formării stelelor. Complexul numără printre componentele sale nebuloasele întunecate , emisiile și regiunile H II . Ca urmare a acțiunii vânturilor stelare ale celor mai fierbinți stele și tinerețe din regiune, grupate în „ Asociația Orion OB1 , a creat o super-bulă în extinderea extinderii de câteva sute de ani lumină, detectabilă în dell”. bandă cu infraroșu și raze X , care învelește întregul complex care se extinde spre exterior, bula Orion-Eridanus. [1]

Studiul acestui complex molecular a contribuit foarte mult la dezvoltarea științelor astronomice, în special în domeniul evoluției stelare și la înțelegerea dinamicii legate de formarea lor. [1]

Observare

Harta constelației Orion cu toate structurile complexului evidențiate.

Aflându-se la ecuatorul ceresc , întreaga structură a complexului Orion este observabilă din toate zonele populate ale Pământului, favorizând astfel foarte mult studiul său, deoarece este la îndemâna tuturor telescoapelor din lume. Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul de seară este din noiembrie, când este vizibilă la est după apus, până în aprilie, când apare sus spre vest; deși cele mai strălucitoare obiecte sunt situate chiar sub ecuatorul ceresc, observatorii din emisfera nordică sunt puțin mai avantajați decât cei plasați în sud, deoarece perioada de observare maximă a acesteia cade în lunile boreale de iarnă, când orele întunericului sunt mai mari. [5]

Unele dintre cele mai strălucitoare și mai semnificative obiecte din complex sunt cunoscute de secole; cea mai faimoasă dintre toate este marea Nebuloasă Orion , cea mai strălucitoare nebuloasă difuză din cer pentru majoritatea regiunilor Pământului , [6] cea mai observată de astronomii amatori și, de asemenea, una dintre cele mai fotografiate: este, de asemenea, vizibilă cu ochiul liber , arătându-se ca un petic clar cu un aspect marcat tulbure. Binoclul vă permite să dezvăluiți câteva stele cu magnitudinea a șasea și a șaptea în interior, în timp ce un telescop mic este capabil să arate un grup celebru de patru stele tinere și fierbinți, numite Trapez . Din punct de vedere tehnic, nebuloasa este o regiune H II , adică un nor luminat și ionizat de tinerele stele care au provenit din ea și în care formarea de stele noi este încă activă. [4] [7]

O altă celebră nebuloasă, vizibilă cu binoclul, este M78 , cunoscută încă din secolul al XVIII-lea și situată la câteva grade nord-est de Centura Orion; alte obiecte foarte faimoase includ Nebuloasa Flăcării și norul întunecat cunoscut sub numele de Nebuloasa Cap de cal , care are o formă caracteristică și se suprapune peste un nor luminos slab alungit catalogat ca IC 434 . [4] [7]

Cu toate acestea, structura pe scară largă a complexului poate fi dezvăluită numai în imagini cu expunere îndelungată sau în infraroșu: întreaga constelație apare, de fapt, pătrunsă de un nor tenuos, care învelește toate obiectele nebuloase care aparent par separate în lumina vizibilă. ; o structură inelară mare, vizibilă și printr-un telescop cu filtre adecvate, pare să înconjoare partea de est a constelației, devenind mai strălucitoare în partea de nord-est și dizolvându-se treptat până ajunge la steaua strălucitoare Rigel : este Inelul lui Barnard , care delimitează o super bulă suprapusă liniei vizuale. [8]

În epocile precesionale

Deplasarea polului nord ceresc în timpul unui ciclu precesional.

Poziția actuală a constelației Orion înseamnă că, așa cum am menționat, este vizibilă tuturor popoarelor de pe Pământ. Cu toate acestea, se știe că, datorită fenomenului cunoscut sub numele de precesiune a echinocțiilor , coordonatele cerești ale stelelor și ale constelațiilor pot varia semnificativ, în funcție de distanța lor față de polii nord și sud ai eclipticii . [9] [10]

Ascensiunea dreaptă actuală a complexului nebulos corespunde unei medii de 5h 30m [11] , care este relativ aproape de 6h de ascensiune dreaptă, ceea ce corespunde, pentru majoritatea obiectelor cerești, cu cea mai nordică declinare pe care o poate atinge un obiect (observați cum intersecția eclipticii cu cele 6h de ascensiune dreaptă corespund solstițiului de vară ). [11]

În era precesională opusă celei noastre (care a avut loc acum aproximativ 12.000 de ani), regiunea Orion a avut o ascensiune dreaptă opusă celei actuale, adică aproape de 18h; în acel moment, obiectele cerești ajung, cu excepția zonelor cele mai apropiate de polul sudic al eclipticii, punctul cel mai sudic. Scăzând din media curentă 0 ° o valoare de 47 ° (egală cu dublul unghiului de înclinare al axei terestre ), [10] obținem o valoare de -47 °, adică o declinare puternic sudică, ceea ce implică că este constelația că complexul relativă poate fi observată în totalitate și fără dificultate numai pornind de la 30 paralele nord ( libian coasta); rezultă că în toată Europa , în aproape toată America de Nord și într-o parte din Asia, ea rămâne întotdeauna total sau parțial sub orizont.

În aproximativ 400 de ani, centrul constelației Orion va atinge 6h de ascensiune dreaptă; după care va începe să coboare către latitudini din ce în ce mai sudice. [10]

Linia de vedere

Harta brațului Orion pe o rază de 500 parsec de Soare.

Văzut de pe Pământ, Complexul Orion apare încadrat de un patrulater de stele foarte luminoase, care delimitează figura constelației căreia îi aparține și ale cărei nume sunt bine gravate în imaginația colectivă: cel mai strălucitor este Rigel , β Orionis; distanța sa este estimată la 245 parsec (796 ani lumină ) față de sistemul solar , prin urmare se află într-o poziție avansată față de complexul nebulos; mișcarea corectă a acesteia sugerează însă că originile sale se află în complexul din care ar fi plecat. Distanța sa este comparabilă cu cea a Nebuloasei Capului Vrăjitoarei , care este iluminată de radiația luminoasă a stelei. [12]

Cealaltă stea de prima magnitudine este Betelgeuse (α Orionis): este un supergigant roșu la aproximativ 640 de ani lumină distanță, [13] așadar situat la aproximativ 670 de ani lumină mai aproape decât ramurile exterioare ale nebuloasei și la aproximativ 850 de ani lumină de centrul său regiuni; mișcarea corectă a stelei în raport cu mediul interstelar înconjurător este egală cu aproximativ 30 km / s și se îndreaptă spre NE, către constelația din apropiere a Gemenilor , [14] în direcția planului galactic . [15] Această valoare ridicată a mișcării corecte, împreună cu valori la fel de mari ale vitezei radiale , fac din Betelgeuse o stea moderat fugă ; [15] aceste valori sunt similare cu cele ale stelelor care alcătuiesc gruparea a 25 Ori, situate în subasociația OB1a. [15] Proiecțiile în timp înapoi ale mișcării stelei au arătat că steaua nu va avea niciodată nicio relație cu asociația OB și că ar proveni mai degrabă într-o regiune a spațiului din afara discului galactic; cu toate acestea, această ipoteză a fost eliminată, deoarece regiunile de formare a stelelor sunt situate practic în apropierea planului galaxiei. Prin urmare, astronomii cred că este plauzibil ca steaua să se formeze fie într-o asociație, acum dispărută, la SE a subgrupului 1a, fie că steaua s-a format în apropierea asociației în sine, având în vedere și vârsta estimată pentru Betelgeuse egală cu aproximativ 10 milioane de ani [16] (care coincide cu vârsta estimată pentru asociație), [15] dar că a suferit două accelerații gravitaționale, una înainte de aceasta ar fi mutat-o ​​din regiunea de formare situată la aproximativ 200 de bucăți de sistemul solar și una a doua, care a avut loc acum aproximativ un milion de ani, responsabil pentru mișcarea corectă actuală. [15] Astronomii cred că această a doua accelerare a fost cauzată de explozia, în regiunea dintre asociație și în apropiere bula de Eridanus , a unuia sau mai multor supernove , ale cărei valuri de șoc ar fi accelerat steaua, transformarea ei de mișcare de revoluție în jurul centrul galactic într-o mișcare rectilinie. [15]

