Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Complexul norului molecular Cepheus

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Complexul norului molecular Cepheus
Regiunea H II
Cepformingreg.png
Calea Lactee către complexul de nori moleculari Cepheus
Date observaționale
( epoca J2000 )
Constelaţie Cefeu
Ascensiunea dreaptă 22 h :
Declinaţie 60 °:
Coordonatele galactice 125 °; + 10 °
Distanţă aproximativ 2600 la [1] [2]
(aproximativ 800 buc )
Magnitudine aparentă (V) -
Dimensiunea aparentă (V) Al 12-lea [1]
Caracteristici fizice
Tip Regiunea H II
Galaxia apartenenței calea Lactee
Dimensiuni 365 la [3]
(112 buc )
Caracteristici relevante Vaste nor molecular gigant
Alte denumiri
IC 1396 (parte a norului)
Hartă de localizare
Complexul norului molecular Cepheus
Cepheus IAU.svg
Categoria regiunilor H II

Coordonate : Carta celeste 22 h 00 m 00 s , + 60 ° 00 ′ 00 ″

Complexul de nori moleculari Cepheus (sau regiunea de formare a stelelor Cepheus ) este o vastă regiune a brațului Orion plină de nori moleculari gigantici și asociații de stele albastre foarte tinere și strălucitoare; își ia numele de la constelația boreală Cefeu , în ce direcție se află când este privită de pe Pământ . Împreună cu complexul Orion Molecular Cloud , este una dintre cele mai apropiate regiuni de formare a stelelor de la noi, deși aceasta din urmă are o dimensiune mult mai mică; în plus, spre deosebire de Complexul Orion, regiunea Cepheus ni se pare considerabil ascunsă, mai ales în ceea ce privește asociațiile OB, prin nebuloase întunecate extinse situate mai aproape de-a lungul liniei noastre de vedere. [4] [5]

O mare parte din complex este situată destul de descentrată în raport cu planul galactic, într-o bandă între latitudinile galactice 0 ° și + 30 °; [6] primul care a observat că această zonă a cerului chiar la nord de traseul Căii Lactee a prezentat unele ciudățenii a fost astronomul Edwin Hubble , care a găsit o absență totală de galaxii în această direcție, un simptom al unei întunecări puternice la lucru de praf galactic. În ciuda acestui fapt, regiunea a început să fie studiată sistematic până în anii 1960 , ceea ce s-a dovedit a fi unul dintre cele mai strălucitoare nebuloase și complexe stelare ale brațului nostru spiralat. [1]

Complexul este alcătuit din opt structuri diferite în ceea ce privește caracteristicile și poziția, care la rândul lor conțin un total de peste 200 de nebuloase individuale mai mult sau mai puțin strălucitoare, identificabile în lumina vizibilă și în special în infraroșu ; [7] multe dintre aceste nebuloase sunt asociate cu clustere deschise, ca în cazul NGC 7129 , [8] sau cu asociații OB mari și luminoase, ca în cazul IC 1396 . [9] Asociațiile OB prezente în această regiune sunt patru, dintre care unele sunt compuse din stele formate în diferite faze ale evoluției complexului. [10]

Observare

Harta care urmează aproximativ imaginea din dreapta sus; există mai multe complexe de nebuloase izolate pe un fundal foarte întunecat.

Complexul Cepheus este situat în direcția uneia dintre cele mai nordice întinderi ale Căii Lactee de Nord, în direcția constelației cu același nume; totuși, în ciuda apropierii sale relative de noi, cele mai strălucitoare structuri ale sale nu sunt identificabile nici cu ochiul liber, nici cu ajutorul unor instrumente mici: de fapt, în această secțiune stelele strălucitoare sunt rare, iar câmpurile de stele de fundal sunt mai puțin bogate decât altele zone ale planului galactic; chiar și urmele luminoase ale Căii Lactee apar foarte fragmentate, datorită prezenței unor maluri mari de praf întunecat care protejează lumina din spatele ei.

Fiind la o declinație foarte nordică, în jurul valorii de 55-60 ° N, constelația Cefeu și odată cu acesta complexul nebulos par a fi circumpolare din cea mai mare parte a emisferei nordice; la sfârșitul verii și seara boreală la începutul toamnei, această ramură a Căii Lactee atinge punctul său cel mai înalt la orizont, apărând în zenit în Canada , Europa de Nord și Rusia . Pe de altă parte, din emisfera sudică, viziunea este penalizată și pentru o parte a emisferei rămâne întotdeauna sub orizont, fără a se arăta niciodată. [11] [12]

Cea mai ușor identificabilă structură a complexului este binecunoscuta nebuloasă IC 1396 , care pare să se suprapună peste faimoasa „Stea de grenadă a lui Herschel”, μ Cephei , o stea de magnitudinea a patra , cu o culoare roșu rubiniu marcat. În expunerea îndelungată sau fotografiile digitale este ușor să identificați nebuloasele întunecate care maschează lumina complexului și, de asemenea, a obiectelor extragalactice în afara planului galactic; De fapt, Edwin Hubble a fost primul care și-a dat seama că o mare parte din zona cerului în direcția Cefeu nu a arătat prezența galaxiilor . [1]

În epocile precesionale

Precesiunea și deplasarea polului nordic ceresc de-a lungul mileniilor; steaua strălucitoare din partea de jos este Vega .

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 . [13] [14]

Întinderea Căii Lactee a constelației Cepheus este situată în prezent la aproximativ 22h de ascensiune dreaptă , adică nu departe de 0h, care este echivalent cu punctul în care ecliptica intersectează ecuatorul ceresc ( echinocțiul ); intersecția de 18h cu ecliptica corespunde solstițiului din 22 decembrie.

În prezent, după ce a trecut 18 ore de ascensiune dreaptă acum câteva mii de ani, complexul Cepheus tinde să ia declinuri din ce în ce mai nordice. [15] Când, în aproximativ 7000 de ani, complexul se află la 6 ore de ascensiune dreaptă, va ajunge în punctul cel mai nordic: cu acea ocazie, va fi, așa cum se vede în imaginea din lateral, la câțiva grade de nordul ceresc. pol , deoarece acesta din urmă va fi în direcția lui Cefeu.

Mediul galactic și linia de vedere

Întinderea Căii Lactee către Cefeu prezintă urme evidente de întunecare a norilor mari de praf, în special în partea cea mai nordică. Sistemul nebulos cel mai apropiat de noi în această direcție și principala cauză a obscurității este situat la puțin peste 900 de ani lumină [1] [16], iar extensia sa reală este de aproximativ 260 de ani lumină. Structura apare legată de un alt complex, puțin mai îndepărtat și mai extins, cunoscut sub numele de Norul lui Cefeu ; în interior există câteva substructuri, printre care se remarcă o bine-cunoscută globulă Bok care poartă numărul de catalog Sh2 -136 : este un cocon întunecat evident pe un fundal slab nebulos, de aproximativ 2 ani lumină în mărime și în interiorul căruia sunt tineri obiecte stelare în formare. [17]

Harta schematică a regiunii galactice dintre Soare și complexul Cefeu.

