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

Nebuloasa Vulturului

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Nebuloasa Vulturului
Regiunea H II
Aquila-M16-NGC6611.jpg
Nebuloasa Vulturului. Credit: Margaro
Descoperire
Descoperitor Philippe Loys de Chéseaux
(morman);
Charles Messier (nebuloasă)
Data 1750
Date observaționale
( epoca [[ J2000.0 ]])
Constelaţie Şarpe
Ascensiunea dreaptă 18 h 18 m 48 s [1]
Declinaţie −13 ° 49 ′: [1]
Distanţă 5700 al
(1747.628 buc )
Magnitudine aparentă (V) 6,0 [1]
Dimensiunea aparentă (V) 7,0 minute arc
Caracteristici fizice
Tip Regiunea H II
Clasă II 3 mn (grămadă)
Galaxia apartenenței calea Lactee
Dimensiuni (nebuloasă) 70x55 ani lumină
(cluster) 15 al
Magnitudine absolută (V) -8.21
Vârsta estimată 2-3 milioane de ani (depozitare) [2]
Alte denumiri
M 16
NGC 6611 (cluster deschis)
IC 4703, Sh-2 49, Gum 83, RCW 165 (nebuloasă) [1]
Hartă de localizare
Nebuloasa Vulturului
Serpens Cauda IAU.svg
Categoria regiunilor H II

Coordonate : Carta celeste 18 h 18 m 48 s , -13 ° 49 ′ 00 ″

Nebuloasa Vulturului (cunoscută și sub numele de M 16 sau NGC 6611 ) este o regiune mare H II vizibilă în constelația Serpent Tail ; este format dintr-un tânăr grup deschis de stele asociate cu o nebuloasă de emisie compusă din hidrogen ionizat , catalogat ca IC 4703 . [1]

Distanța sa a fost întotdeauna relativ incertă, dar avem tendința de a accepta o valoare de aproximativ 7000 de ani lumină de Pământ , așezând-o astfel în zona de mijloc a brațului Săgetător ; conține câteva formațiuni extrem de cunoscute, cum ar fi Stâlpii creației , coloanele lungi de gaz întunecat provenite din acțiunea vântului stelar al componentelor grupului central [4] și care sunt, de asemenea, responsabile pentru numele propriu al nebuloasă însăși, datorită formei lor. În ele există câteva obiecte stelare tinere , care mărturisesc că procesele de formare a stelelor sunt încă în desfășurare, [5] chiar dacă nu este clar dacă acestea sunt favorizate sau opuse de acțiunea vântului stelar al stelelor din apropiere și nici nu este este clar dacă vântul afectează efectiv aceste fenomene într-un fel. [4] Clusterul este compus dintr-un număr mare de super- giganți foarte fierbinți și de un albastru strălucitor; vârsta lor tipică este de doar 2-3 milioane de ani, [2] adică mai puțin de o miime din vârsta Soarelui nostru; cea mai strălucitoare stea din grup este de magnitudine 8,24, [6] vizibilă chiar și cu binoclu .

Nebuloasa este cunoscută încă din secolul al XVIII-lea și este unul dintre cele mai cunoscute obiecte dintre cele din Catalogul Messier ; se dezvăluie ușor în fotografii și, prin urmare, este un subiect bun pentru pasionații de astrofotografie amatori. [7]

Observare

Harta pentru localizarea Nebuloasei Vulturului.

Nebuloasa Aquila, destul de strălucitoare în sine, poate fi ușor identificată începând de la steaua γ Scuti și deplasându-se aproximativ 3 ° spre VW; deși este invizibil cu ochiul liber , un binoclu de 10x50 este mai mult decât suficient pentru a-l putea identifica ca un punct clar alungit care înconjoară un grup foarte mic de stele, care, totuși, nu poate fi rezolvat decât cu mare dificultate. Cu un telescop cu o deschidere de 120-150mm, clusterul domină nebulozitatea cu lumina sa, care pare evazivă; grupul apare în schimb bine rezolvat și are aproximativ patruzeci de stele. Multe detalii de pe nor pot fi observate cu deschideri începând de la 200 mm cu care clusterul apare luminos și extins, cu câteva zeci de stele strălucitoare împrăștiate în zona nebuloasă. [7]

Nebuloasa Vulturului poate fi observată cu o ușurință rezonabilă din majoritatea zonelor populate ale Pământului , datorită faptului că este situată într-o declinare nu excesiv de sudică: în unele zone din Europa de Nord și Canada , în apropierea cercului polar polar , vizibilitatea sa este însă foarte dificil, în timp ce în Europa centrală pare relativ scăzut; în latitudinile boreale mijlocii ( bazinul mediteranean ) apare destul de sus la orizont și, prin urmare, este ușor de observat, în timp ce din emisfera sudică nebuloasa este vizibilă foarte mare în nopțile iernii sudice și în centura sa tropicală se poate vedea perfect la zenit . [8] Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii este între iunie și octombrie.