A treia stea este Bellatrix , γ Orionis, care totuși, fiind la o distanță de numai 240 de ani lumină de Soare , nu face parte din complex și apare doar ca o suprapunere aleatorie. [17] În cele din urmă, cel mai puțin luminos este Saiph (κ Orionis), care la o distanță de 220 parsec (717 ani lumină) este aproape fizic de Rigel; partea de sud-est a complexului Orion ar fi de fapt iluminată de această stea. [12]

Caracteristici generale și importanță în studiul astronomic

Constelația Orion; în stânga este evident arcul de gaz format de Inelul lui Barnard și în centru complexele mai luminoase, cum ar fi Nebuloasa Orion.

Complexul Orion este cea mai studiată regiune mare de formare a stelelor; fenomenele și dinamica sa au permis astronomilor să realizeze o imagine din ce în ce mai precisă a modului în care evoluează norii moleculari, cum și de ce are loc formarea de noi stele, cum interacționează vântul lor stelar cu gazele din jur și cum funcționează efectul acestui vânt atunci când cele mai fierbinți stele sunt grupate în asociații OB . Acest complex gazos, bine observabil în fotografiile sensibile la infraroșu, acoperă întreaga constelație a Orionului, îngroșându-se în unele puncte, cum ar fi lângă Centura Orion și în Sabie , la nord-est de Centură și la nord de dreptunghiul mare de stele strălucitoare. caracterizează constelația, în timp ce câmpul de fundal este pătruns de o nebulozitate difuză tenoasă traversată de vene întunecate. [1]

Marea asociație stelară care domină constelația este cunoscută sub numele de Orion OB1 : este o secvență de grupuri stelare de diferite vârste, între 8 și 12 milioane de ani; este împărțit în mod tradițional în diferite porțiuni: Ori OB1a include stelele albastre la nord-vest de Centură, Ori OB1b coincide cu Centura, Ori OB1c se extinde la sud de acesta, de la steaua σ Orionis până la vârful Sabiei și, în cele din urmă, Ori OB1d include stele din Nebuloasa Orion. La acestea se adaugă regiunea λ Orionis , un grup periferic care este uneori considerat ca un grup separat de Ori OB1c. [18]

Din studiul acestui complex s-a descoperit că norii moleculari tind să aibă un aspect filamentos și haotic, cu turbulențe interne care pot depăși viteza locală a sunetului ; mai mult, prin observarea acestui complex s-a descoperit că stelele se formează în nori moleculari densi, că multe dintre stelele în formare sunt înconjurate de un disc de acumulare și de vânturi colmatate și jeturi care injectează energie în norul gazdă. în cele din urmă, în faza lor inițială, aproape toate stelele fac parte din grupurile de stele , care, în general, au o viață scurtă, deoarece tind să se dizolve în timp. Observând stelele masive din regiune s-a descoperit, de asemenea, că vântul lor stelar poate provoca bule superioare care se pot extinde pe sute de parsecuri , perturbând gazele din jur și determinând astfel evoluția complexelor moleculare. Printre întrebările încă deschise, rămâne de clarificat dacă norii mari sunt capabili să supraviețuiască mult timp datorită propriei gravitații sau dacă tind să se dezintegreze în timp datorită dinamicii lor interne. [19]

Distanţă

Grupuri de stele tinere din Nebuloasa Orion. Studiile privind rotația și vârsta lor sunt utile în determinarea distanței lor.

Structura complexului pentru care a fost determinată prima distanță este Nebuloasa Orion; această determinare a fost făcută dificilă datorită naturii complexe a norului și dinamicii sale interne. În anii 1960 , au fost identificate primele subgrupuri stelare ale complexului, care au vârste diferite și se întind de-a lungul liniei noastre de vedere pentru peste 100 de parsec, efect care complică și mai mult determinarea distanței și apartenența diferitelor grupuri de stele vizibile. pe teren. [20] Pentru nebuloasa Orion în sens strict și prin extensie la restul complexului, distanța a fost determinată prin patru metode diferite: prin studiul evoluției stelare , prin dinamică, cu analiză de paralaxă și cu roșeața cauzată de praf interstelar.

Primul tip de studiu, bazat pe secvența principală de vârstă zero , include comparația între magnitudinea aparentă și cea absolută , aceasta din urmă derivată din modele de evoluție stelară, pentru a determina un modul de distanță . Studiile inițiale, efectuate de oameni de știință precum Robert Julius Trumpler în anii 1930 , au determinat o distanță extrem de dilatată între cele două extreme, variind de la 185 la 2000 parsec; modulul de distanță determinat de Trumpler este de 8,5 magnitudini, obținut prin studiul stelelor din clasa spectrală B din grupul central al nebuloasei. [21] În anii următori a fost utilizată o altă relație de magnitudine absolută, iar modulul de distanță obținut a fost de 8,57, [22] în timp ce pentru stelele din jurul nebuloasei această valoare a fost de 8,6. [23] Pe de altă parte, studiind stelele clasei A, unii autori au obținut un modul de distanță mai mică, egal cu 8,0. [24] În anii următori, prin recalibrarea secvenței principale, a fost identificat un modul inferior și pentru stelele din clasa B, de asemenea aici în jurul valorii de 8,0. [25] În general, prin această metodă, s-au obținut estimări în divergență constantă: principalele cauze ale acesteia sunt în selectarea stelelor utilizate ca eșantion, corecțiile privind rata de roșeață operată de pulberi și unele discrepanțe între principalele modele de secvență adoptate de diverși cercetători.

Legată de această metodă este cea a determinării rotației stelare : stelele tinere de fapt tind să aibă o rotație mai rapidă, care poate fi măsurată prin monitorizarea constantă a periodicității punctelor reci care se formează pe suprafața lor; această tehnică, dezvoltată în anii nouăzeci , a fost aplicată și stelelor din Orion. Măsurătorile efectuate pe 74 de stele tinere scufundate în nebuloasa Orion au furnizat inițial o distanță de 440 ± 34 parsec (aproximativ 1430 de ani lumină), apoi revizuite și reduse la 392 parsec (aproximativ 1280 de ani lumină) folosind alte stele care nu sunt supuse subestimării luminozității datorită discului lor de acumulare. [26]

A doua metodă este cea a dinamicii componentelor stelare; estimările distanței pot fi făcute prin mișcările adecvate ale stelelor și viteza lor radială , precum și prin studiul binelor eclipsante . Primul studiu privind mișcarea corectă care vizează determinarea distanței datează din 1958 , când a fost obținută o valoare a distanței egală cu 520 parsec (aproximativ 1700 ani lumină); [27] în anii șaizeci, aceleași stele examinate anterior au fost reanalizate, dar obținând o valoare mai mică, de 380 parseci (1240 ani lumină). [28] Cu toate acestea, distanța cea mai frecvent citată este cea a 480 parsec (1560 ani lumină) obținută în 1981 prin studierea vitezei radiale a maserilor de apă din interiorul nebuloasei. Prin analiza dinamicii binarelor eclipsante pe linie dublă este posibil, prin reconstrucția razelor celor două componente, să se obțină o estimare a distanței; studiile efectuate în anii 2000 au furnizat o valoare de 419 parsec cu o abatere de 21 (1366 ± 68 ani lumină), bazată pe o stea principală de pre-secvență clasa M cunoscută sub numele de V1174 Orionis. [29] Un studiu ulterior, bazat pe măsurători efectuate pe steaua binară 2MASS J05352184-0546085, a adus valoarea distanței la 435 ± 55 parsec (1418 ± 179 ani lumină). [30]

