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complex nor molecular Orion

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complex Cloud
molecular Orion
Regiunea H II
Orion Față Toe.jpg
Privire de ansamblu a complexului și constelația 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 (Orion Nebula)
Dimensiunea aparentă (V) 30 °
Caracteristici fizice
Tip Regiunea H II
Galaxia apartenenței calea Lactee
Caracteristici relevante Cel mai bun- a studiat și cel mai bine-cunoscut nor molecular complex în cer [1]
Alte denumiri
Regiunea Orion formatoare de stele
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 ″

Orion Molecular Cloud Complex ( de asemenea , cunoscut doar ca Orion Complex) este un mare nor molecular care ia numele din constelația în care este vizibil, de aceea Orion . Distanței față de Pământ este estimată între 1500 și 1600 de ani lumină și corespunde diametrul său la câteva sute de ani lumină; este cel mai bun moleculare nebuloși observabile complexe, precum și cele mai studiate și cunoscute, [1] datorită faptului că nu este mascat de complexele întunecate , așa cum este cazul pentru Complexul Cepheus . [2] [3] Unele părți ale norului pot fi observate prin binoclu sau simplu telescoape , unele chiar cu ochiul liber , cum ar fi celebrul Nebuloasa Orion . [4]

Regiunea centrală a complexului se extinde pentru mai multe grade de bolta cerească, de la centura lui Orion a lui sabie , și este divizibil în două regiuni distincte: strălucitoare, pe Sword, este cunoscut sub numele de Orion A, în timp ce regiunea de est a Cintura este cunoscut sub numele de Orion B. Orion Complexul este , de asemenea , una dintre cele mai active formatoare de stele regiuni , care pot fi observate pe cerul nopții, precum și unul dintre cele mai bogate în discuri protoplanetare și foarte tinere stele . Complexul este revelat mai ales în imaginile luate la lungimea de undă a " infraroșu , în cazul în care puteți vedea , de asemenea , regiunile cele mai ascunse de formare a stelelor. Numărările complexe între componentele sale nebuloase întunecate , emisie și regiunile H II . Ca urmare a acțiunii vânturilor stelare ale celor mai fierbinți stele și tinerii din regiune, grupate în „ Orion Asociația OB1 , ea a creat un super-balon în extinderea prelungirii de câteva sute de ani - lumină, detectabilă în dell“ bandă infraroșu și raze X , care înconjoară întregul complex care se extinde spre exterior, Bubble Orion-Eridanus. [1]

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

Observare

Harta din constelația Orion cu toate structurile complexului evidențiate.

Fiind la ecuatorul ceresc , întreaga structură a complexului Orion este observabil din toate zonele populate ale Pământului, astfel favorizează foarte mult studiul său , deoarece acesta este la îndemâna tuturor telescoape din lume. Cea mai bună perioadă de observație în cerul de seară este din noiembrie, când este vizibilă în est după apusul soarelui, până în aprilie, când apare ridicată spre vest; deși cele mai strălucitoare obiecte sunt situate chiar sub ecuatorul ceresc, observatorii din emisfera nordică sunt puțin mai avantajate decât cele din sud, deoarece perioada de observație maximă se încadrează în lunile de iarnă boreale, când orele de întuneric sunt mai mari. [5]

Unele dintre cele mai strălucitoare și cele mai importante obiecte din complex au fost cunoscute de secole; cel mai faimos dintre toate este marele Nebuloasa Orion , cea mai strălucitoare nebuloasă difuză pe cer pentru cele mai multe regiuni ale Pământului , [6] cel mai observat de către astronomi amatori și , de asemenea , una dintre cele mai fotografiate: este , de asemenea , vizibilă cu ochiul liber , manifestându-se ca un spot luminos, cu un aspect neclar semnificativ. Binoclu vă permit să dezvăluie câteva șasea și a șaptea magnitudine stele în interior, în timp ce un mic telescop este capabil de a arăta un grup faimos de patru stele tinere și calde, numit trapez . Punct de vedere tehnic, nebuloasa este o regiune H II , adică, un nor de iluminat și ionizat de stele tinere care sunt inițiate și în care formarea de noi stele este încă activ. [4] [7]