Istoria observațiilor

Constelația învechită a lui Antinous, utilizată de Messier ca referință pentru Nebuloasa Vulturului împreună cu Șarpele și Săgetătorul.

Obiectul a fost descoperit în 1746 de Philippe Loys de Chéseaux , care cu telescopul său optic pare să fi identificat doar clusterul central: de fapt menționează un cluster de stele, poziționat între constelațiile Șarpelui, Săgetătorului și Antinous . [7] Este interesant de observat că această ultimă constelație, acum suprimată, a ocupat partea de sud a constelației Aquila .

Charles Messier a re-observat grupul câțiva ani mai târziu, la 3 iunie 1764 : el l-a descris ca un obiect nebulos care poate fi rezolvat în zona centrală, în timp ce zonele exterioare rămân nebuloase; el identificase de fapt pentru prima dată nebulozitatea asociată cu clusterul, Nebuloasa Vulturului. William Herschel, în mod curios, nu a lăsat nicio descriere, în timp ce fiul său John se referea la el ca la un nor cu un grup de o sută de stele. [7]

Amiralul William Henry Smyth a re-observat regiunea și a descris-o ca pe un obiect frumos; el a raportat, de asemenea, că mai multe stele din grup sunt aranjate în perechi și indică faptul că sunt necesare telescoape cu putere moderată pentru cea mai bună observare a sa. Camille Flammarion , un astronom francez, a reușit să observe clusterul chiar și cu un instrument mic, putând chiar să distingă nebulozitatea. [7]

În august 1875, Isaac Roberts a realizat prima astrofotografie a obiectului, printr-un telescop cu diametrul de 50 cm, la observatorul său privat : nebulozitatea din jurul clusterului este evidentă, în special pe partea de sud-est. [7]

Curs de observare

Schimbarea polului nord ceresc în timpul epocilor precesionale; când axa terestră îndreaptă spre Vega (steaua strălucitoare din partea de jos) Nebuloasa Vulturului capătă o declinare destul de nordică.

Poziția actuală a Nebuloasei Vulturului este, așa cum am menționat, în emisfera cerească sudică. 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 nordici și sudici ai eclipticii . [9] [10]

Ascensiunea dreaptă actuală a nebuloasei corespunde 18h 19m [1] , care este relativ apropiată de 18h ascensiune dreaptă, ceea ce corespunde, pentru majoritatea obiectelor cerești, la cea mai sudică declinație pe care o poate atinge un obiect (rețineți modul în care intersecția eclipticii cu 18h de ascensiune dreaptă corespund solstițiului din 22 decembrie); în cazul Nebuloasei Vulturului, declinația de 14 ° sud. [1]

În epoca precesională opusă celei noastre (care a avut loc acum aproximativ 12.000 de ani), Nebuloasa Vulturului a avut o ascensiune dreaptă opusă celei actuale, adică aproape de 6h; în acel moment, obiectele cerești ajung, cu excepția zonelor cele mai apropiate de polul eclipticii, punctul cel mai nordic. Adăugând curentului -14 ° o valoare de 47 ° (egală cu dublul unghiului de înclinare al axei Pământului ), [10] obținem o valoare de + 33 °, adică o declinare destul de boreală, care determină Nebula Aquila poate fi observată la zenitul său deja de-a lungul coastelor sudului Mediteranei ; rezultă că în toată Europa de Nord până la o latitudine de 57 ° N nebuloasa este circumpolară.

Acum aproximativ 400 de ani, nebuloasa a trecut 18h de ascensiune dreaptă; de atunci a început să se ridice la latitudini boreale tot mai mari.