Printre metodele de măsurare tradiționale cele mai fiabile se numără cea a paralaxei; prin datele Hipparcos satelitului spre sfârșitul anilor nouăzeci, o valoare distanță de 506 ± 37 parsec (1650 ± 120 ani lumină) a fost obținută pentru grupul Ori OB1c, [31] în timp ce Nebuloasa Orion ar fi la 50 la 100 cu ani-lumină mai aproape decât aceasta și alte subasociații. [32] Această valoare a respins-o pe cea obținută în același an într-un studiu paralel realizat de alți autori, care au calculat în schimb o distanță de 462 ± 36 parsec (1506 ± 117 ani lumină). [32] Un studiu din 2005 care examinează stelele de clasa B, cu toate acestea, ar tinde să confirme această ultimă valoare mai mult, aducând un rezultat de 443 ± 16 parsec (1444 ± 52 de ani lumină). [33]

Prin roșeață a fost posibilă estimarea distanței marginilor complexului: conform acestor date, distanța celei mai îndepărtate margini a regiunii nebuloase ar fi de 500 ± 30 parsec (1630 ± 98 ani lumină). [32]

Structura

Orion A; aici remarcăm interconectarea dintre toate nebuloasele Sabiei Orion, de la Nebuloasa Orion (dreapta) până la NGC 1977 (stânga).

Complexul Orion, așa cum s-a văzut, cuprinde complet ceea ce din linia noastră de vedere se numește „constelația lui Orion”; dimensiunile sale aparente sunt de ordinul a peste 30 ° pe bolta cerească, în timp ce suprafața ocupată a cerului este în jur de peste 500 de grade pătrate. Cea mai vizibilă și interesantă parte din punct de vedere astronomic este structura numită Orion A: conține toate sistemele nebuloase prezente de-a lungul asterismului Sabiei Orion , incluzând astfel Marea Nebuloasă Orion, la sud și NGC 1977 nor. care împreună cu stelele sale cu magnitudinea a cincea și a șasea reprezintă partea de nord a Sabiei.

Partea de nord a Orion A este, de asemenea, cea mai activă regiune de formare a stelelor pe o rază de 500 parsec (aproximativ 1600 de ani lumină) de Soare și este, de asemenea, una dintre cele mai studiate; cu toate acestea, majoritatea observațiilor sunt concentrate în secțiunea sudică, unde strălucesc nebuloasa Orion și zonele înconjurătoare. Regiunea dintre cele două extreme este ocupată de niște nori mici și filamente de gaz excitate de lumina stelelor din apropiere, dar fără radiația ultravioletă intensă care caracterizează mediul din Nebuloasa Orion. [34] Regiunea are un aspect cometar cu creste de gaz foarte compact pe marginea nordică (așa-numitul „filament cu formă integrală”) și cozi de gaz de evaporare direcționate în direcția opusă spre centrul asociației Orion OB1. [1]

Regiunea situată la capătul sud-estic al centurii Orion se numește Orion B (sau LDN 1630); cu o distanță de aproximativ 410 buc (1340 al), este, de asemenea, foarte apropiată fizic de structura anterioară și include nebuloasele mai tenue NGC 2024 (cunoscută și sub numele de Nebuloasa Flăcării ), NGC 2023 , NGC 2071 și M78 . Primele două sunt situate în sectorul sud-vestic al regiunii și au o activitate ridicată de fenomene de formare a stelelor. [35] La est există o rețea de filamente gazoase și de praf, măturate de acțiunea vântului asociației Orion OB1. [1]

Regiunile H II și fenomenele de formare a stelelor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Regiunea H II și Formarea Stelelor .

O regiune H II este o nebuloasă de emisie asociată cu stele tinere, albastre și calde (situată în stânga sus a diagramei HR ). H II este termenul pentru hidrogen ionizat, iar regiunile H II sunt nori de gaze ionizate de radiațiile ultraviolete de la stelele tinere. Zonele de formare a stelelor se găsesc întotdeauna în corespondență cu acest tip de obiecte nebuloase. În lumina vizibilă , acestea se caracterizează prin culoarea lor roșie, cauzată de linia puternică de emisie a hidrogenului la 656,3 nanometri . Pe lângă hidrogen, există, într-o măsură mai mică, și alte specii atomice, precum oxigenul , azotul și sulful . [36]

Morfologia și poziția grupurilor stelare în regiunea Orion sunt un indiciu că fenomenele de formare a stelelor pot avea loc în diferite puncte ale unui complex fără o concatenare liniară: în Orion, grupul Orion OB1a este rezultatul primului fenomen intens de formare și vântul stelar al celor mai masive stele ale sale ar fi putut fi cauza formării grupului OB1b, la sud-est de acesta și pe linia de vedere a centurii Orion, ca și a grupului σ Orionis și, la nord, de λ Orionis . Ulterior, propagarea fenomenelor generative a continuat spre sud, virând spre actualul sistem Orion A și abia mai recent către regiunile de la est de Centură, pe norul Orion B. avut odată cu expansiunea superbulei create de vântul stele ale întregii asociații din regiunile ultraperiferice, în special în direcția sud-vest. [1]

Cel de-al doilea val de formare a stelelor din regiune ar fi putut avea, de asemenea, o origine externă; potrivit unui 1998 studiu, comprimarea gazelor din complex care a generat gruparea OB1b a fost favorizată și de prezența unui imens super - bule , numit GSH 238 + 00 + 09, care își are originea într - o regiune intermediară între complexele curente nebulae din Orion și Nebuloasa Gumă , a cărei expansiune ar fi comprimat gazele din jurul regiunii și ar fi provocat formarea de stele atât în ​​Complexul Orion, cât și în cel al Monoceros R2 ; originea acestei mari superbule ar putea fi asociația stelară numită Cr 121 , vizibilă în direcția Canis Major . Pe de altă parte, grupul OB1a nu ar fi fost afectat de această super bulă din cauza vârstelor respective. [37]

Orion A.

Nebuloasa Orion

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Nebuloasa Orion .
Nebuloasa Orion, cea mai faimoasă nebuloasă difuză a bolții cerești.

Nebuloasa Orion (cunoscută și sub numele de M 42) este una dintre cele mai strălucitoare nebuloase difuze de pe cerul nopții. În mod clar recunoscut cu ochiul liber ca obiect de natură non-stelară , este situat la sud de celebrul asterism al Centurii Orion , [38] în centrul așa-numitei Sabie a Orionului ; este vizibil cu ochiul liber chiar și din zonele urbane, unde poluarea luminoasă este puternică; apare ca o „stea” oarecum nebuloasă în centrul sabiei Orion, un asterism compus din trei stele dispuse în direcția nord-sud, vizibil chiar la sud de Centura Orion . Această nebulozitate caracteristică este bine accentuată atunci când este privită prin binoclu sau telescoape amatori .