O altă nebuloasă celebru, vizibil cu binoclu, este M78 , cunoscuta inca din secolul al XVIII - lea și situat la câteva grade nord - est de Orion Belt; alte obiecte foarte celebre includ nebuloasa Flame și norul întunecat cunoscut sub numele de Horsehead Nebula , care are o formă caracteristică și se suprapune peste un slab alungit nor de lumină catalogată ca IC 434 . [4] [7]

Structura pe scară largă a complexului, cu toate acestea, poate fi dezvăluit numai în imagini cu expunere îndelungată sau în infraroșu: întreaga constelație de fapt pare impregnat de un nor rarefiată, care învăluie toate obiectele nebuloși care aparent par a fi separate în lumina vizibilă ; o structură mare de inel, de asemenea , vizibilă printr - un telescop cu filtre adecvate, pare să înconjoare latura estică a constelației, devenind mai strălucitoare în partea de nord - est și , treptat , dizolvarea până când ajunge steaua genial Rigel : este Barnard lui Ring , care delimitează un super - balon suprapus pe linia de vedere. [8]

În vârstele de precesie

Deplasarea polului ceresc nord în timpul unui ciclu precesional.

Poziția actuală a constelația Orion înseamnă că, așa cum sa menționat, este vizibil pentru toate popoarele pământului. 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]

Actuala Ascensiune dreaptă a corespunde complexe nebuloase la o medie de 30 m 5h [11] , care este relativ aproape de 6h de ascensiune dreapta, care corespunde, pentru cele mai multe obiecte cerești, la nordic declinația pe care un obiect poate ajunge la (nota cum intersecția eclipticii cu 6h corespund ascensiune dreptul la solstițiul de vară ). [11]

În epoca precesional opusă a noastră (care a avut loc în urmă cu aproximativ 12.000 de ani), regiunea Orion a avut o ascensiune chiar vizavi de cea actuală, 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. Prin scăderea din curent mediu 0 ° o valoare de 47 ° (egală cu dublul unghiului de înclinare a Pământului „s axa ), [10] obținem o valoare de -47 °, adică o declinare puternic de sud, 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 toate Europa , în aproape toate din America de Nord și în parte din Asia , ea rămâne întotdeauna în totalitate sau parțial sub orizont.

În aproximativ 400 de ani, centrul constelației Orion se va ajunge la 6h de ascensiune dreapta; 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, apare Orion Complexul încadrată de un patrulater de stele foarte luminoase, care delimitează figura constelația căreia îi aparține și ale căror nume sunt bine gravate în imaginația colectivă: strălucitoare este Rigel , The β Orionis; distanța sa este estimată la 245 parseci (796 de ani lumina ) din sistemul solar , prin urmare, este într - o poziție avansată în ceea ce privește complexul nebulos; sale de mișcare corespunzătoare, cu toate acestea, sugereaza ca originile sale se află în complex, din care s - ar fi plecat. Distanța sa este comparabilă cu cea a Vrajitoarei Capul Nebula , care este iluminat de radiații lumina stelei. [12]