Relația acestor două obiecte cu centura Gould nu a fost încă stabilită: deși viteza radială care indică o relație cu o super-bulă care se extinde conectată la centură, locația sa, mai degrabă detașată față de planul în care se află centura, sugerează unei structuri separate și independente. [1]

Dincolo de acest sistem de nori obscuri, se extinde o regiune mai puțin bogată în complexe nebuloase, dar în care există, la sud de linia de vedere a lui Cepheus, o asociație OB destul de împrăștiată, cunoscută sub numele de Lacerta OB1 ; la o distanță de 2600 de ani lumină (800 parsec) se află unul dintre cei mai mari nori moleculari ai brațului nostru spiralat: este o centură lungă de praf care se extinde de mii de ani lumină peste braț, formată din fanta Lebedei și Vulturului , care se conectează cu o altă bandă întunecată, vizibilă în direcția lui Cepheus, ale cărei părți iluminate sunt IC 1396 și alte câteva nebuloase minore, care în unele puncte circumscrise sunt iluminate de stele din apropiere și, prin urmare, strălucesc prin reflexie . [1]

Scufundate în regiunile din spatele sistemului nebulos, există câteva grupuri mari de giganți albaștri tineri și foarte fierbinți, adunați în asociațiile Cepheus OB2, Cepheus OB3 și Cepheus OB4, [18] la care Cygnus OB7 este adăugat la vest și, în sectoarele mai îndepărtate și orientale, Cassiopeia OB14. [19] Cele mai notabile clustere deschise imersate în zonă sunt Tr 37 și NGC 7243 , deși acesta din urmă se află pe un plan diferit de asociațiile OB. [20]

Continuând mai departe, depășind astfel complexul molecular și asociațiile OB, lăsăm în urmă brațul lui Orion și ajungem la brațul lui Perseu , una dintre brațele majore ale galaxiei noastre, în care există, mai ales în direcția Casiopei, unele extinse și ciorchini strălucitori de stele albastre; [19] în același braț se află și complexul gigantic de nebuloase al NGC 7538 , la o distanță de peste 6000 de ani lumină. [18]

Structura

Imagine cartografiată a constelației Cefeu, evidențiind structurile complexului; informațiile sunt preluate din publicația Star Forming Regions din Cepheus .

În complexul Cepheus este posibil să se distingă un număr mare de structuri, de dimensiuni variate, care la rândul lor includ formațiuni minore și densități de nori și stele.

Expresia Cepheus Flare (literalmente "Flăcarea lui Cepheus") a fost inventată de Edwin Hubble pentru a indica zona cerului din partea centrală a lui Cepheus lipsită de obiecte extragalactice, extinsă de la planul galactic la regiuni la latitudini galactice înalte unde lumina a Căii Lactee devine din nou vizibilă, indicând astfel prezența unei cantități mari de praf care ne ascunde Galaxia; extensia sa este între 100 ° și 120 ° longitudine galactică. [7] [21]

Un studiu privind distribuția hidrogenului neutru în regiune a relevat prezența, la aproximativ 300-500 parsec (aproximativ 1000-1600 ani lumină ), a două structuri de gaze interstelare diferite dinamic situate la latitudini galactice între + 13 ° și + 17 °, care se deplasează cu o viteză de aproximativ 1,5 km / s una față de cealaltă; sunt probabil regiuni în expansiune sau în coliziune. [22] O regiune vastă de radio continuum a fost, de asemenea, descoperită în regiune, numită ulterior Ring III ( Bucla III ), centrată la coordonatele galactice l = 124 ± 2 °; b = + 15 ± 3 ° și extins pentru 65 °, care ar fi putut fi creat de o serie de explozii de supernova ; această structură cu bule în mișcare indică, de asemenea, faptul că mediul interstelar este afectat de o dinamică energetică viguroasă: gama largă de mișcări diferite întâlnite ar putea fi o reflectare a acțiunii diferitelor unde de șoc . [23]

În infraroșu și pe baza distribuției extinctiei vizuale, a fost posibil să se identifice 208 de nori, împărțiți în 8 complexe majore; [7] [24] Studiind distribuția spațială și dinamica materiei interstelare în Cefeu și Cassiopeia, precum și analizând spectrul acesteia, ale cărui linii spectrale sunt largi și adesea cu vârf dublu, s-a emis ipoteza că Flacara Cefeu face parte din o vastă superbubă care conține o rămășiță supernovă antică; presupunând o distanță de 300 parsec (aproape 1000 de ani lumină) pentru centrul geometric al superbulei, s-a obținut o rază de aproximativ 50 parsec (160 de ani lumină), o viteză de expansiune de 0,4 km / s și o masă de hidrogen neutru egală cu 13.000 M ☉ . [25]

Studiile cu rezoluție redusă efectuate în banda de CO au relevat că norii din această regiune formează un complex de nori moleculari gigant uniform; apoi pe baza observațiilor nebuloaselor de reflexie , a fost indicată o distanță între 300 și 500 parsec pentru complex. [26] Ulterior studiul asupra acestei benzi de emisie a fost extins la o regiune de 490 grade pătrate situată între constelațiile Cefeu și Cassiopeia la o latitudine galactică b = + 10 °, descoperind astfel că norii pot fi împărțiți în doi bine distinși prin proprietățile lor dinamice și separate de o regiune în care gazul este foarte rarefiat între 118 ° și 124 ° de longitudine galactică; s-a emis ipoteza că această regiune mai rarefiată dintre Cefeu și Cassiopeia provine dintr-o supernovă, a cărei undă de șoc violentă ar fi creat super-bula „golului”. Vârsta acestei rămășițe de supernovă a fost estimată la aproximativ 40.000 de ani și ar fi fost cauzată de o supernovă de tip Ib sau Ic . [27] Un studiu suplimentar, efectuat la 13 CO, a făcut posibilă determinarea faptului că din 188 de nori moleculari observați între Cefeu și Cassiopeia, 51 fac parte din complexul Cefeu, în timp ce restul sunt fie suprapuse pe el, fie în spatele acestuia. [28]

Măsurători de distanță

Nebuloasa NGC 7023 , una dintre referințele folosite în încercarea de a stabili distanța Complexului Cefeu.

Distanța Complexului Cepheus a fost calculată pentru prima dată spre sfârșitul anilor șaizeci , prin studii spectroscopice și fotometrice ale stelelor care luminează nebuloasele de reflecție situate în interiorul Flarei Cepheus ; înainte de a-și da seama că regiunea era de fapt un singur complex de nori moleculari, aceste zone de nori reflectante s-au găsit la distanțe diferite. [1] [29] La latitudini galactice apropiate de ecuatorul galactic există, la o distanță de aproximativ 800 parsec, asociațiile Cepheus OB2 și Cepheus OB3, în timp ce norii moleculari par a fi la o distanță mai mică. [30]

Probabil, nivelul distanțelor este puțin mai complex: atât componentele cele mai îndepărtate, cât și cele mai apropiate sunt de fapt compuse din mai multe structuri, probabil plasate în diferite zone ale spațiului și, prin urmare, la distanțe diferite. [30] Distanțele norilor pot fi derivate prin studierea efectelor norilor înșiși asupra luminii stelelor asociate acestora; din nou, analizând spectroscopic și fotometric aceste stele, a fost posibil să se obțină o valoare a distanței de 400 ± 80 parsec (1300 ± 250 ani lumină) pentru asociația Cepheus R2, în interiorul regiunii, situată la latitudine galactică + 10 °. [29]

În cele mai îndepărtate regiuni ale complexului, pe lângă asociațiile Cepheus OB2 și Cepheus OB3, există norul NGC 7129 ; există două teorii contradictorii despre acest obiect: una afirmă că această nebuloasă face parte din sistemul Cepheus și că, prin urmare, este la distanță, deși ușor mai mare, întotdeauna compatibilă cu cea a sistemului în sine; [31] cealaltă insistă asupra faptului că NGC 7129 ar fi dincolo de acesta, la 1250 parsec de noi. [29] Cu toate acestea, prin studierea vitezei radiale a acestui și a altor nori mai mici, s-a emis ipoteza că o mare parte din masa complexului ar fi la o distanță mai mare decât se credea, la aproximativ 1000 parecs (aproximativ 3300 ani lumină). [28] O altă determinare a distanței complexului a fost efectuată prin studiul nebuloasei de reflexie NGC 7023 , pe baza spectroscopiei de înaltă rezoluție a stelei responsabile de iluminarea acestuia, HD 200775; distanța obținută este de 440 ± 100 parsec. [32] În 2008, totuși, pe baza datelor de la nava spațială Hipparcos , s-a descoperit că această stea este un sistem binar aflat la doar 350 parsec distanță; totuși, rămâne îndoiala că această dată ar fi putut fi distorsionată de mișcarea orbitală a celor două componente. [33]