Nebuloasa este situată într-o regiune centrală a complexului și conține un cluster deschis foarte tânăr, cunoscut sub numele de Trapez datorită aranjamentului stelelor sale principale; două dintre acestea pot fi rezolvate în componentele lor binare în nopțile de bun augur. Trapezul ar putea face parte din marele grup de nebuloase Orion , o asociație de aproximativ 2.000 de stele cu un diametru de 20 de ani lumină . Cu până la două milioane de ani în urmă, acest grup ar fi putut găzdui ceea ce sunt acum cunoscute sub numele de stele fugitive , și anume AE Aurigae , 53 Arietis și μ Columbae , care se îndreaptă în direcții opuse clusterului la viteze mai mari de 100 km / s. [39]

Nebuloasa Orion are o formă aproximativ circulară, a cărei densitate maximă este aproape de centru; [40] temperatura sa are în medie 10.000 K , dar scade semnificativ de-a lungul marginilor nebuloasei. [41] Spre deosebire de distribuția densității sale, norul prezintă o variație a vitezei și turbulenței, în special în regiunile centrale. Mișcările relative depășesc 10 km / s , cu variații locale de până la 50 km / s, și posibil mai mari.

Modelele astronomice actuale ale nebuloasei arată că regiunea este aproximativ centrată pe steaua ion 1 Orionis C , în grupul Trapezium, steaua responsabilă pentru o mare parte din radiația ultravioletă observată. [42] Această regiune este înconjurată de un alt nor de densitate mare, concav și de formă neregulată, dar mai neutru, cu câmpuri de gaz neutre situate în afara concavității. Câteva minute la nord-vest de această stea este unul dintre cele mai remarcabile complexe de nebuloase moleculare ale întregii nebuloase; in quest'area, nota come OMC-1 , il processo di formazione stellare è notevolmente accelerato, sia per la densità dei banchi di gas e polveri, sia per la radiazione ed il vento stellare di θ 1 Orionis C. [43]

La Nebulosa di Orione è un esempio di "fornace" in cui le stelle prendono vita; varie osservazioni hanno infatti rilevato all'interno della nebulosa circa 700 stelle in vari stadi di sviluppo. Recenti osservazioni col Telescopio Spaziale Hubble hanno scoperto un numero così elevato di dischi protoplanetari , che al giorno d'oggi la gran parte di quelli conosciuti sono stati osservati entro questa nebulosa. [44] Il telescopio Hubble ha infatti rilevato più di 150 dischi protoplanetari, che sono considerati come lo stadio primario dell'evoluzione dei sistemi planetari . Questi dati sono utilizzati come evidenza che ogni sistema planetario ha origini simili in tutto l' Universo .

A partire dal settore meridionale del Trapezio si estende per alcuni gradi in direzione sudest una nube oscura catalogata come LDN 1641; questa grande nube possiede una forma allungata ben visibile agli infrarossi e alle onde radio e contiene al suo interno una ricca popolazione stellare ancora avvolta nei gas, le cui componenti sono osservabili specialmente nella banda dell'infrarosso. La sezione settentrionale, LDN 1641 nord, è in particolare oggetto di studio a causa della presenza di un'estesa popolazione di protostelle e stelle T Tauri : in questo settore le stelle meno giovani sono due giganti gialle la cui età si aggira sui 6 milioni di anni, a cui si aggiungono una decina di astri dall'età inferiore ai 2 milioni di anni. [45]

OMC-2 e OMC-3

La Nebulosa di Orione (in basso) e il complesso di NGC 1977 (in alto): a metà strada si trovano i due piccoli complessi di OMC-2 e OMC-3.

La regione delle due nebulose OMC-2 e OMC-3 ( Orion Molecular Cloud 2 and 3 ) si estende a nord della Nebulosa di Orione, lungo una scia nebulosa che la connette al sistema di NGC 1977, ed è una delle aree del complesso in cui è più attiva la formazione stellare; si trova a una distanza di 420 parsec [26] [46] dal Sole e contiene uno dei più ricchi aggregati di protostelle entro il raggio di 500 parsec da noi. [47]

La prima, OMC-2, è stata individuata per la prima volta e definita nel corso degli anni settanta , indagando su un gruppo di sorgenti nel vicino infrarosso circondate da una densa regione nebulosa e situata alle coordinate 05 h 35 m 26,8 s e -05° 10′ 17″, in J2000.0 ; [48] OMC-3 invece si trova circa 11 primi d'arco a nord della precedente. [49]

Con la mappatura della regione Orion A, è stato rilevato che entrambe le formazioni sono collegate da un grande filamento gassoso della lunghezza di 13 pc e una massa di 5x10³ M ☉ , pari a circa il 25% dell'intera nube Orion A; questi filamenti sarebbero il risultato della compressione del mezzo interstellare ad opera dell'espansione di una superbolla sospinta dal vento stellare delle componenti di Ori OB1. [50] La massa delle due singole nebulose è invece pari a 113 M ☉ e 140 M ☉ rispettivamente, sebbene queste nubi debbano essere considerate non come indipendenti ma come parte di una grande struttura più complessa. [51]

Entro le due nubi sono note 21 sorgenti compatte coincidenti con altrettanti oggetti pre-stellari, individuati alla lunghezza d'onda di 1300 µm [49] ; due di queste sono associate alle sorgenti infrarosse IRAS 05329−0505 e IRAS 05329−0512, individuate dal satellite IRAS . [52]

Le immagini ottenute all'infrarosso e nella luce visibile mostrano che all'interno delle due nubi sono presenti oltre 80 getti associabili ad altrettanti oggetti di Herbig-Haro (HH); il più notevole di questi è associato alla nebulosa a riflessione bipolare 5a/6a (5a è il lobo occidentale, 6a quello orientale), che mostra una banda oscura fra i due lobi sia in luce visibile che agli infrarossi. [53] La nube 5a/6a ha il suo centro coincidente con la sorgente infrarossa IRAS 05329-0505, che è una delle sorgenti compatte indicate in precedenza; ad essa è associata un getto radio [54] e un grande getto bipolare di materia. [53] Sul lobo occidentale (5a) è presente un addensamento di idrogeno molecolare che coincide con l'oggetto HH 294, e la parte più remota del flusso a getto raggiunge altri oggetti HH, fra i quali HH 42, HH 128 e HH 295 [53] Altri flussi sono presenti a nord e in direzione del frammento della Nebulosa di Orione noto come M43 .

Le osservazioni condotte ai raggi X delle due nubi hanno contribuito notevolmente ad estendere la conoscenza delle loro stelle di pre-sequenza principale e delle protostelle , come il monitoraggio 2MASS nell'infrarosso vicino condotto negli anni duemila; selezionando gli oggetti stellari giovani in base alle loro emissioni infrarosse, la loro variabilità nel vicino infrarosso e le emissioni a raggi X, sono state identificate circa 350 stelle di pre-sequenza principale e stelle in formazione ancora avvolte nel loro disco di accrescimento . [55]

NGC 1977

NGC 1977, una nebulosa posta nella parte settentrionale della Spada di Orione.