Cealalta vedeta de prima magnitudine este Betelgeuse (α Orionis): este o supergiganta roșie aproximativ 640 de ani lumină, [13] , prin urmare , situat la aproximativ 670 de ani lumina mai aproape decât mlădițele exterioare ale nebuloasă și aproximativ 850 de ani lumina de la sale centrale regiuni; mișcarea corectă a stelei în ceea ce privește incadrand mediul interstelar este egal cu aproximativ 30 km / s și se confruntă cu NE, spre apropiere constelația Gemeni , [14] în direcția planului galactic . [15] Această valoare ridicată a mișcării corespunzătoare, cuplate cu valori la fel de ridicate ale vitezei radiale , face Betelgeuse un moderat stea administrat departe ; [15] aceste valori sunt similare cu cele ale stelelor care alcătuiesc gruparea 25 Ori, situat în OB1a subasociație. [15] Proiecțiile înapoi în timp ale mișcării stelei a arătat că steaua nu ar avea nici o relație cu asocierea OB, și că ar proveni mai degrabă într - o regiune a spațiului în afara discului galactic; Totuși , această ipoteză a fost eliminată, deoarece stele în formare regiuni sunt , practic , situate în apropiere de planul Galaxiei. Prin urmare, astronomii cred că este plauzibil ca steaua format , fie într - o asociație, acum dispărută, la SE de subgrup 1a, sau că steaua format lângă asociația în sine, de asemenea , având în vedere vârsta estimată pentru Betelgeuse egal cu aproximativ 10 milioane ani [16] (care coincide cu vârsta estimată pentru asocierea), [15] , dar care a trecut prin două accelerații gravitaționale, una inainte care ar fi mutat din regiunea formație situată la aproximativ 200 pc din sistemul solar, și un al doilea, care a avut loc în urmă cu aproximativ un milion de ani, responsabil pentru mișcarea proprie curentă. [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 cu toate acestea, aflându -se la o distanță de doar 240 de ani lumina de la Soare , nu face parte din complexul și apare doar ca o superpoziție aleatorie. [17] În cele din urmă, cu atât mai puțin luminos este Saiph (κ Orionis), care la o distanță de 220 de parseci (717 ani lumina) este fizic aproape de Rigel; partea de sud-est a complexului Orion ar fi de fapt, iluminate de această stea. [12]

Caracteristici generale și importanță în studiul astronomic

Constelația Orion; pe stânga este evident arcul de gaz format prin Barnard lui Ring și în centrul complexelor mai luminoase, cum ar fi Nebuloasa Orion.

Complexul Orion este regiunea mare de formare stele cele mai studiate; fenomenele și dinamica acestuia au permis astronomilor să atragă o imagine mai precisă a modului nori moleculare evoluează, cum și de ce formarea de noi stele apare, cum lor de vânt stelare interacționează cu gazele din jur și modul în care funcționează efectul acestui vânt , atunci când cele mai fierbinți stele sunt grupate în asociații OB . Acest complex de gaze, bine observabil în fotografii în infraroșu sensibile, acoperă întreaga constelația Orion, ingrosarea în unele puncte, cum ar fi în apropiere de Orion Belt și în Sword , nord - est de centura si nordul dreptunghiului mare de stele luminoase. Care caracterizează constelația, în timp ce câmpul de fundal este impregnat de o nebulozitate difuză rarefiată traversat de vene întunecate. [1]

Cea mai mare asociație stelare care domină constelația este cunoscut sub numele de Orion OB1 : este o secvență de grupuri stelare de diferite vârste, între 8 și 12 milioane de ani; este împărțită în mod tradițional în diferite porțiuni: Ori OB1a include albastru stele nord - vest de centură, coincide Ori OB1b cu centura, Ori OB1c se extinde la sud de ea, de la steaua σ Orionis la partea de sus a Sword, și în cele din urmă Ori OB1d include stele în nebuloasei Orion. Acestora li 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 turbulențele interne care pot depăși locale viteza sunetului ; mai mult decât atât, prin observarea acestui complex a fost descoperit că stelele sunt formate în interiorul norilor moleculari dense, ca multe dintre stele în formație sunt înconjurate de un disc de acumulare și de vânturi colimat și jeturi care energia injecteaza în norul gazdă. fenomene și în cele din urmă că , în faza lor inițială aproape toate stelele fac parte din roiuri stelare , care , în general , au o viață scurtă , deoarece acestea tind să se dizolve în timp. Observarea stelele masive din regiune s - a descoperit de asemenea că vânt lor stelare pot proveni super - bule , care se pot extinde pentru sute de parseci , perturbând gazele din jur și , astfel , determină evoluția complexelor moleculare. Printre întrebările încă deschise, rămâne de clarificat dacă norii mari sunt capabili de a supraviețui pentru o lungă perioadă de timp , datorită propriei lor gravitație sau în cazul în care acestea tind să se dezintegreze în timp datorită dinamicii lor interne. [19]

Distanţă

Grupurile de stele tinere din Nebuloasa Orion. Studiile privind rotația lor și vârsta lor sunt utile pentru a determina distanța lor.