Deși unele structuri ale complexului au deci o valoare de distanță bine determinată, rămân îndoieli cu privire la alte structuri, în special cele asociate cu o componentă a vitezei negative la longitudini galactice 107 ° -111 ° și latitudine + 13 °. [33]

Regiunile H II și fenomenele de formare a stelelor

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

Formarea stelelor are loc în zonele centrale și dense ale norilor moleculari; zonele mai întunecate (și, prin urmare, mai dense) ale acestor nori sunt de obicei indicate cu litere urmate de numărul de catalog al norului de care aparțin. [33]

În complexul Cepheus, formarea stelelor ar fi fost cauzată, în ultimele milioane de ani, de acțiunea diferitelor forțe de acțiune: unda de șoc a rămășiței de supernovă în expansiune care a provocat superbula descrisă mai sus, care a comprimat gazul mediu înconjurător, ar fi principala cauză a formării norilor. [30] O mare cantitate de dovezi ale activității de formare a fost descoperită în cadrul complexului: de fapt, mai multe obiecte stelare tinere și stele de secvență pre-principală , mai multe stele T Tauri , peste o sută de stele cu emisii sunt cunoscute surse de radiații Hα și infraroșii și vreo cincizeci de obiecte Herbig-Haro . [34] [35]

În mod curios, distribuția spațială a stelelor T Tauri diferă de cea a altor obiecte stelare tinere: un grup din aceste stele a fost găsit separat de norul original cu mai mult de 10 parseci, o distanță mult mai mare decât cea observată în alte regiuni bogate în stele. T Tauri. [1] Există o teorie conform căreia aceste stele s-ar fi format în poziția în care sunt observate; conform acestei teorii, norul molecular original care le-a format avea o masă egală cu 800 M ☉ , în timp ce la sfârșitul procesului de formare norul ar fi avut o masă de doar 200 M ☉ . Ulterior, un eveniment extern, cum ar fi o explozie de supernova, ar contribui la ștergerea acestui nor de-a lungul a câteva sute de mii de ani. [36]

IC 1396

IC 1396 , una dintre regiunile complexului care poate fi observată și în banda de lumină vizibilă .

IC 1396 este o regiune mare H II parțial vizibilă și în lumină vizibilă ; luminozitatea sa se datorează excitației gazelor sale operate de vântul stelar al gigantului albastru HD 206267, aparținând asociației Cepheus OB2 . Extinderea acestei regiuni H II pare să fi creat un inel mare de gaz molecular cu o rază de aproximativ 12 parsec pe o perioadă de timp de cel puțin 3 milioane de ani. [37] Structura inelului se extinde pentru aproximativ 3 ° și este înconjurată de un număr mare de globule întunecate, în interiorul cărora are loc probabil formarea de noi stele datorită comprimării ionizării din fața valului. Impactul vânturilor stelare și presiunea radiației ; globulele majore se găsesc pe partea de nord-vest a regiunii nebuloase. [38]

Într-un studiu realizat în anii 1980 , au fost identificate 32 de globule, care au primit o denumire numerică de la 1 la 32 cu prefixul GRS ( Globule of Radial Systems ); patru sisteme radiale de globule au fost identificate în apropierea IC 1396, în timp ce unul dintre acestea este centrat exact pe nebuloasă. Printre globule se numără și celebra structură cunoscută sub numele de Proboscisul elefantului ( vdB 142). [39] Pe de altă parte, s-au efectuat cercetări în infraroșu pentru localizarea obiectelor stelare tinere asociate cu globule; s-a descoperit astfel că doar șase surse asociate cu globule posedă o astfel de structură și luminozitate încât ar fi putut fi cauzate de încălzirea externă, în timp ce cele mai multe dintre acestea nu sunt legate de fenomenele de formare a stelelor. [40] În 2005 , printr-un studiu realizat în infraroșu apropiat, au fost identificate 25 de celule sanguine, dintre care patru nu au fost raportate în catalogul SIMBAD ; pentru toate cu excepția a patru globule, a fost posibil să se determine masa, în timp ce nu a fost posibil să se măsoare diametrul pentru șapte dintre ele. Cinci globule conțin o populație bogată de obiecte iluminate în roșu, probabil stele în devenire; aceste cinci globule au cea mai mare rată de dispariție , ceea ce ar sugera o relație între intensitatea activității de formare a stelelor și masa globulelor în sine. [40]

În globulele cu cea mai mică masă se crede că formarea stelelor este adesea influențată de presiunea de radiație a unei stele strălucitoare din apropiere; într-un studiu realizat pe unul dintre acestea, iluminat de gigantul albastru strălucitor HD 206267, a fost evidențiată o legătură cu distanța acestei stele, sugerând că evaporarea datorată fotoionizării afectează distribuția masei globulei în jurul uriașului albastru. Influența stelei este dată de compresia gazelor de către presiunea radiației. [41]

Sh2-140

Sh2-140, în inima Complexului Cefeu.

Sh2-140 este o regiune H II situată la marginea de sud-vest a nebuloasei întunecate LDN 1204, în Bula Cefeu , la aproximativ 900 parsec (2900 ani lumină) de Soare. [42] Steaua responsabilă de ionizarea nebuloasei este HD 211880, o stea albastră de pe secvența principală ; regiunea centrală este complet invizibilă în imaginile optice, în timp ce imaginile în infraroșu apropiat și undele radio arată prezența unui grup de stele foarte concentrat. Temperatura pulberilor ar fi de doar 35 K , în timp ce masa sa ar fi egală cu 600 M ☉ . [43]

Pe această nebuloasă au fost efectuate mai multe observații pe mai multe lungimi de undă, centrate în principal în regiunea luminoasă de la marginea LDN 1204 și pe sursele de infraroșu situate în spatele ei. [44] Observațiile asupra întregii benzi infraroșii au fost efectuate în principal cu scopul de a identifica orice stele tinere prezente în regiune; în urma acestor studii, a fost întocmit un prim catalog care cuprinde toate tinerele obiecte stelare ale lui Sh2-140, format din trei surse de infraroșu, IRS 1, IRS 2 și IRS 3, [45] la care au fost adăugate alte două surse descoperite ulterior. [46] Din indicii spectrali ai primelor trei surse s-a dedus că aceștia provin dintr-o regiune slabă H II ionizată de fotoni dintr-o singură stea de secvență principală de clasa B. [46]

Din observarea protostelelor a fost dezvoltat un model simplificat al regiunii care a fost utilizat pentru a obține condițiile fizice ale prafului și gazelor prezente aici; sursa IRS 1 apare înconjurată de un disc dens de pulberi, iluminat parțial de fotonii care ies din regiunile sale polare împreună cu marginea interioară a unui înveliș de gaze moleculare. Modelul dezvoltat din aceste observații este capabil să explice distribuția difuză a intensității luminii; culoarea albastră a regiunilor înconjurătoare implică atunci existența unui câmp de radiații cu temperaturi relativ scăzute, de 800-900 K. [47]

Printr-o monitorizare pe câmp larg efectuată cu un CCD, unele obiecte Herbig-Haro asociate cu șocuri de arc , catalogate ca HH 616 și HH 617, au fost identificate lângă Sh2-140; cel mai nordic dintre cele două, HH 617, este probabil asociat cu hidrogenul molecular expulzat din sursa IRS 3, în timp ce sursa șocului de arc observabil spre sud, HH 616, nu este bine înțeleasă: se pare că poate derivă dintr-o sursă necunoscută plasată în cea mai sudică regiune a nebuloasei, care ar arăta urme de jet. [48]

NGC 7129

NGC 7129 , o nebuloasă de reflexie care face parte din complexul Cepheus.