Caracteristici

Imagine cu infraroșu a nebuloasei Vulturului realizată detelescopul spațial Spitzer . Culoarea verde reprezintă norii de praf rece, inclusiv Stâlpii Creației ; culoarea roșie dezvăluie praful supraîncălzit, probabil din explozia supernova a unei stele foarte masive, a cărei lumină ne-ar fi ajuns într-un timp nedeterminat din ultimele două milenii. În zonele centrale în verde există pete roșiatice care coincid cu unele stele în formare încă învăluite în nori. [11]

Principala cauză a ionizării gazelor nebuloasei și, prin urmare, a strălucirii sale, sunt marile stele masive ale clusterului deschis NGC 6611 , care se află în interiorul acesteia; de asemenea, au modelat norii din jur cu vântul lor stelar , provocând structuri lungi ale coroanei dacă vântul a întâlnit regiuni nebuloase ultra-dense: acesta este cazul, de exemplu, al faimoaselor Stâlpi ai creației sau Trunchiuri de elefanți , care au dat numele de „Vultur” către nebuloasă și care au fost renumite prin imaginile telescopului Hubble. [12] Deși nu este la fel de dens cum se credea inițial, aceste structuri prezintă semne de proeminențe, numite Eggs (un acronim pentru vaporizare gaz Globulele, [12] evaporarea gazoasă globulelor), unele dintre acestea fiind asociate cu tinere obiecte stelare , o aceasta este semn că fenomenele de formare a stelelor sunt încă în desfășurare. [5]

Clusterul central conține stele împrăștiate pe o regiune de aproximativ 14 ', cu o concentrație mare în regiuni de până la 4' de la centrul geometric; multe dintre acestea sunt încă în faza secvenței pre-principale , în timp ce cele mai strălucitoare componente sunt supergigantele albastre . Masa componentelor variază între 2 și 85 M ☉ , în timp ce vârsta clusterului a fost estimată la aproximativ 2-3 milioane de ani, dimensiunile sale sunt de aproximativ 70x55 ani lumină . [6]

Raze X

Datorită sondajelor cu raze X efectuate de Observatorul Chandra, este disponibilă o cartografiere completă a regiunii în raze X și radiații infraroșii . O parte a studiilor a fost efectuată pentru a verifica dacă într-adevăr a existat o cantitate mică de stele tinere cu un disc circumstelar în interiorul nebuloasei, cauzată de acțiunea distructivă și violentă a vântului stelar al stelelor supergigante ale clusterului; cu toate acestea, această metodă exclude o parte din aceste obiecte datorită limitei sale intrinseci. [3] Majoritatea surselor de raze X se găsesc cufundate în gazele Stâlpilor Creației și coincid cu obiecte stelare tinere moderat înroșite de nori întunecați și, prin urmare, emit radiații infraroșii; în nor au fost descoperite doar două surse puternice de raze X și coincid cu protostele situate lângă Piloni. [13]

Dintre cele unsprezece globule în expansiune observabile și în infraroșu, șapte posedă o masă substelară; în plus, patru dintre acestea emit radiații X atât de scăzute încât nu pot fi comparate cu cele emise în mod normal de o stea tânără T Tauri : este deci posibil să fie obiecte extrem de tinere care nu au devenit încă active. [13]

Măsurători de distanță

Estimările privind distanța clusterului asociat cu nebuloasa și, prin urmare, a nebuloasei în sine, sunt complicate de faptul că dispariția către stelele clusterului nu urmează procesele normale de extincție întâlnite în mod obișnuit în galaxia noastră: de fapt, dispariția nu numai că se găsește în banda vizibilă, dar la nivelul mediului interstelar pare a fi deosebit de ridicat, sugerând prezența de-a lungul liniei de vedere a boabelor de praf mai mari decât cele normale, [14] [15] care ar conține o cantitate mai mare de silicați și grafit în comparație cu rata normală găsită în praful interstelar . [16] Rata de dispariție este de 3,5–4,8, cu o valoare medie presupusă de 3,75. [6]

Din toate aceste motive, determinările distanței sunt în mare parte în dezacord între ele și oferă un coș mare de estimări: în anii 1960 , valori cuprinse între 3200 parsec (10400 ani lumină ) [17] și 2200 parsec (7200 ani lumină); [18] de-a lungul anilor această valoare a scăzut treptat și în anii 2000 cele mai precise estimări indică faptul că Nebuloasa Vulturului ar fi la o distanță între 1800 parsec (5900 ani lumină) [19] și 1750 parsec (5700 ani lumină). [3] Mai mult, în timp ce primele măsurători au fost efectuate prin studiul cinematicii , [17] sistemul de fotometrie a fost adoptat în timp și, odată cu apariția instrumentelor de măsurare din ce în ce mai precise, chiar și a paralaxei spectroscopice . [19]