Structura complexului pentru care a fost determinat mai întâi distanța este Nebuloasa Orion; această determinare a fost făcută dificilă din cauza naturii complexe a norului și a dinamicii sale interne. În anii 1960 , au fost identificate primele subgrupuri stelare ale complexului, care au vârste diferite și se extind de-a lungul liniei noastre de vedere pentru peste 100 de parseci, un efect care complică și mai mult determinarea distanței și componența diferitelor grupuri de stele vizibile. în domeniu. [20] Pentru Nebuloasa Orion în sens strict, și prin extensie la restul complexului, distanța a fost determinată prin patru metode diferite: prin studierea evoluției stelare , prin dinamica, cu paralaxa analiză și cu roșeața cauzată de praf interstelar.

Primul tip de studiu, bazat pe secvența principală de vârstă la zero , include comparația dintre aparente și absolute magnitudine , acestea din urmă derivate din modelele de evoluție stelare, pentru a determina un modul de distanță . Studiile inițiale, efectuate de oamenii de știință , cum ar fi Robert Julius Trumpler în anii 1930 , a determinat o distanță extrem de dilatat între cele două extreme, variind de la 185 la 2000 de parseci; modulul de distanță determinată de Trumpler 8.5 magnitudini, obtinute prin studiul stelelor din spectrale de clasă B în tabloul central al nebuloasei. [21] În anii următori , a fost utilizată o altă relație de mărime absolută și modulul distanța obținută a fost 8,57, [22] în timp ce pentru stelele din jurul nebuloasei această valoare a fost de 8,6. [23] Prin studierea stele clasa A, pe de altă parte, unii autori au obținut un modul de distanță mai mică, egală cu 8,0. [24] Pe parcursul următorilor ani, prin recalibrarea secvenței principale, un modul mai mic a fost identificat , de asemenea , pentru stele din clasa B, de asemenea , aici aproximativ 8,0. [25] În general, prin această metodă, au fost obținute estimări în divergență constantă: principalele cauze ale acestei sunt în selectarea stelelor folosite ca probă, corecțiile asupra ratei roșeața operate de pulberile și unele discrepanțe între modelele de secvență principală adoptate de diferiți oameni de știință.

Referitor la această metodă este determinarea rotației stelare : stele tinere , de fapt , tind să aibă o rotație mai rapidă, care poate fi măsurată prin monitorizarea constantă periodicitatea punctelor reci care forma pe suprafața lor; aceasta tehnica, dezvoltat în timpul anilor nouăzeci , a fost , de asemenea , aplicat la stelele Orion. Măsurătorile efectuate pe 74 de stele tinere cufundați în Nebuloasa Orion prevăzută inițial o distanță de 440 ± 34 parseci (aproximativ 1430 de ani lumina), apoi revizuit și redus la 392 parseci (aproximativ 1280 de ani lumina) , folosind alte stele care nu fac obiectul subestimarea luminozității din cauza lor pe disc de acreție. [26]

A doua metodă este aceea a dinamicii componentelor stelare; Estimările la distanță pot fi făcute prin intermediul propunerilor de rezoluție corespunzătoare de stele și de viteza radială , precum și prin studiul binarele eclipsand . Primul studiu asupra mișcării corespunzătoare ca scop determinarea datelor la distanță înapoi la 1958 (aproximativ 1700 ani lumină) a fost obținut, atunci când o valoare distanță egală cu 520 parsec; [27] în anii șaizeci examinate anterior au fost reanalizate aceleași stele, dar obtinerea o valoare mai mică, de 380 de parseci (1240 ani lumina). [28] Cu toate acestea, distanța cel mai des citate este cea de 480 de parseci (1560 ani lumina) obținute în 1981 prin studierea vitezei radiale a apei masers în interiorul nebuloasei. Prin analiza dinamicii binaries eclipsand dublu-line este posibil, prin reconstituirea razelor a celor două componente, pentru a obține o estimare la distanță; Studiile efectuate în anii 2000 a furnizat o valoare de 419 parseci cu o abatere de 21 (1366 ± 68 ani lumină), bazat pe o clasă M presecvențe stea principal cunoscut sub numele de V1174 Orionis. [29] Un studiu ulterior, pe baza măsurătorilor efectuate pe steaua binar 2MASS J05352184-0546085, a adus valoarea distanței de la 435 ± 55 parseci (1418 ani ± 179 lumină). [30]