Nebuloasa de reflexie NGC 7129 , cunoscută și sub numele de Ced 196, este una dintre cele mai îndepărtate structuri ale complexului Cefeu: este situată într-o regiune bogată în tinere stele albastre situate dincolo de cele mai dense regiuni de nebuloasă. [49] La sud și est se extinde un nor în formă de rinichi cu o dimensiune de aproximativ 11 parseci (36 de ani lumină), în cavitatea căruia se află mulți dintre membrii mai slabi ai grupului deschis asociat, în a cărui margine estică este prezentă o mare creasta nebuloasa. [8] NGC 7129 este înconjurat de un inel de hidrogen neutru extins la jumătate de grad (HI), care face parte dintr-un sistem mai mare de nori moleculari, centrat pe o stea albastră catalogată ca BD + 65 ° 1638; studiind spectrul acestei stele, s-a descoperit că este un tip rar de „stea disociată” care tocmai iese din norul de gaz care a format-o, cu o vechime estimată de câteva mii de ani și o masă de 6M ☉ . [50]

Prin studiul stelelor variabile și al surselor de infraroșu apropiat, au fost identificate aproximativ șaizeci de stele secvență pre-principală cu masă mică, dintre care cele mai multe sunt situate în afara regiunii centrale de fotoliză ; [51] multe dintre acestea sunt asociate cu cele mai dense părți ale norului molecular, indicând o formație stelară care este activă și în afara clusterului stelar central. [52] De asemenea, sunt raportate mai multe obiecte Herbig-Haro, atât în ​​interiorul, cât și în regiunile înconjurătoare ale NGC 7129. [53]

Regiuni minore și celule sanguine individuale

NGC 7023 este o nebuloasă de reflexie iluminată de masiva stea tânără HD 200775 și de un grup de stele mai slabe; a fost descoperit de William Herschel în 1794 . În centrul nebuloasei este un mic grup deschis de stele care prezintă linii variabile de emisie Hα, [54] plus patru stele T Tauri; Potrivit unor studii, steaua variabilă PV Cephei, situată la aproximativ 10 parseci la vest de nor, a fost evacuată din nor cu aproximativ 100.000 de ani în urmă. [55]

LDN 1082 este un nor filamentos, vizibil lângă NGC 7023, catalogat pentru prima dată de Edward Emerson Barnard ca B 150; în interior există o oarecare densificare, precum și patru surse de radiații infraroșii. [56] Estimările distanței sale nu sunt disponibile, cu excepția sub formă de speculații; conform unor LDN 1082, ar fi aproape de NGC 7023 nu numai aparent pe cer, ci și fizic, indicând astfel o valoare a distanței de 440 parsec. [57] La această distanță, separarea de 10 ° dintre aceasta și NGC 7023 ar fi de aproximativ 70 parsec. Potrivit altor estimări, LDN 1082 ar fi mai aproape, la doar 150 parsec distanță. [58]

LDN 1157, un tânăr obiect stelar probabil similar cu cel al Soarelui în timpul formării sale, imaginat detelescopul spațial Spitzer .

LDN 1228 este un mic nor care se extinde timp de aproximativ 3 ° în direcția nord-sud; distanța sa ar fi de 180 parsecs și diferă de restul complexului prin dinamica sa, sugerând că se află în partea cea mai apropiată a superbulei Cepheus Flare . În interior au fost descoperite mai multe stele Hα și obiecte Herbig-Haro. [59] [60] LDN 1228 conține trei zone de formare a stelelor: cea mai nordică este formată dintr-un grup de stele înconjurat de nebulozitate și asociat cu o sursă de radiații infraroșii; cel central conține două obiecte Herbig-Haro, HH 199 și HH 200. Cel mai sudic conține în schimb un mic agregat de stele cu masă mică în faza principală de pre-secvență, cu nouă surse de infraroșu asociate vizibile în imaginile luate cuSpațiul Telescop Spitzer . [61]

LDN 1157 este un obiect Herbig-Haro format dintr-un jet de materie deosebit de puternică; a fost studiat la mai multe linii de emisii, cum ar fi CO, SiO, H, CH 3 OH și a fost indicat ca prototip al jeturilor active chimic. [62] Modele de unde de șoc gazos au fost utilizate pentru a studia modul în care s-a format structura observabilă, în timp ce observațiile efectuate la linia de emisie a metanolului sugerează prezența unui strat de gaz încălzit în disc. [63] Protostelul ar avea câteva mii de ani și, potrivit oamenilor de știință NASA , seamănă cu ceea ce sistemul nostru solar ar fi trebuit să arate cu miliarde de ani în urmă, în timpul formării Soarelui nostru. [64]

LDN 1219 (B 175) è una piccola nebulosa dalla forma che ricorda vagamente una cometa , situata sul bordo più meridionale del Complesso di Cefeo; riflette la luce della stella blu BD +69° 1231 ed è associata alla nebulosa a riflessione Ced 201. [65] Uno studio spettroscopico ha rilevato alcune caratteristiche interessanti, come la presenza dell'oggetto di Herbig-Haro HH 450 e alcune strutture filamentose delle dimensioni di circa 1 parsec che ricalcano una figura circolare, ossia un resto di supernova , il quale, trovandosi alla distanza di circa 400 parsec, è anche uno dei resti conosciuti a noi più vicini. [66] Si ipotizza che la formazione stellare in questa nebulosa possa essere stata provocata dalla regione di fotolisi associata a Ced 201. [67]

LDN 1121 è una nebulosa oscura piccola e isolata situata nella parte meridionale del Complesso di Cefeo; non è nota la distanza con certezza, ma le speculazioni sono concordi nell'indicare un valore di circa 200 parsec. [68] Contiene al suo interno una struttura a getti bipolare proveniente da una sorgente da radiazione infrarossa e un piccolo e compatto oggetto di Herbig-Haro, HH 363, più altre tre sorgenti infrarosse. [69]

LDN 1251 è una nube allungata in senso est-ovest sul bordo orientale del complesso; la sua forma a cometa suggerisce che sia in interazione con la grande superbolla causata dall'esplosione di supernova [68] descritta in precedenza nel paragrafo "Struttura". La sua distanza da noi è stata determinata in vari modi e la nube è stata mappata a diverse linee di emissione, come il 13 CO, il SiO , l' NH 3 , l' HCN ed altri ancora. [70] Studiando la popolazione di oggetti stellari giovani, alcuni autori hanno rinvenuto una dozzina di stelle Hα e una sorgente di radiazione infrarossa, [71] dalla quale emerge un getto ottico, classificato come HH 149. [72] Sono presenti anche due sorgenti di onde radio termali. [73]

Associazioni OB

Magnifying glass icon mgx2.svg 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; 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. [74] 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. [74] 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. [75]

Le associazioni OB del Complesso di Cefeo sono le principali responsabili dell'eccitazione dei gas e delle polveri, che diventano luminose e possono essere osservate anche otticamente.

Cepheus OB2

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Regione di Cepheus OB2 .
L'associazione Cepheus OB2.

Cepheus OB2 è la più orientale e la più meridionale delle varie associazioni di Cefeo; fu scoperta nel 1968 e si trova a breve distanza, sia in termini prospettici che reali, dal grande complesso nebuloso oscuro che forma la Fenditura del Cigno ed è quasi a contatto con l'associazione Cygnus OB7. La distanza da noi è stimata in circa 800 parsec , ossia comparabile con le nubi della Fenditura, con cui condivide pure la stessa velocità radiale . [5] Sono note 75 stelle membri molto brillanti, fra le quali si trova la gigante blu fuggitiva λ Cephei .