La nebulosa NGC 1977 si trova circa un grado a nord della Nebulosa di Orione, nella parte più settentrionale dell'asterismo della Spada; è stata scoperta da William Herschel nel 1786 e costituisce la parte più meridionale della grande regione H II Sh2-279. [56] La fonte di ionizzazione dei gas della regione è principalmente la stella azzurra 42 Orionis , sebbene molte altre stelle concorrano ad illuminare le nubi, come altre due stelle simili e la gigante gialla 45 Orionis ; la responsabile del piccolo lembo nebuloso catalogato come NGC 1973 è invece la variabile KX Orionis . [57]

Grazie alle osservazioni delTelescopio Spaziale Spitzer si è scoperto che questa nube fa parte di una grande cavità lavorata dal vento stellare delle stelle di classe B della regione; la parte più brillante alla linea degli 8 µm è quella meridionale, dove la bolla si interseca con i filamenti delle regioni OMC-2 e OMC-3. All'esterno la regione è riscaldata ed eccitata dalla brillante stella HD 37018, sebbene potrebbero esserci anche altre stelle ionizzanti in quella direzione in uno stadio evolutivo più giovane. [58]

La prova che la formazione stellare è attiva nella nube deriva dalla scoperta di alcuni oggetti HH, il più notevole dei quali è HH 45, che possiede una forma a bow shock con il lato orientale dai confini netti e quello occidentale più esteso e diffuso; il bow shock mostra degli addensamenti in più punti, mentre la sorgente dell'oggetto non è conosciuta. [59]

Le stelle più giovani e di piccola massa sono associate alle più brillanti stelle blu, comprese all'interno della bolla; di queste stelle ne sono note circa 150, di cui 6 sono vere e proprie protostelle, mentre le restanti sono stelle giovani circondate da un disco di detriti. Nella stessa regione sono state identificate 97 variabili. [60]

Orion B e il settore della Cintura di Orione

Orion B si estende principalmente ad est del celebre asterismo della Cintura di Orione ; la Cintura è formata da tre stelle giganti blu intrinsecamente molto luminose: la più brillante in termini assoluti è quella centrale, Alnilam , che trovandosi a una distanza di 1340 anni luce risulta anche la più vicina al complesso nebuloso in senso stretto. Le altre due, Alnitak e Mintaka , si trovano rispettivamente a 820 e 915 anni luce, e venendo a trovarsi molto in primo piano rispetto al complesso, non partecipano direttamente alla sua illuminazione.

La Nebulosa Fiamma

La Nebulosa Fiamma (NGC 2024) è una grande regione H II visibile poco ad est della brillante Alnitak; la sua caratteristica fisica principale è una grande banda scura di polveri che l'attraversa da nord a sud, allargandosi progressivamente e conferendo alla parte brillante della nebulosa una forma a fiamma; la sorgente illuminante non è, come potrebbe sembrare, Alnitak, poiché questa stella si trova a circa 820 al, dunque in primo piano a una distanza quasi dimezzata rispetto alla nebulosa. La fonte potrebbe essere un giovane ammasso di circa 300 stelle scoperte nella parte meridionale della nube nel corso degli anni novanta, le cui componenti possiedono una magnitudine apparente che arriva fino alla tredicesima, o anche meno luminose; [61] oltre a queste sono note alcune sorgenti nel lontano infrarosso, di cui due sono associate a protostelle di classe 0. [62]

La principale fonte ionizzatrice dei gas sarebbe una stella blu di sequenza principale di classe spettrale O8, catalogata come IRS2b; una seconda sorgente, nota come IRS2, contribuirebbe notevolmente al fenomeno della ionizzazione. Entrambe le stelle mostrano un eccesso di radiazione infrarossa, e in particolare IRS2 appare anche associata ad una sorgente di onde radio ultracompatta, G206.543-16.347, dalla natura sconosciuta; l'eccesso di radiazione infrarossa fa pensare che IRS2 sia una stella di classe spettrale B circondata da un denso disco di accrescimento. [63] Queste ed altre sorgenti sono state identificate già a partire dagli anni ottanta: fra queste vi sono IRS1, IRS4 e IRS5, ritenute anch'esse partecipanti alla ionizzazione, assieme a IRS3, la quale consiste non di una singola sorgente ma di un sistema multiplo di stelle . [64]

Analizzando ai raggi X la banda oscura sono state scoperte alcune sorgenti di raggi X dalla luminosità e caratteristiche paragonabili a quelle delle giovani stelle T Tauri : sembra pertanto che le regioni centrali della nube possano ospitare delle stelle di questo tipo. La temperatura del plasma della regione sembra inoltre essere più elevata rispetto a quanto osservato in regioni simili; ciò è indice del fatto che le stelle T Tauri generatrici di calore possiedono una temperatura molto elevata, più simile a quella delle giovani protostelle osservate nella regione della Nebulosa di Orione, piuttosto che delle regioni di formazione stellare di piccola massa. [35]

NGC 2023

La freccia indica NGC 2023, una piccola nube azzurra poco a nordest della famosa Nebulosa Testa di Cavallo .

NGC 2023 è una piccola nebulosa che brilla per riflessione della luce prodotta dalla stella HD 37903, di classe spettrale B5, da cui prende il colore marcatamente azzurrognolo; si tratta della parte illuminata più meridionale di Orion B. Gli studi condotti all'infrarosso hanno mostrato che al suo interno si trova un ammasso composto da 16 sorgenti infrarosse coincidenti con altrettante stelle giovani, circondate dai gas da cui si sono originate; fra queste l'unica osservabile anche nella banda della luce visibile è la stessa che illumina la nube, essendo la più massiccia e l'unica non oscurata direttamente dalle polveri. [65]

La distanza della nube è stimata sui 475 pc (1550 al) e le sue stelle illuminanti sono molto meno brillanti di quelle di grande massa tanto comuni nella regione di Orione; nonostante la presenza di protostelle, negli studi condotti a più lunghezze d'onda sono emersi indizi che farebbero intendere che la regione centrale della nebulosa è fredda e ancora priva di stelle. Le molecole qui sarebbero infatti aggregate e congelate in granuli, come sembra emergere dalle linee di emissione rilevate nel nucleo della nube. [66]

La nebulosa costituisce inoltre una delle sorgenti di idrogeno molecolare più brillanti dell'intera volta celeste; ciò la rende un perfetto laboratorio per lo studio della fluorescenza di questo gas. La sua struttura forma una cavità sulla superficie del complesso nebuloso in cui è immersa, mentre la radiazione ultravioletta delle stelle in essa avvolte opera una fotolisi sulle sue molecole. [67]

Ai raggi X la sorgente più brillante è catalogata come A11, più una protostella di classe 0, ossia del tipo più giovane, catalogata come NGC 2023-MM1: si tratta di una delle prime protostelle di questo tipo mai individuate, poiché lo spesso strato di gas e polveri che le avvolge rende la loro scoperta particolarmente difficile, anche ai raggi X. [35]

M78

M78, una nebulosa a riflessione fra le più brillanti del cielo.

M78 (nota anche come NGC 2068) è una nebulosa a riflessione molto conosciuta a causa della sua brillantezza; emette un colore bluastro caratteristico per questo genere di oggetti, in quanto la fonte di luce è una stella di colore azzurro. Nella nube sono note 45 stelle giovani con forti emissioni Hα , [68] più una candidata protostella di classe 0, catalogata come LBS 17-H. [69]

Poco a sudovest di M78, in una regione molto oscurata del complesso di LDN 1630, si osservano tre oggetti HH connessi fra loro, catalogati come HH 24, HH 25 e HH 26; questa sezione di nube presenta una complessa morfologia a causa degli intensi fenomeni di formazione stellare che qui hanno luogo. [70] Come conseguenza di ciò, la regione è ricca di oggetti stellari giovani, fra cui sono state individuate due giovanissime protostelle di classe 0, [71] la protostella di classe 1 HH26IR, dalla forte emissione di radiazione infrarossa [72] e quattro ulteriori sorgenti infrarosse riosservate da IRAS e già note negli anni settanta , [73] che possiedono una luminosità compresa fra le 15 e le 25 L ☉ . [70] Dai bozzoli gassosi delle due protostelle di classe 0 fuoriescono getti di materia molto densi lungo il cui asse si trovano fasci di idrogeno molecolare; i nuclei dei bozzoli sono allo stesso modo molto densi. [70]

Nel gennaio del 2004 la stella V1647 Orionis , una giovane variabile eruttiva situata sul bordo nordoccidentale della nube, subì un improvviso picco di luminosità, illuminando una parte dei gas della nube, che fu chiamata Nebulosa di McNeil dal nome del suo scopritore: questo evento ebbe notevole importanza nello studio delle dinamiche correlate alle giovani stelle di pre-sequenza principale e la stella responsabile fu intensamente studiata per due anni, corrispondenti al periodo in cui mantenne una luminosità superiore alla norma; nell'ottobre del 2005 la sua luminosità scese bruscamente. [74]

NGC 2071

M78, in basso, e NGC 2071, in alto.