Dintre metodele de măsurare în mod tradițional cele mai fiabile este aceea de paralaxă; 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 ani lumină mai aproape decât aceasta și alte subasociații. [32] Această valoare infirmat cel obținut același an într - un studiu paralel de alți autori, care au calculat în schimb o distanță de 462 ± 36 parseci (1506 ani ± 117 ușoare). [32] Un 2005 studiu care stele din clasa B Examinează, cu toate acestea, ar tinde să confirme această ultimă valoare mai mult, aducând un rezultat de 443 ± 16 parseci (1444 ani ± 52 lumină). [33]

Prin intermediul roșeața a fost posibil să se estimeze distanța dintre marginile complexului: conform acestor date, distanța cea mai îndepărtată marginea regiunii nebuloase ar fi de 500 ± 30 parseci (1630 ani ± 98 ușoare). [32]

Structura

Orion A; aici observăm interconectarea dintre toate nebuloasele de Orion Sword, din Nebuloasa Orion (dreapta) la NGC 1977 (stânga).

Complexul Orion, așa cum se vede, cuprinde complet ce de la linia noastră de vedere este numit „constelația Orion“; dimensiunile sale aparente sunt de ordinul a peste 30 ° pe bolta cerească, în timp ce suprafața cerului ocupate este în jur de peste 500 de grade patrate. Partea cea mai vizibilă și interesantă din punct de vedere astronomic este structura numit Orion A: conține toate sistemele nebuloase prezente de-a lungul asterismului a Spada lui Orion , astfel inclusiv Marea Nebuloasa Orion, la sud, și NGC 1977 nor. care , împreună cu stele de- a cincea și a șasea magnitudine reprezintă partea de nord a sabiei.

Partea de nord a Orion A este, de asemenea, cea mai activă regiune formatoare de stele pe o raza de 500 de parseci (aproximativ 1600 de ani lumina) de la Soare și este, de asemenea, una dintre cele mai studiate; Cu toate acestea, cele mai multe dintre observațiile sunt concentrate în partea de sud, în cazul în care nebuloasei Orion și zonele înconjurătoare strălucească. Regiunea între cele două extreme este ocupat de nori mici și filamente de gaz excitate de lumina de stele din apropiere, dar fără intens radiațiile ultraviolete care caracterizează mediul de nebuloasei Orion. [34] Regiunea are un aspect cometar cu crestele de gaz foarte compact pe marginea de nord (așa-numitul „filament în formă integrală“) și cozi de evaporare pentru gaz îndreptat în direcția opusă spre centrul asociației Orion OB1. [1]

Regiunea situată la capătul de sud - est a Orion centura se numește Orion B (sau LDN 1630); cu o distanță de aproximativ 410 pc (1340 al), este de asemenea fizic foarte aproape de structura anterioară și include nebuloasele mai rarefiat NGC 2024 ( de asemenea , cunoscut sub numele de Flame Nebula ), NGC 2023 , NGC 2071 și M78 . Primele două sunt situate în sectorul de sud-vest a regiunii și au o mare activitate de fenomene de formare a stelelor. [35] La est există o rețea de filamente gazoase și praf, măturat 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 nebuloasa de emisie asociat cu stele tinere, albastre și calde (situat în partea stângă superioară a diagramei HR ). H II este termenul de ionizate hidrogen , iar regiunile H II sunt nori de gaz ionizat de radiațiile ultraviolete de stele tinere. La formarea stelelor zone sunt întotdeauna găsite 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 . În plus față de hidrogen, există, într - o măsură mai mică, alte specii atomice, cum ar fi oxigenul , azotul și sulful . [36]