Si crede che Cepheus OB2 sia divisa in due sottogruppi di diverse età: il più giovane, catalogato come Cepheus OB2b, coincide con l'ammasso aperto Tr 37, uno dei più giovani ammassi conosciuti, con un'età stimata sui 3,7 milioni di anni; [76] negli anni settanta si è suggerito che la brillante stella μ Cephei (La Stella Granata ) fosse un membro di Tr 37, mentre la principale responsabile dell'eccitamento della grande nebulosa che appare associata all'ammasso, IC 1396, appartiene a quest'associazione. [9] Il secondo sottogruppo, Cepheus OB2a, contiene un gran numero di stelle massicce evolute che si sono sparse in una vasta area compresa fra le latitudini galattiche 100°–106° e longitudini +2°–+8°; la sua età è stimata sugli 8 milioni di anni e contiene al suo interno l'ammasso NGC 7160 . [10] Cepheus OB2a è circondato da una struttura nebulosa ad anello, la Bolla di Cefeo, forse ciò che resta dell'esplosione di un'antica supernova; questa esplosione potrebbe essere stata la causa dell'avvio dei processi di formazione stellare che hanno portato alla nascita dell'associazione, come sembra essere testimoniato dalla presenza di alcune regioni H II e sorgenti di radiazione infrarossa che paiono contenere giovani stelle in formazione. [77]

Studi sulla metallicità delle stelle dell'associazione indicano che queste sono povere di metalli. [78] Le stelle di piccola e media massa appartengono a diverse popolazioni stellari e sono nate in tempi diversi e in vari sottogruppi durante l'evoluzione dell'associazione; i gruppi di stelle di piccola massa coetanee si troverebbero in entrambe le sottoassociazioni di Cepheus OB2. [79]

Cepheus OB3

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Regione di Cepheus OB3 .
Sh2-155, la regione H II in interazione con Cepheus OB3.

Cepheus OB3 appare di dimensioni apparentemente più ridotte rispetto alla precedente, sebbene la distanza, stimata sui 725 parsec, sia paragonabile a quella del precedente; al suo interno si trovano una quarantina di stelle giovani e brillanti. [80] Studi fotometrici condotti negli anni novanta hanno ridefinito questa lista di componenti, estendendola alle stelle più deboli. [81]

Come la precedente, anche questa associazione mostra evidenze di una suddivisione delle sue stelle membri in due sottogruppi, catalogati come Cepheus OB3a e Cepheus OB3b, la cui caratteristica discriminante è l'età: Cepheus OB3a sarebbe infatti il più giovane, con un'età inizialmente stimata sui 4 milioni di anni, mentre il secondo avrebbe 8 milioni di anni; [82] Con l'affinarsi delle tecniche di rilevazione, è stata in seguito indicata un'età di 5,5 milioni di anni per il primo e di 7,5 milioni di anni per il secondo. [81] Le stelle più luminose del sottogruppo Cepheus OB3b eccitano i gas di una vicina nebulosa, la regione H II Sh2-155 (la famosa Nebulosa Grotta ). [82] Secondo uno studio condotto sfruttando i dati del Satellite Hipparcos, è stato avanzato il dubbio che la già citata stella fuggitiva λ Cephei possa essere originaria di quest'associazione, e non della precedente. [83]

Cepheus A, una delle regioni di formazione stellare più compatte che si conoscano.

Tramite una mappatura dell'area dell'associazione al 12 CO, è stato individuato fin dagli anni settanta un complesso nebuloso molecolare dell'estensione di 20x60 parsec, nel quale si possono distinguere alcune aree più dense, catalogate da Cepheus A a Cepheus F; in alcune di queste, specialmente nella prima, sarebbe molto attiva la formazione stellare, provocata dell'interazione della nube stessa con la regione H II in espansione Sh2-155. [84] Cepheus OB3 può pertanto essere considerata come un esempio di fenomeno di formazione stellare sequenziale. [85]

Cepheus A è una delle regioni nebulose più studiate del cielo: si tratta di una regione di formazione stellare di grande massa estremamente attiva, al cui interno sono note diverse sorgenti di origine termica e non termica, alcune piccole regioni H II e forti emissioni di radiazione infrarossa, il tutto in un'area di cielo inferiore a un primo d'arco . [86]

Nell'associazione Cepheus OB3 sono note oltre cinquanta sorgenti di raggi X, molte delle quali individuate dal ROSAT ; si sospetta che la maggior parte di esse siano originate da stelle T Tauri poste nelle regioni circostanti la nube molecolare (ma non nel suo interno). [87] Sempre ai raggi X, tramite il Chandra X-ray Observatory sono stati scoperti, negli anni duemila , due ammassi aperti molto ricchi, composti da 321 stelle di pre-sequenza principale; uno di questi si estende all'esterno della nube molecolare ed è parte dell'associazione Cepheus OB3b. Queste osservazioni suggeriscono che la funzione di luminosità ai raggi X di quest'associazione differisca da quella ottenuta con altri ammassi simili, come quello nella Nebulosa di Orione : infatti in Cepheus OB3b sono presenti più stelle con massa inferiore alle 0,3 M ☉ . [88]

Cepheus OB4

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Regione di Cepheus OB4 .
L'area dell'associazione Cepheus OB4, con la nebulosa NGC 7822.

Cepheus OB4 fu scoperta nel 1959 , con l'individuazione di 16 stelle giovani e calde comprese in una piccola regione di cielo alle coordinate galattiche l=118°, b=+4°, compreso l'ammasso aperto Berkeley 59; appare connesso con una nebulosa oscura molto densa e irregolare contenente alcune regioni a emissione , fra le quali la densa regione H II Sh2-171 ( Ced 214 o W1) al centro e NGC 7822 a nord. [89] L'associazione sarebbe composta da 42 giganti blu , poste alla distanza di 845 parsec da noi; esiste inoltre una correlazione fra la luminosità e l'arrossamento di queste componenti: infatti le stelle di classe spettrale O e B si trovano solo nelle regioni interne alla nube, mentre le componenti di classe B più tendenti al bianco ne sono poste al di fuori, a causa soprattutto dell'incompletezza dei rilevamenti. [90] L'età delle stelle dell'associazione sarebbe compresa fra 0,6 e 6 milioni di anni. [90]

Come le altre due associazioni, anche Cepheus OB4 consiste in due aree con proprietà dinamiche ed evoluzionistiche differenti: la più antica e più dispersa di queste si estende in un'area di 15' (pari a circa 4 parsec) di diametro ed è situata sul bordo meridionale di una struttura nebulosa circolare chiamata Cepheus Loop (Anello di Cefeo); tramite il moto proprio delle sue componenti si è individuato il suo possibile punto di formazione, situato presso il centro di quello che è ora il Cepheus Loop. Il Cepheus Loop sarebbe stato così originato dal vento stellare delle stelle dell'associazione e si è in seguito espanso fino a raggiungere altre nubi molecolari; dall'esito di questi scontri si sarebbe poi formato l'ammasso aperto Berkeley 59. [91]

Studiando la morfologia e le dinamiche delle regioni H II associate a Cepheus OB4 a varie linee di emissione, si è scoperta l'esistenza di due strutture a guscio in espansione: una di queste, del raggio di 0,7°, contiene le nebulose NGC 7822 e Sh2-171, più la gran parte delle stelle dell'associazione, il cui vento stellare favorisce la sua espansione; l'altra struttura, del raggio di 1,5°, è centrata sulla seconda nebulosa e potrebbe essere il risultato di un'esplosione di supernova o dell'azione del vento stellare delle stelle più massicce. [89] Indagando invece la distribuzione spaziale e le proprietà dinamiche del mezzo interstellare dell'area, si è scoperta un'ulteriore struttura a bolla, il cui centro ricade alle coordinate galattiche l=122°, b=+10°; data una distanza di 800 parsec, è stato calcolato che il raggio della bolla dovrebbe essere pari a circa 100 parsec, una velocità di espansione di 0,4 km/s e una massa di idrogeno neutro pari a 99.000 M ☉ . [25] All'interno delle nubi oscure presenti in questa regione sono state identificate diverse sorgenti con linee di emissione Hα , alcune delle quali sarebbero stelle T Tauri. [90]