NGC 2071 è una brillante nebulosa a riflessione posta pochi primi a NNE di M78, situata ad una distanza simile (390 pc) e dunque immersa nel complesso Orion B, di cui costituisce la parte più protesa verso nordest, in direzione dell'Anello di Barnard; possiede al suo interno una grande popolazione di stelle T Tauri [68] e una piccola nube di idrogeno ionizzato individuata alla banda delle onde radio e catalogata come NGC 2071-OH, al cui interno è presente una stella massiccia ancora avvolta nel suo bozzolo originario. [75] Nella nube è noto anche un getto bipolare altamente collimato e ben osservabile nella banda del CO ; alcuni studi condotti nella linea dell' NH 3 hanno mostrato la presenza nella zona centrale da cui si originano i getti di una nube di ammoniaca a forma di disco, che ruoterebbe attorno a un asse coincidente con la direzione del getto bipolare. [76] Alla banda del lontano infrarosso è stata individuata una sorgente vagamente sferica sovrapposta a questa struttura, con un diametro apparente di circa 12", pari a 4700 UA nella banda dei 50 µm, mentre a 100 µm la sorgente raggiunge i 16" (6200 UA). [77]

L'ammasso principale della nube, al cui interno si trova il getto descritto, è invece catalogato come NGC 7021IR: si trova in un settore periferico di NGC 2071, possiede un diametro di circa 30" ed è formato da otto sorgenti infrarosse distinte [78] con una luminosità totale di 520 L ☉ , il che suggerisce che sono in atto processi di formazione stellare di massa media. [77] Le prime controparti ottiche scoperte di queste sorgenti infrarosse corrispondono a IRS 1 e IRS 3, che appaiono separate fra loro da 6"; la prima domina l'ammasso nella banda del vicino infrarosso, mentre la seconda è maggiormente visibile a lunghezze d'onda superiori. [79]

Nei pressi della nebulosa, in direzione nordovest, è noto fin dagli anni settanta un maser a OH consistente di due componenti aventi una velocità radiale relativamente simile fra loro; questo, assieme alla presenza di un maser ad acqua scoperto sempre in quegli anni, rafforza l'ipotesi secondo cui questa parte del complesso nebuloso sia stata anche la sede di fenomeni di formazione stellare recenti. [80] Associato al maser ad acqua è stato scoperto sul finire degli anni novanta un oggetto HH, catalogato come HH 437. [81]

IC 434 e la Nebulosa Testa di Cavallo

IC 434, la lunga nebulosa rossa visibile sulla destra, su cui si sovrappone l'oscura Nebulosa Testa di Cavallo; a sinistra invece la Nebulosa Fiamma e la brillante stella Alnitak. Il nord è a sinistra.

IC 434 è una regione H II che si estende a sud di Alnitak, sul bordo sudoccidentale della grande nube Orion B; presenta una forma molto allungata in senso nord-sud e riceve il vento ionizzante direttamente dalla stella σ Orionis , un brillante membro della grande associazione Orion OB1. [82] La nebulosa raggiunge i 70' di lunghezza e si mostra con facilità nelle foto a lunga posa o nelle riprese CCD , sebbene il suo spessore sia di pochi primi d'arco.

La temperatura della regione è stata misurata tramite varie metodologie, sfruttando i rapporti di luminosità di varie righe di emissione di diversi elementi, ottenendo dei valori compresi fra gli 8000 K e 7600 K; [83] successivamente questo valore fu ridotto a 3360 K e anche meno a seconda della mappa presa come riferimento. [84] Uno studio sulla temperatura elettronica condotto nel 1992 ha invece fornito un valore più simile ai precedenti, che si aggira sui 6000 K. [85]

La Nebulosa Testa di Cavallo , una grande colonna di gas oscuro che si sovrappone al chiarore di IC 434.

Una piccola protuberanza della nube oscura LDN 1630 si sovrappone alla scia chiara della nube IC 434, formando una delle nebulose oscure più celebri e fotografate del cielo, B 33, meglio nota come Nebulosa Testa di Cavallo . Negli anni cinquanta è stata scoperta la prima prova che questa nebulosa sarebbe correlata a degli oggetti stellari giovani, con l'identificazione di stelle con linee di emissioni nella banda dell'Hα [86] e di alcune stelle variabili dalle caratteristiche tipiche delle stelle giovani e ulteriori stelle Hα; [87] alla fine degli anni ottanta fu invece identificata direttamente la prima stella giovane, rivelata tramite uno studio all'infrarosso e catalogata come B33-1, coincidente con la sorgente IRAS 05383-0228: si tratta di un oggetto celeste circondato a nordovest da una cavità della nube relativamente piccola e visibile anche in luce ottica. Questa scoperta ha permesso di elaborare un modello della nube, in cui viene presentata come una regione di gas più densa del mezzo circostante in via di disgregazione a causa dell'intensa radiazione ultravioletta di stelle come σ Orionis, che opera una fotolisi a partire dal suo settore occidentale. [88] Questo modello si accorda bene con quello proposto per la formazione dei gloguli di Bok : secondo questo modello infatti la Nebulosa Testa di Cavallo sarebbe in uno stadio iniziale del processo che porterà alla formazione di un globulo di Bok, similmente a quanto si osserva nella Nebulosa di Gum . [89] [90]

La massa totale della Nebulosa Testa di cavallo è di circa 27 M ☉ e la sua velocità radiale è di 5 km s −1 , con uno spostamento verso il rosso nella parte sudorientale; il corpo della nube è di fatto una colonna di gas in sovrapposizione con IC 434, da cui emerge una sporgenza nella parte settentrionale (il "naso") che possiede una velocità radiale leggermente superiore, indice che sta subendo una spinta accelerativa a causa delle turbolenze. Le sue dimensioni e il gradiente di velocità indicherebbero che l'evoluzione della colonna di gas è avvenuta su una scala temporale di circa mezzo milione di anni; i modelli costruiti in base a questi dati indicano che la nube potrebbe essere completamente disgregata nel corso di circa 5 milioni di anni. [90]

La regione di Sigma Orionis

La Cintura di Orione ; nella parte bassa dell'immagine, sotto la cintura, brilla la stella azzurra σ Orionis, che qui appare circondata da una vasta e tenue nube di colore arancione. A sinistra della stella si osserva la Nebulosa Testa di Cavallo.