Structura

Înainte de a începe să înțeleagă dinamica populației stelare asociate și în raport cu norul, studiile s-au orientat spre determinarea structurii fizice a nebuloasei, pentru a-i cunoaște dinamica și proprietățile fizice în general. S-au obținut astfel diferite hărți din undele radio , precum și din liniile de emisie și absorbție ale OH și hidrogenului neutru (HI). [20]

Stâlpii creației

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Pilonii creației .
Stâlpii creației , în centrul nebuloasei. Această celebră fotografie este una dintre cele mai cunoscute și studiate dintre cele realizate de telescopul spațial Hubble .

Pilonii sunt trei structuri foarte dense de gaz și praf situate în marginea sud-estică a nebuloasei; au fost create de acțiunea vântului stelar al stelelor uriașe din grupul central deschis. Catalogarea lor urmează creșterea numerotării romane , astfel încât structurile individuale sunt denumite Coloana I, Coloana II și Coloana III, procedând de la nord-est la sud-vest. Morfologia și structura ionizată sunt binecunoscute datorită apariției telescoapelor spațiale: radiația ionizantă provenită de la stelele clusterului comprimă gazele norilor moleculari, determinând creșterea presiunii la suprafață, în timp ce un flux fotoevaporant de ionizat materialul este generat din partea opusă sursei sursei de vânt stelare; acest fenomen este astfel responsabil pentru structura „stâlpului” norilor. [4] Materia cu densitate mai mică este prima care este suflată, în timp ce miezul mai dens, comprimat în continuare de fața undei de șoc , supraviețuiește, rezistând forței. Cu toate acestea, imaginile realizate în infraroșul apropiat arată că primele două coloane au o structură relativ subțire, concentrată de nuclee mult mai dense care o apără de acțiunea de dezintegrare a vântului. [21] La sud-estul Stâlpilor se află o altă structură de nebuloasă moleculară, catalogată sub numele de Coloana IV, situată lângă un cunoscut obiect Herbig-Haro , HH 216. [22]

Combinațiile de imagini cu raze X de la Observatorul Chandra și imagini de la telescopul Hubble au arătat că sursele de raze X observate în nebuloasă și de la stele tinere nu coincid cu stâlpii. [23] Acest lucru sugerează că formarea stelelor ar fi putut avea intensitate maximă în urmă cu aproximativ un milion de ani în urmă și protostelele sale nu s-au încălzit suficient pentru a emite raze X. La începutul anului 2007 , oamenii de știință care foloseau telescopul spațial Spitzer au descoperit dovezi că Pilonii au fost probabil distruși. de o explozie de supernovă din apropiere acum aproximativ 6.000 de ani, dar că lumina care va arăta noua formă a nebuloasei nu va ajunge pe Pământ încă un mileniu. [24] Masa totală a zonelor dense ale celor trei Piloni este estimată la 200 M ☉ . [25]

Coloana V preluată de Hubble.

Conform unor studii, globulele gazoase evaporatoare (EGG), adică cele mai dense părți ale coloanelor, ar conține obiecte stelare tinere tocmai formate: ele ar fi, prin urmare, regiuni în care are loc formarea stelelor: nucleele ar avea de fapt o densitatea și temperatura la cele comune în locurile de formare a protostelului; [12] aceste indicii ale fenomenelor de formare care au loc, totuși, nu oferă informații cu privire la originea cauzei declanșatoare, prin urmare nu este clar dacă frontul de ionizare al vântului stelar al giganților joacă un rol decisiv în aceste procese sau nu . [4] Lângă Coloane există opt surse în infraroșu apropiat, dintre care patru prezintă culori intense și o emisie provenită din materia circumstelară, indiciu suplimentar al prezenței stelelor nou-născute; din cele peste șaptezeci de globule gazoase în expansiune cunoscute, doar aproximativ 15% par a fi asociate cu stele tinere cu masă mică, în timp ce șapte sunt asociate cu mase substelare și patru cu mase cuprinse între 0,35 și 1 M ☉ . [26]