Cepheus OB6

L'associazione Cepheus OB6 è visibile in direzione delle coordinate galattiche l=104°, b=-0,5°, in sovrapposizione all'associazione Cepheus OB2; fu scoperta nel 1999 , identificando un gruppo di 27 stelle riportate nel catalogo Hipparcos, fra le quali spicca la celebre supergigante δ Cephei , il prototipo delle variabili cefeidi . Queste componenti mostrano una debole concentrazione e, a differenza delle altre associazioni di Cefeo, si distinguono per una gamma più ampia di classi spettrali: le componenti maggiori sono infatti 6 di classe B, 7 di classe A, 1 di classe F, 2 di classe G e 3 di classe K; si tratta dunque di un gruppo di stelle più antico, ossia un'antica associazione OB in fase evoluta: la stella più tendente al blu è di classe B5III, che indica un'età di circa 50 milioni di anni. La distanza di quest'associazione è stimata sui 270±12 parsec. [19] Non sono stati scoperti sottogruppi di quest'associazione. [92]

In uno studio delle orbite galattiche delle stelle vicine è stata avanzata l'ipotesi che alcuni membri dell' Associazione di AB Doradus siano state in interazione con Cepheus OB6 circa 38 milioni di anni fa; quest'incontro ravvicinato avrebbe fatto scattare la formazione delle stelle dell'associazione AB Doradus, le cui stelle fra l'altro sono coetanee di quelle dell'associazione di Cefeo. [93]