Morfologia și poziția grupurilor stelare din regiunea Orion sunt o indicație că fenomenele de formare a stelelor poate avea loc în diferite puncte ale unui complex , fără o înlănțuire liniară: în Orion grupul Orion OB1a este rezultatul primului fenomen intens de formare, și vântul stelar de cele mai multe stele masive ar fi putut cauza formarea grupului OB1b, sud - est de acest lucru și pe linia de vedere Orion Centura, precum și a σ Orionis grupului și, la nord, de λ Orionis . Ulterior, propagarea fenomenelor generative a continuat spre sud, de schimbare a direcției spre actualul sistem Orion A, și doar mai recent , spre regiunile de la est de curea, pe Orion B nor. A avut cu expansiunea bulei super - create de vântul stele întregii asociației în regiunile ultraperiferice, în special în direcția sud-vest. [1]

A doua valuri de formare a stelelor în interiorul regiunii ar putea, de asemenea, au avut 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 Orion si guma Nebula , a cărui expansiune ar fi comprimat gazele din jurul regiunii și ar fi cauzat formarea de stele atat in Orion complex și în cel al Monoceros R2 ; originea acestei mari superbule ar putea fi asociația stelară numită Cr 121 , vizibilă în direcția Canis Major . Grupul OB1a pe de altă parte, nu ar fi fost afectată de această bulă de super datorită vârstele lor respective. [37]

Orion A

Nebuloasa Orion

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Nebuloasa Orion .
Nebuloasa Orion, cel mai cunoscut nebuloasă difuză a bolta cerească.

Nebuloasa Orion ( de asemenea , cunoscut sub numele de M 42) este una dintre cele mai luminoase nebuloasele difuze pe cerul noptii. În mod clar de recunoscut de către ochiul liber ca un obiect de natură non-stelar , este situat la sud de celebrul asterismului al Orion Belt , [38] în centrul așa-numitei Sabia lui Orion ; este vizibil cu ochiul liber chiar și din zonele urbane, în cazul în care 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 caracteristică este bine nebulozitate accentuată atunci când este privit prin binoclu sau telescoape pentru amatori .

Nebuloasa este situat într - o zonă centrală a complexului și conține un foarte tânăr grup deschis , cunoscut sub numele de trapez datorită dispunerii sale principale stele; două dintre acestea pot fi rezolvate în componentele lor binare în nopțile de bun augur. Trapezului ar putea face parte din mare Nebuloasa Orion Cluster, o asociație de aproximativ 2.000 de stele , cu un diametru de 20 de ani lumină . Până la două milioane de ani în urmă acest grup poate fi găzduit ceea ce sunt acum cunoscute ca stelele fugar , și anume AE Aurigae , 53 Arietis și receptorii p Columbae , care se îndreaptă în direcții opuse la cluster -ul la viteze mai mari de 100 km / s. [39]

Nebuloasa Orion are o formă aproximativ circulară, densitatea maximă de care este în apropierea centrului; [40] mediile sale de temperatură de 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 turbulențe în special în regiunile centrale. Mișcări relative depășesc 10 km / s , cu variații locale de până la 50 km / s, și , eventual , mai mare.

Modelele astronomice actuale ale show nebuloasă că regiunea este centrată pe aproximativ steaua θ 1 Orionis C , în cluster trapezoidală, steaua responsabil pentru o mare parte a radiațiilor ultraviolete observate. [42] Această regiune este înconjurată de un alt mare densitate nor, concavă și formă neregulată, dar mai neutru, cu câmpuri de gaze neutre aflate în afara concavitate. La câteva minute nord-vest de această stea este una dintre cele mai remarcabile complexele Nebula moleculare ale întregii nebuloasă; 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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