Coloana V

La nord-estul Stâlpilor Creației se află o altă coloană de materie foarte alungită, cunoscută și catalogată sub numele de Coloana V și poreclită „Spira” ( Spira ). În partea terminală a acestei structuri, a fost identificat un cocon ionizat de mare viteză, care ar putea coincide cu un obiect HH; Mai multe componente ale emisiilor maser de apă sunt, de asemenea, cunoscute în această regiune, precum și o sursă catalogată sub denumirea de G017.0335 + 00.7479, situată la aproximativ 5 secunde de arc la sud de una dintre componentele maser, plus un posibil obiect stelar tânăr foarte luminos, catalogat ca J181925.4−134535. [27] [28] În 2007 , au fost identificate, de asemenea, omologii cu infraroșu mediu ai emisiilor maser, datorită ajutorului telescopului spațial Spitzer. [29]

Fenomene de formare a stelelor

Detaliu al unei mici regiuni din partea de sus a coloanei V, în care este vizibil un probabil obiect Herbig-Haro .

Unul dintre cele mai evidente indicii ale prezenței fenomenelor de formare a stelelor în nebuloase este prezența obiectelor Herbig-Haro , adică a micilor nori strălucitori în formă de jet îmbunătățit de o stea nou-născută care se află în interiorul ei. Cel mai notabil dintre aceste obiecte descoperite în Nebuloasa Vulturului este HH 216 ; este situat lângă Coloana IV și a fost catalogat inițial ca M16-HH1. [30] În 2004 , prin studiul liniilor de emisie optică, a CO și dinamicii gazelor, a fost descoperit un șoc de arc opus obiectului anterior, care are un blueshift de -150 km / s -1 , exact contrar HH 216, care în schimb, arată o redshift a aceleiași entități; între cele două obiecte se extinde un grup de nori mici vizibili în lumină optică și infraroșu, plus un nor vizibil în infraroșul apropiat poziționat exact la jumătatea distanței dintre cele două obiecte și un maser de apă. [31] În regiunea centrală a fost identificată și o emisie slabă de raze X, cauzată probabil de încălzirea materiei dintre jetul vizibil și mediul circumstelar. [13]

După cum sa văzut deja, părțile finale ale coloanelor I și II conțin obiecte stelare tinere, identificate pentru prima dată printr-o cartografiere în infraroșu. Printre cele mai strălucitoare obiecte se numără YSO M16 ES - 1 , o sursă foarte roșie și destul de strălucitoare situată în Coloana I; conține, conform unor studii, o stea secvență pre-principală sau un grup mic de ele, sau chiar o singură protostelă în cea mai timpurie etapă a evoluției sale. [32] O puternică emisie polarizată iradiază de la extremitățile nordice și sudice ale norului, provenind din expulzările cu jet ale obiectului central, în timp ce între cei doi lobi din care ies emisiile, intensitatea polarizării este foarte mică, semn că obiectul central ar putea fi înconjurat de o structură de disc. [33]

La vârful coloanei II se află YSO M16 ES - 2 , uneori numit YSO2 în unele publicații specifice; mai puțin luminos decât precedentul și mai puțin ascuns, are o masă cuprinsă între 2 și 5 M ☉ . [29] [32] Studiile în infraroșu arată că ar fi un obiect mai evoluat decât ES-1, precum și lipsit de emisie maser, deoarece maserul observat în coloana II nu este în corelație cu acest obiect; structura internă ar fi în schimb similară, cu o structură de disc turtită înfășurată în jurul obiectului central. [33] Emisiile sale de raze X sunt extrem de slabe. [13]

Două structuri asociate cu stele tinere sunt cunoscute pe Coloana V; primul este P5A, situat la vârful coloanei și a fost parțial rezolvat de telescopul spațial Spitzer: este alcătuit din două componente care emit radiații infraroșii, corespunzătoare a două dintre cele trei surse maser observate în această regiune. P5B este în schimb situat la baza Coloanei. [32] Vestul Stâlpilor Creației este în schimb cea mai strălucitoare sursă de infraroșu a nebuloasei, catalogată ca IRAS 18152−1346, asociată și cu o emisie maser; [34] ar avea o masă de aproximativ 8 M ☉ și o lumină de aproximativ 1000 L ☉ . [32]

Componente stelare

Pilonii creației în contextul nebuloasei; stelele strălucitoare din centru aparțin grupului deschis inclus în nebuloasă, NGC 6611.