Note

  1. ^ a b c d e f g h i Grenier, IA; Lebrun, F.; Arnaud, M.; Dame, TM; Thaddeus, P., CO observations of the Cepheus flare. I - Molecular clouds associated with a nearby bubble , in Astrophysical Journal , vol. 347, dicembre 1989, pp. 231-239. URL consultato l'8 marzo 2009 .
  2. ^ Blitz, L.; Fich, M.; Stark, AA, Catalog of CO radial velocities toward galactic H II regions , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 49, giugno 1982, pp. 183-206, DOI : 10.1086/190795 . URL consultato il 7 marzo 2009 .
  3. ^ Galaxy Map , su Result for Sh 2-310 . URL consultato il 9 marzo 2009 .
  4. ^ Harris, S., Location of HII regions in molecular clouds , in Giant molecular clouds in the Galaxy; Proceedings of the Third Gregynog Astrophysics Workshop , 1980, pp. 201-206. URL consultato il 19 febbraio 2009 .
  5. ^ a b Dame, TM; Thaddeus, P., A wide-latitude CO survey of molecular clouds in the northern Milky Way , in Astrophysical Journal , vol. 297, ottobre 1985, pp. 751-765, DOI : 10.1086/163573 . URL consultato il 19 febbraio 2009 .
  6. ^ Kun, M.; Kiss, ZT; Balog, Z., Star Forming Regions in Cepheus ( PDF ), Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, Bo Reipurth, dicembre 2008, p. 1, ISBN 978-1-58381-670-7 .
  7. ^ a b c Kun, Kiss, Balog , 16 .
  8. ^ a b Ridge, Naomi A.; Wilson, TL; Megeath, ST; Allen, LE; Myers, PC, A 13CO and C 18 O Survey of the Molecular Gas Around Young Stellar Clusters within 1 Kiloparsec of the Sun , in The Astronomical Journal , vol. 126, n. 1, luglio 2003, pp. 286-310, DOI : 10.1086/375455 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  9. ^ a b Harvin, James A., Doppler Tomography of the Massive Compact Binary Stars in the Multiple Star Systems δ Orionis and HD 206267 , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 116, n. 816, febbraio 2004, p. 186, DOI : 10.1086/381874 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  10. ^ a b Kun,Kiss, Balog , 48 .
  11. ^ Come si evince da: Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  12. ^ Una declinazione di 60°N equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 30°; il che equivale a dire che a nord del 30°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 30°S l'oggetto non sorge mai.
  13. ^ La precessione , su www-istp.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 30 aprile 2008 .
  14. ^ Corso di astronomia teorica - La precessione , su astroarte.it . URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2008) .
  15. ^ Per determinare ciò è sufficiente analizzare le due coordinate fornite dal SIMBAD per gli equinozi vernali del 1950 e del 2000 , le cui coordinate sono rispettivamente +19°52' e +19° 41'.
  16. ^ Dame, TM; Ungerechts, H.; Cohen, RS; de Geus, EJ; Grenier, IA; May, J.; Murphy, DC; Nyman, L.-A.; Thaddeus, P., A composite CO survey of the entire Milky Way , in Astrophysical Journal , vol. 332, novembre 1987, pp. 706-720, DOI : 10.1086/165766 . URL consultato il 19 febbraio 2009 .
  17. ^ Massi, F.; Codella, C.; Brand, J.; Di Fabrizio, L.; Wouterloot, J., Outflows and jets from low mass protostars in Bok globules: the case of CB230 , in Memorie della Società Astronomica Italiana , vol. 76, 2005, p. 40. URL consultato l'8 marzo 2009 .
  18. ^ a b Kun, Kiss, Balog , 2
  19. ^ a b c de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; Brown, AGA; Blaauw, A., A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations , in The Astronomical Journal , vol. 117, n. 1, gennaio 1999, pp. 354-399, DOI : 10.1086/300682 . URL consultato l'8 marzo 2009 .
  20. ^ Dias, WS; Alessi, BS; Moitinho, A.; Lépine, JRD, New catalogue of optically visible open clusters and candidates , in Astronomy and Astrophysics , vol. 389, luglio 2002, pp. 871-873, DOI : 10.1051/0004-6361:20020668 . URL consultato il 18 febbraio 2009 .
  21. ^ Dobashi, Kazuhito; Uehara, Hayato; Kandori, Ryo; Sakurai, Tohko; Kaiden, Masahiro; Umemoto, Tomofumi; Sato, Fumio, Atlas and Catalog of Dark Clouds Based on Digitized Sky Survey I , in Publications of the Astronomical Society of Japan , vol. 57, SP1, febbraio 2005, pp. S1-S368. URL consultato il 10 marzo 2009 .
  22. ^ Heiles, Carl, Observations of the Spatial Structre of Interstellar Hydrogen. I. High-Resolution Observations of a Small Region , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 15, dicembre 1967, p. 97, DOI : 10.1086/190164 . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  23. ^ Berkhuijsen, EM 1973, A&A, 24, 143
  24. ^ Kiss, ZT; Tóth, LV; Krause, O.; Kun, M.; Stickel, M., Star formation in the Cepheus Flare region: implications from morphology and infrared properties of optically selected clouds , in Astronomy and Astrophysics , vol. 453, n. 3, luglio 2006, pp. 923-936, DOI : 10.1051/0004-6361:20053235 . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  25. ^ a b Olano, CA; Meschin, PI; Niemela, VS, The interstellar medium in the Upper Cepheus-Cassiopeia region , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 369, n. 2, giugno 2006, pp. 867-874, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2006.10343.x . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  26. ^ Lebrun, F., Nearby molecular clouds. II - The Cepheus flare and the effect of field stars on galaxy counts , in Astrophysical Journal , vol. 306, luglio 1986, pp. 16-24, DOI : 10.1086/164315 . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  27. ^ Grenier, IA; Lebrun, F.; Arnaud, M.; Dame, TM; Thaddeus, P., CO observations of the Cepheus flare. I - Molecular clouds associated with a nearby bubble , in Astrophysical Journal , vol. 347, dicembre 1989, pp. 231-139, DOI : 10.1086/168112 . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  28. ^ a b Yonekura, Yoshinori; Dobashi, Kazuhito; Mizuno, Akira; Ogawa, Hideo; Fukui, Yasuo, Molecular Clouds in Cepheus and Cassiopeia , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 110, maggio 1997, p. 21, DOI : 10.1086/312994 . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  29. ^ a b c Racine, R., Stars in reflection nebulae , in Astronomical Journal , vol. 73, maggio 1968, p. 233, DOI : 10.1086/110624 . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  30. ^ a b c Kun, Kiss, Balog , 18 .
  31. ^ Ábrahám, P.; Balázs, LG; Kun, M., Morphology and kinematics of the Cepheus Bubble , in Astronomy and Astrophysics , vol. 354, febbraio 2000, pp. 645-656. URL consultato il 10 marzo 2009 .
  32. ^ Viotti, R., On the stellar nucleous of NGC 7023 , in Memorie della Società Astronomica Italiana , vol. 40, 1969, p. 75. URL consultato il 10 marzo 2009 .
  33. ^ a b c Kun, Kiss, Balog , 20 .
  34. ^ Kun, Kiss, Balog , 23 .
  35. ^ Kun, M., Star Formation in the Cepheus Flare Molecular Clouds. I. Distance Determination and the Young Stellar Object Candidates , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 115, marzo 1998, p. 59, DOI : 10.1086/313076 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  36. ^ Tachihara, K.; Neuhäuser, R.; Kun, M.; Fukui, Y., Search for new T Tauri stars in the Cepheus-Cassiopeia region , in Astronomy and Astrophysics , vol. 437, n. 3, luglio 2005, p. 919.928, DOI : 10.1051/0004-6361:20042197 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  37. ^ Patel, Nimesh A.; Goldsmith, Paul F.; Heyer, Mark H.; Snell, Ronald L.; Pratap, Preethi, Origin and Evolution of the Cepheus Bubble , in The Astrophysical Journal , vol. 507, n. 1, novembre 1998, pp. 241-253, DOI : 10.1086/306305 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  38. ^ Kun, Kiss, Balog , 53 .
  39. ^ Gyul'Budagyan, AL, Radial systems of dark globules , in Astrophysics , vol. 23, n. 2, settembre 1985, pp. 538-544, DOI : 10.1007/BF01007381 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  40. ^ a b Schwartz, Richard D.; Wilking, Bruce A.; Giulbudagian, Armen L., A search for embedded young stellar objects in and near the IC 1396 complex , in Astrophysical Journal , vol. 370, marzo 1991, pp. 263-271, DOI : 10.1086/169812 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  41. ^ Froebrich, D.; Scholz, A.; Eislöffel, J.; Murphy, GC, Star formation in globules in IC 1396 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 432, n. 2, marzo 2005, pp. 575-584, DOI : 10.1051/0004-6361:20041791 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  42. ^ Crampton, D.; Fisher, WA, Spectroscopic observations of stars in H II regions , in Publ. Dom. Astrophys. Obs. , vol. 14, n. 12, 1974, pp. 283-304. URL consultato l'11 marzo 2009 .
  43. ^ Blair, GN; Evans, NJ, II; Vanden Bout, PA; Peters, WL, III, The energetics of molecular clouds. II - The S140 molecular cloud , in Astrophysical Journal , vol. 219, febbraio 1978, pp. 896, 897, 899-913, DOI : 10.1086/155853 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  44. ^ Hayashi et al. 1985; Keene et al. 1985; Lester et al. 1986; Schwartz et al. 1989; Hasegawa et al. 1991; Golynkin & Konovalenko 1991; Smirnov et al. 1992; Plume et al. 1994; Wilner & Welch 1994; Zhou et al. 1994; Schneider et al. 1995; Minchin et al. 1995a,c; Stoerzer et al. 1995; Park & Minh 1995; Preibisch & Smith 2002; Bally et al. 2002; Poelman & Spaans 2006, 2005
  45. ^ Beichman, CA; Becklin, EE; Wynn-Williams, CG, New multiple systems in molecular clouds , in Astrophysical Journal , vol. 232, agosto 1979, pp. L47-L51, DOI : 10.1086/183034 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  46. ^ a b Evans, Neal J., II; Mundy, Lee G.; Kutner, Marc L.; Depoy, DL, The nature of the radio and infrared sources in S140 , in Astrophysical Journal , vol. 346, novembre 1989, pp. 212-219, DOI : 10.1086/168002 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  47. ^ Harker, D.; Bregman, J.; Tielens, AGGM; Temi, P.; Rank, D., The infrared reflection nebula around the embedded sources in S 140 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 234, agosto 1997, pp. 629-640. URL consultato l'11 marzo 2009 .
  48. ^ Bally, John; Reipurth, Bo; Walawender, Josh; Armond, Tina, The Fountains of Youth: Irradiated Breakout of Outflows in S140 , in The Astronomical Journal , vol. 124, n. 4, ottobre 2002, pp. 2152-2163, DOI : 10.1086/342850 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  49. ^ Kun, Kiss, Balog , 40 .
  50. ^ Matthews, HE; Purton, CR; Roger, RS; Dewdney, PE; Mitchell, GF, Neutral Hydrogen Associated with NGC 7129 , in The Astrophysical Journal , vol. 592, n. 1, luglio 2003, pp. 176-187, DOI : 10.1086/375716 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  51. ^ Hartigan & Lada (1985); Miranda et al. (1993); Magakian et al. (2004); Semkov (2003); Strom et al. (1976); Cohen & Schwartz (1983)