σ Orionis, la responsabile dell'eccitamento dei gas della nube, è una stella blu luminosa di classe O9, composta da cinque astri legati fisicamente; essa appartiene e dà il nome ad un gruppo stellare composto da astri aventi un'origine comune e inquadrato nella sottoassociazione Ori OB1b, che appare dinamicamente distinta rispetto alle altre sottoassociazioni vicine. Il gruppo è composto da circa 700 stelle, con una massa totale pari a 225 M ☉ , comprese dunque anche le componenti di piccola massa e substellari; il raggio apparente è di 30'. [91] La sua età è di appena 3 milioni di anni ed appare come il risultato ultimo di un fenomeno di formazione stellare simile a quello che sta avvenendo attualmente nella Nebulosa di Orione, sebbene in scala leggermente ridotta; [91] l' estinzione dovuta alle polveri interstellari sulla linea di vista di quest'associazione è inoltre praticamente inesistente, fattore che influisce notevolmente sulla semplificazione dello studio. [92]

Questo gruppo costituisce per gli astronomi un punto di riferimento nello studio e nella comprensione dei fenomeni di formazione delle stelle e dei corpi di massa substellare, fino a quelli di massa planetaria ; tuttavia, la sua popolazione stellare non è ancora conosciuta appieno. Tramite lo studio dei monitoraggi 2MASS sono state individuate 26 stelle con un'età più giovane rispetto alle altre del gruppo, di cui 7 mostrano tracce della presenza di un disco di detriti, ed è stata inoltre scoperta una popolazione stellare che nella nostra linea di vista si sovrappone al gruppo in direzione di σ Orionis. [93]

Il gruppo contiene anche un numero considerevole di stelle di piccola massa; secondo uno studio pubblicato nel 2008 che fa uso dei monitoraggi condotti dalTelescopio Spaziale Spitzer , è stato scoperto che due delle nane brune e una delle protostelle del gruppo sono circondate da un disco di detriti. Questo risultato è paragonabile a quelli ottenuti tramite lo studio di altre regioni di recente formazione stellare, come IC 348 e la Regione del Camaleonte , che possiedono un'età simile. [94]

Nelle aree fisicamente prossime al gruppo di σ Orionis sono presenti dei piccoli frammenti di aggregati di gas, la cui morfologia e caratteristiche farebbero pensare che si tratti di nubi residue della formazione del gruppo; in linea visiva, queste nubi si trovano in direzione della Cintura di Orione e possiedono una forma cometaria, con delle lunghe chiome di gas in evaporazione localizzate nella direzione opposta a σ Orionis: ciò è indice evidente che esse subiscono l'effetto disgregante del forte vento della stella. In questi bozzoli in alcuni casi si sono pure avviati dei fenomeni di formazione stellare in scala ridotta. [95]

Regioni periferiche

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Regioni periferiche del Complesso di Orione .
La Nebulosa Testa di Strega , in Eridano, una celebre nebulosa a riflessione. Il nord è in basso.

Le regioni più esterne del complesso ospitano principalmente delle piccole nubi e addensamenti di polvere interstellare; la maggior parte di queste nubi sono situate nella parte occidentale del complesso e sconfinano nelle costellazioni adiacenti a Orione. Spesso si mostrano di aspetto cometario e allungato, a causa dell'impatto del vento stellare originato dalle stelle più luminose dell'Associazione Orion OB1, e non a caso mostrano a loro "coda" di gas in dissoluzione in direzione opposta rispetto a queste stelle; questo tipo di interazione in alcuni casi ha anche favorito i processi di formazione stellare. [96]

La distanza di queste nubi periferiche, paragonata con quella media delle nubi centrali del complesso, indica che esse sono protese verso la direzione del sistema solare rispetto al complesso stesso; in particolare, emerge che le nubi visivamente più prossime alle regioni centrali sono anche le più vicine al centro del complesso, mentre i frammenti situati alle alte latitudini galattiche e in interazione con il bordo esterno della Bolla di Eridano si trovano più prossime a noi. La nube LDN 1634 ad esempio, con una distanza di 450 parsec è la più vicina alla nube Orion A e alla celebre Nebulosa di Orione; le nebulose poste sul confine fra Toro ed Eridano, come la Nebulosa Testa di Strega, giacciono a 230 parsec circa, mentre quelle ancora più ad ovest arrivano fino a 150-200 parsec dal Sole . [96]

Fra gli addensamenti nebulosi più conosciuti di queste regioni sono compresi LDN 1634 e la Nebulosa Testa di Strega ; la prima è anche la più prossima alla regione di Orion A, trovandosi a circa 3° da essa; si tratta di una nube oscura di piccole dimensioni, che contiene alcune parti parzialmente illuminate, come LBN 956 e LBN 957. [97] [98] La Nebulosa Testa di Strega invece ( IC 2118) è una nebulosa a riflessione situata nella parte nordorientale della costellazione di Eridano, poco a sud della stella Cursa e circa otto gradi ad ovest di Orion A; la fonte della luce che la nebulosa riflette sarebbe la brillante stella Rigel (β Orionis), situata circa due gradi ad est. [99]

La parte più settentrionale del Complesso di Orione, a nord del grande quadrilatero di stelle che costituisce la costellazione, è costituita da una piccola associazione OB relativamente brillante, catalogata come Cr 69 e nota come Associazione di Lambda Orionis; la sua stella dominante, λ Orionis (Heka), è ben visibile ad occhio nudo e domina il gruppo composto da una dozzina di stelle azzurre di classe spettrale B. Le componenti dell'associazione sono tutte ben visibili anche con un binocolo . λ 1 Orionis è una stella di classe O 8 III (una gigante blu ) ed è la principale ionizzatrice di un grande sistema di gas ionizzato noto come Regione di Lambda Orionis , dalla forma grosso modo simmetrica e ben visibile agli infrarossi, dal diametro di circa otto gradi e leggermente più luminosa nel lato occidentale; al suo interno sono noti circa un'ottantina di oggetti, di cui la gran parte sono stelle Ae/Be di Herbig e giovani stelle T Tauri, indice questo che la nube ospita fenomeni di formazione stellare di stelle di massa intermedia o piccola. [100]

Componenti stellari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Associazione OB .

Tutte le stelle blu visibili nella parte centrale di Orione fanno parte di un' associazione OB , ossia un' associazione stellare di recente formazione che contiene decine di stelle massicce di classe spettrale O e B, ossia blu e molto calde; questi gruppi stellari si formano assieme nelle nubi molecolari giganti, il cui gas residuo, una volta che le stelle sono formate, viene spazzato via dal forte vento stellare. [101] Entro pochi milioni di anni, gran parte delle stelle più luminose dell'associazione 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. [101] 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. [102]

L'Associazione Orion OB1

Immagine mappata della costellazione di Orione, con in evidenza i sottogruppi dell'Associazione Orion OB1.

L'associazione Orion OB1 è una delle associazioni OB meglio conosciute e studiate della volta celeste, sia a causa della sua breve distanza, sia per la luminosità delle sue componenti, che appaiono per la maggior parte poco oscurate dalle polveri galattiche; lo studio delle varie fasi evolutive di quest'associazione ha permesso di comprendere meglio le dinamiche e la scala evolutiva dei gruppi stellari di recente formazione.