  52. ^ Gutermuth, Robert A.; Megeath, S. Thomas; Muzerolle, James; Allen, Lori E.; Pipher, Judith L.; Myers, Philip C.; Fazio, Giovanni G., The NGC 7129 Young Stellar Cluster: A Combined Spitzer, MMT, and Two Micron All Sky Survey Census of Disks, Protostars, and Outflows , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 154, n. 1, settembre 2004, pp. 374-378, DOI : 10.1086/422358 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  53. ^ Kun, Kiss, Balog , 47 .
  54. ^ Weston, EB, The variable stars in the region of NGC 7023 , in Astronomical Journal , vol. 58, marzo 1953, p. 48, DOI : 10.1086/106818 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  55. ^ Goodman, Alyssa A.; Arce, Héctor G., PV Cephei: Young Star Caught Speeding? , in The Astrophysical Journal , vol. 608, n. 2, giugno 2004, pp. 831-845, DOI : 10.1086/383139 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  56. ^ Kun, Kiss, Balog , 27 .
  57. ^ Ciardi, David R.; Woodward, Charles E.; Clemens, Dan P.; Harker, David E.; Rudy, Richard J., Understanding the Star Formation Process in the Filamentary Dark Cloud GF 9: Near-Infrared Observations , in The Astronomical Journal , vol. 116, n. 1, luglio 1998, pp. 349-359, DOI : 10.1086/300416 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  58. ^ Furuya, Ray S.; Kitamura, Yoshimi; Wootten, Alwyn; Claussen, Mark J.; Kawabe, Ryohei, Water Maser Survey toward Low-Mass Young Stellar Objects in the Northern Sky with the Nobeyama 45 Meter Telescope and the Very Large Array , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 144, n. 1, gennaio 2003, pp. 71-134, DOI : 10.1086/342749 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  59. ^ Ogura, Katsuo; Sato, Fumio, H-alpha emission stars in the region of LYNDS 1228 , in Astronomical Society of Japan , vol. 42, n. 4, pp. 583-596. URL consultato l'11 marzo 2009 .
  60. ^ Bally, John; Devine, David; Fesen, Robert A.; Lane, Adair P., Twin Herbig-Haro Jets and Molecular Outflows in L1228 , in Astrophysical Journal , vol. 454, novembre 1995, p. 345, DOI : 10.1086/176486 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  61. ^ Kun, Kiss, Balog , 36-37 .
  62. ^ Umemoto et al. 1992; Gueth, Guilloteau & Bachiller, 1996; Bachiller & P´erez Guti´errez, 1997; Hirano & Taniguchi, 2001; Mikami et al., 1992; Zhang et al., 1995; Gueth, Guilloteau & Bachiller, 1998; Zhang, Ho & Wright, 2000; Bachiller et al., 2001; Hodapp, 1994; Davis & Eisl¨offel, 1995; Bachiller et al., 2001; Tafalla & Bachiller, 1995; Umemoto et al., 1999; Bachiller et al., 1995, 2001; Avery & Chiao, 1996; Bachiller & P´erez Guti´errez, 1997; Bachiller et al., 2001; Beltr´an et al., 2004; Benedettini et al., 2007; Arce et al. 2008.
  63. ^ Velusamy, T.; Langer, William D.; Goldsmith, Paul F., Tracing the Infall and the Accretion Shock in the Protostellar Disk: L1157 , in The Astrophysical Journal , vol. 565, n. 1, gennaio 2002, pp. L43-L46, DOI : 10.1086/339246 . URL consultato il 16 marzo 2009 .
  64. ^ Baby Picture of our Solar System , su NASA - Spitzer Space Telescope - Images . URL consultato il 16 marzo 2009 (archiviato dall' url originale il 31 gennaio 2009) .
  65. ^ Cesarsky, D.; Lequeux, J.; Ryter, C.; Gérin, M., ISO observations of the reflection nebula Ced 201: evolution of carbonaceous dust , in Astronomy and Astrophysics , vol. 354, febbraio 2000, pp. L87-L91. URL consultato l'11 marzo 2009 .
  66. ^ Bally, John; Reipurth, Bo, When Star Birth Meets Star Death: A Shocking Encounter , in The Astrophysical Journal , vol. 552, n. 2, maggio 2001, pp. L159-L162, DOI : 10.1086/320337 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  67. ^ Goicoechea, Javier R.; Berné, Olivier; Gerin, Maryvonne; Joblin, Christine; Teyssier, David, Star Formation near Photodissociation Regions: Detection of a Peculiar Protostar near Cederblad 201 , in The Astrophysical Journal , vol. 680, n. 1, giugno 2008, pp. 466-473, DOI : 10.1086/587927 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  68. ^ a b Kun, Kiss, Balog , 39 .
  69. ^ Alten, Victoria P.; Bally, John; Devine, David; Miller, Grant J., Herbig-Haro objects discovered at Mount Laguna Observatory , in Low Mass Star Formation - from Infall to Outflow, Poster proceedings of IAU Symposium No. 182 on Herbig-Haro Objects and the Birth of Low Mass Stars , 20-24 gennaio 1997. URL consultato l'11 marzo 2009 .
  70. ^ Sato et al. 1994; Benson & Myers 1989; T´oth & Walmsley 1996; Nikoli´c, Johansson, & Harju 2003.
  71. ^ Kun, M.; Prusti, T., Star Formation in L:1251 - Distance and Members , in Astronomy and Astrophysics , vol. 272, n. 1, maggio 1993, p. 235. URL consultato l'11 marzo 2009 .
  72. ^ Balazs, LG; Eisloeffel, J.; Holl, A.; Kelemen, J.; Kun, M., The optical counterpart of the IRAS point source 22343+7501 in L1251 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 225, n. 1-2, febbraio 1992, pp. 281-284. URL consultato l'11 marzo 2009 .
  73. ^ Meehan, Lebée S. Grissom; Wilking, Bruce A.; Claussen, Mark J.; Mundy, Lee G.; Wootten, Alwyn, Water Masers in the Circumstellar Environments of Young Stellar Objects , in The Astronomical Journal , vol. 115, n. 4, aprile 1998, pp. 1599-1609, DOI : 10.1086/300286 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  74. ^ a b OB Associations , su rssd.esa.int , The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section, 6 aprile 2000. URL consultato l'8 giugno 2008 .
  75. ^ Massey, Philip; Thompson, AB, Massive stars in CYG OB2 , in Astronomical Journal , vol. 101, aprile 1991, pp. 1408-1428, DOI : 10.1086/115774 . URL consultato il 19 febbraio 2009 .
  76. ^ Marschall, Laurence A.; Karshner, Gary B.; Comins, Neil F., Photometry of the young open cluster Trumpler 37 , in Astronomical Journal , vol. 99, maggio 1990, pp. 1536-1547, DOI : 10.1086/115437 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  77. ^ Balazs, LG; Kun, M., Star-forming processes in Cepheus OB2 , in Astronomische Nachrichten , vol. 310, n. 5, 1989, pp. 385-388. URL consultato l'11 marzo 2009 .
  78. ^ Daflon, Simone; Cunha, Katia; Becker, Sylvia R., Chemical Abundances of OB Stars in the Cepheus OB2 Association , in The Astrophysical Journal , vol. 522, n. 2, settembre 1999, pp. 950-959, DOI : 10.1086/307683 . URL consultato l'11 marzo 2009 .
  79. ^ Kun, Kiss, Balog , 50 .
  80. ^ Blaauw, A.; Hiltner, WA; Johnson, HL, Photoelectric Photometry of the Association III Cephei , in Astrophysical Journal , vol. 130, n. 69, luglio 1959, DOI : 10.1086/146697 . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  81. ^ a b Jordi, C.; Trullols, E.; Galadi-Enriquez, D., Cepheus OB3 association: faint members , in Astronomy and Astrophysics , vol. 312, agosto 1996, pp. 499-507. URL consultato il 12 marzo 2009 .
  82. ^ a b Blaauw, Adriaan, The O Associations in the Solar Neighborhood , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 2, 1964, p. 213, DOI : 10.1146/annurev.aa.02.090164.001241 . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  83. ^ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT, On the origin of the O and B-type stars with high velocities. II. Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups , in Astronomy and Astrophysics , vol. 365, gennaio 2001, pp. 49-77, DOI : 10.1051/0004-6361:20000014 . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  84. ^ Sargent, AI, Molecular clouds and star formation. I - Observations of the Cepheus OB3 molecular cloud , in Astrophysical Journal , vol. 218, dicembre 1977, pp. 736-748, DOI : 10.1086/155729 . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  85. ^ Elmegreen, BG; Lada, CJ, Sequential formation of subgroups in OB associations , in Astrophysical Journal , vol. 214, giugno 1977, pp. 725-741, DOI : 10.1086/155302 . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  86. ^ Kun, Kiss, Balog , 78 .
  87. ^ Naylor, Tim; Fabian, AC, ROSAT observations of Cepheus OB3: the discovery of low-mass stars , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 302, n. 4, febbraio 1999, pp. 714-722, DOI : 10.1046/j.1365-8711.1999.02160.x . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  88. ^ Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Townsley, Leisa; Broos, Patrick; Garmire, Gordon; Tsujimoto, Masahiro, Chandra Study of the Cepheus B Star-forming Region: Stellar Populations and the Initial Mass Function , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 163, n. 2, aprile 2006, pp. 306-334, DOI : 10.1086/501453 . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  89. ^ a b Lozinskaya, TA; Sitnik, TG; Toropova, MS, Gas-Dust Complex NGC7822+171/W:1 Connected with the Association CEPHEUS-OB4 , in Soviet Astr.(TR: A. Zhurn) , vol. 31, n. 5, settembre 1987, p. 493. URL consultato il 12 marzo 2009 .
  90. ^ a b c MacConnell, Darrell J., A Study of the Cepheus IV Association , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 16, ottobre 1968, p. 275, DOI : 10.1086/190175 . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  91. ^ Rossano, GS; Grayzeck, EJ; Angerhofer, PE, The morphology and kinematics of the CEP IV star formation region , in Astronomical Journal , vol. 88, dicembre 1983, pp. 1835-184, DOI : 10.1086/113476 . URL consultato il 12 marzo 2009 .
  92. ^ Kun, Kiss, Balog , 91 .
  93. ^ Makarov, Valeri V., Unraveling the Origins of Nearby Young Stars , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 169, n. 1, marzo 2007, pp. 105-119, DOI : 10.1086/509887 . URL consultato il 12 marzo 2009 .

Bibliografia

Libri

Immagine composita che mostra giovani stelle all'interno e attorno alla nube molecolare Cepheus B.

Opere generali

  • ( EN ) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: Hidden Treasures , Cambridge University Press, 2007, ISBN 0-521-83704-9 .
  • ( 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 .

Sul Complesso di Cefeo

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 I - The Northern Hemisphere to -6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  • 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 .

Pubblicazioni scientifiche

Voci correlate

Argomenti generali

Argomenti specifici

Fenomeni correlati

Collegamenti esterni

Oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 26 marzo 2009 — 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

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Complesso_nebuloso_molecolare_di_Cefeo&oldid=121854897 "