Orion OB1 è suddivisibile in base alla sua evoluzione e alla dislocazione delle sue componenti in quattro sottogruppi principali; il più antico è definito Orion OB1a: le stelle di questo sottogruppo sono dislocate a nordovest della Cintura di Orione e possiedono un'età compresa fra 8 e 12 milioni di anni. Il secondo gruppo per età è Orion OB1b, che corrisponde alle stelle di fondo della Cintura e possiede un'età compresa fra 1,7 e 8 milioni di anni, sebbene fra queste ricadano anche le tre supergiganti che fanno parte della Cintura stessa, con un'età compresa attorno ai 5 milioni di anni. Orion OB1c coincide invece con le stelle visibili nella Spada di Orione e che si addensano attorno e davanti alla Nebulosa di Orione; di questo sottogruppo fanno parte pure due associazioni stellari poco concentrate, catalogate come NGC 1980 e NGC 1981 , rispettivamente ai limiti meridionali e settentrionali dell'asterismo della Spada. La loro età è compresa fra i due ei 6 milioni di anni. Di questo sottogruppo non fanno parte le stelle più giovani direttamente avvolte nel sistema nebuloso di OMC-1, OMC-2 e OMC-3 e nella stessa Nebulosa di Orione, che invece compongono il sottoinsieme Orion OB1d. [103]

Un caso ambiguo è rappresentato del piccolo gruppo legato alla stella 25 Orionis: la sua posizione è in direzione del gruppo Orion OB1a, ma la sua velocità radiale è distinta rispetto alle stelle del resto del sottogruppo, essendo più bassa di circa 10 km s −1 ; una teoria per spiegare questa differenza afferma che questa e le stelle ad essa legate si siano originate in una regione H II formatasi dall'espansione della bolla creata dalla nascita delle stelle di Orion OB1a e dunque con un'età compresa fra quella delle componenti di OB1a e OB1b. [104]

Tramite la misurazione della parallasse , sono state determinate le distanze dei vari sottogruppi, scoprendo anche che quelli più vecchi sono pure più vicini al sistema solare di quelli più giovani; il gruppo OB1a è dunque anche il più vicino, con una distanza media stimata sui 350 pc (1140 al). OB1b e OB1c si troverebbero a distanza simili fra loro, stimate sui 400 pc (1300 al), mentre le giovani stelle di OB1d avrebbero una distanza paragonabile a quella della Nebulosa di Orione (420 pc, ossia 1370 al). [1]

Dal gruppo OB1c provengono anche le celebri stelle fuggitive AE Aurigae e μ Columbae , due astri che si muovono in direzioni opposte nello spazio; [105] tramite i dati del satellite Hipparcos è emerso che circa 2,6 milioni di anni fa queste due stelle e la brillante binaria ι Orionis si trovavano nella stessa posizione nello spazio, [106] e su questa scoperta è stata formulata l'ipotesi secondo cui queste stelle subirono un'interazione a quattro corpi, in seguito alla quale due binarie dello stesso ammasso si scambiarono; il risultato fu che le due stelle più massicce subirono i reciproci influssi gravitazionali diventando un nuovo sistema binario, l'attuale ι Orionis, mentre le due stelle meno massicce furono sospinte via a grande velocità dall'intensa energia gravitazionale , allontanandosi dalla regione della loro formazione. [107]

Interazioni con l'ambiente esterno

Nel Complesso di Orione, se si considera un mezzo interstellare standard per i complessi nebulosi molecolari, si è determinato che nella regione negli ultimi 12 milioni di anni si sarebbe formato un numero di stelle con massa maggiore alle 8 M ☉ compreso fra 30 e 100; il limite di 8 M ☉ è indicativo poiché si tratta della massa minima necessaria affinché una stella esploda come supernova . [108] [109] In base a questi calcoli, data la vita breve delle stelle supermassicce, si suppone che gran parte di esse abbiano concluso il loro ciclo vitale esplodendo come supernovae negli ultimi 10 milioni di anni. Per il sottogruppo OB1a, tramite la relazione età-massa, tutte le stelle con una massa superiore alle 13M ☉ sono esplose; nei sottogruppi OB1b e OB1c le stelle esplose sarebbero invece quelle con massa superiore alle 20M ☉ . L'energia rilasciata da queste esplosioni ha creato una superbolla in espansione ben individuabile ai raggi X. [1]

L'Anello di Barnard e la superbolla di Orione-Eridano

Nelle immagini sensibili all'infrarosso è ben visibile, sul lato orientale (a sinistra), un grande arco nebuloso che sembra avvolgere il centro della costellazione, l'Anello di Barnard.

Il primo rilevamento della superbolla avvenne sul finire dell' Ottocento , quando Edward Emerson Barnard scoprì una struttura nebulosa di vaste proporzioni a forma di semicerchio che avvolgeva e delimitava il lato orientale delle regioni nebulose di Orione, il cosiddetto Anello di Barnard ; questo anello fu in seguito riconosciuto come la parte più luminosa e più orientale di una superbolla di grandi dimensioni che si estendeva per oltre 40° di diametro angolare, fino a sconfinare e penetrare in profondità nella costellazione di Eridano. [110] La bolla si estende in direzione quasi perpendicolare al piano galattico, discostandosene notevolmente, mentre le sue dimensioni reali corrispondono a 140x300 pc, valore ottenuto calcolando le dimensioni apparenti (20°x40°) e conoscendo la distanza (circa 400 pc di media); la sua velocità di espansione è compresa fra 10 e 20 km s −1 . [111] A causa dell'effetto eccitante della radiazione ultravioletta e della presenza di alcune deboli sorgenti di raggi X, la temperatura interna del mezzo interstellare della bolla è compresa fra 10.000 e 50.000 K . [112] [1]

Il confine della bolla più prossimo alla nostra direzione sembrerebbe trovarsi a circa 180 pc dal Sole , ossia a meno della metà della distanza fra quest'ultimo e la regione centrale del complesso nebuloso molecolare; secondo alcune teorie, queste estese dimensioni, unite alla presenza del plasma caldo osservato nel settore più esterno della bolla, sarebbero un indizio che farebbe pensare all'esplosione di una supernova avvenuta negli ultimi milioni di anni in una posizione intermedia fra il sistema solare e la regione di Orione. [113]

Il bordo esterno dell'involucro formato dalla superbolla in espansione è ben visibile nel lontano infrarosso, mentre alcuni tratti, come l'Anello di Barnard, sono ben rilevabili anche nelle normali foto astronomiche a lunga esposizione ottenute con strumenti amatoriali in dotazione agli astrofili; all'infrarosso e nella banda dell'emissione 21 cm caratteristiche dell'idrogeno neutro, l'involucro mostra una struttura filamentosa, mentre la gran parte delle emissioni proviene da una regione situata all'esterno del guscio di idrogeno. La massa di questo gas è di circa 23.000 M ☉ . [113]

I tenui filamenti della superbolla visibili in direzione di Eridano prendono il nome di Bolla di Eridano ; qui è possibile individuare due strutture disposte ad arco: quella più orientale è anche la più grande, ed è stata chiamata Arco A; tramite l'analisi a più lunghezze d'onda e lo studio della velocità radiale, è emerso che l'arco A potrebbe essere una struttura indipendente sia dall'arco più occidentale, l'Arco B, sia dall'Anello di Barnard, del quale potrebbe sembrare invece quasi un naturale proseguimento ad ovest. L'arco B, anche se più piccolo, sarebbe invece più vicino a noi, a una distanza di circa 150 parsec , contro i 210 parsec stimati per l'Arco A. [114]

Note

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  5. ^ Come si può evincere da un qualunque programma di simulazione astronomica.
  6. ^ In termini assoluti, ossia prendendo in esame tutta la volta celeste comprese le regioni di cielo non osservabili a nord della fascia tropicale, la nebulosa più brillante del cielo è la Nebulosa della Carena .
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Bibliografia

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Testi sull'evoluzione stellare

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Pubblicazioni scientifiche (in lingua inglese)

Carte celesti

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Voci correlate

Argomenti generali

Argomenti specifici

Fenomeni e oggetti correlati

Collegamenti esterni

  • ( EN ) Il complesso di orione , su daviddarling.info .
  • ( EN ) SEDS website , su seds.org . URL consultato il 30 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 30 agosto 2006) .
  • ( EN ) Tavola interattiva del Catalogo di Messier , su space-and-telescope.com . URL consultato il 30 aprile 2008 (archiviato dall' url originale il 20 ottobre 2014) .
  • ( EN ) Immagini di Orione , su space-and-telescope.com . URL consultato il 30 aprile 2008 (archiviato dall' url originale il 7 aprile 2014) .
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