Regiunile H II, prin definiție, sunt întotdeauna înconjurate de grupuri și asociații de stele tinere: de fapt, întrucât formarea stelelor are loc în interiorul lor, stelele mai tinere, înainte de a se dispersa, apar grupate în jurul zonei în care s-au format. [35] Clusterul care domină regiunea Nebuloasei Vulturului este cunoscut sub numele de NGC 6611.

NGC 6611

NGC 6611 este un cluster situat în centrul nebuloasei și format din componente stelare deosebit de strălucitoare: conține de fapt câteva zeci de stele secvențe principale extrem de fierbinți din clasa spectrală O și B ( supergigantele albastre ), cu o vârstă estimată la doar 1,8 milioane de ani, [17] plus un număr considerabil de stele cu masă mai mică, aproximativ 380 de membri până la o masă egală cu 2 M ☉ . [36] Principala sursă de radiații care ionizează gazele nebuloasei, precum și cea mai masivă stea din cluster este HD 168076 , un supergigant din clasa O3-O5V cu o masă egală cu 75-80 M ☉ ; [2] [6] celelalte stele au o masă mult mai mică, deși sunt încă stele uriașe, iar radiația lor totală este egală cu cea produsă de singura stea HD 168076. [2] Multe dintre aceste stele masive sunt duble și viteza radială a clusterului căruia îi aparțin este în ton cu cea a gazului ionizat din nebuloasă; proprietățile stelelor duble observate par să fie de acord cu modelul mecanismului de formare a acumulării , mai degrabă decât cu cel al uniunii. [37]

Funcția de masă inițială a nucleului cluster pentru stele cu masa mai mică de 5 M ☉ este de aproximativ 0,7 ± 0,1 buc , în timp ce în halou este în jur de 6,5 ± 0,5 buc, cu o - excursie de -1,45 pentru funcția totală; variația spațială a acestei excursii ar putea fi o consecință a fenomenului de segregare de masă observat în clusterul însuși. Având în vedere numai elementele cunoscute cu masa mai mare de 5 M ☉ , limita inferioară a masei totale este egală cu (1,6 ± 0,3) × 10 3 M ☉ ; [19] având în vedere că stelele între 6 și 12 M ☉ constituie 5,5% din masa totală a populației de stele între 0,1 și 100 M ☉ , a fost posibil să se estimeze o masă totală a clusterului egală cu aproximativ 25 × 10 3 M ☉ , cu o densitate de 28,5 M ☉ per parsec cub. [38] Vârsta medie a componentelor clusterului este de 2-3 milioane de ani, deși componentele ar putea prezenta un interval de vârstă mai mare, variind între 1 și 6 milioane de ani; [2] conform altora, vârsta ar fi mai mică, în jur de un milion de ani sau chiar mai puțin. [19]

Stele cu emisii Hα cu masă redusă

Detaliu al regiunilor centrale ale nebuloasei; În dreapta sus, sunt evidente mai multe cocoane de pulberi mai dense, în timp ce puțin în dreapta centrului imaginii, sub Coloanele Creației, vedem Coloana IV. Credit: Margaro

Căutările de componente stelare în regiunile H II se concentrează, de asemenea, pe identificarea stelelor prin emisiile lor de Hα , cum ar fi stelele T Tauri și stelele Ae / Be ale lui Herbig ; potrivit cercetătorilor, acest tip de stele posedă emisii puternice generate de interacțiunea stelelor cu discul circumstelar, în timp ce emisiile slabe de H sunt opera activității cromosferice a stelelor tinere care nu mai sunt înconjurate de disc. [39]

În regiunile H II deosebit de luminoase precum Nebuloasa Vulturului sau Nebuloasa Carina , identificarea emisiilor de la acest tip de stele poate fi dificilă, datorită radiației puternice din banda de hidrogen din gazele nebuloasei: din acest motiv este doar un număr mic de stele Herbig Ae / Be au fost identificate în regiunea cluster, doar șase, dintre care patru au fost confirmate. [6] [40] Prin extinderea câmpului de cercetare la alte regiuni ale nebuloasei, inclusiv la Stâlpii Creației, numărul surselor a crescut la 82, în mare parte candidat cu stelele Herbig Ae / Be, distribuite în toată regiunea observate fără urmă de concentrare. . [15]

Cu ajutorul Telescopului Spațial Hubble, a fost posibil să se localizeze stele cu masă mică, cum ar fi piticele brune în nebuloasă, până la o masă de 0,2 M ☉ , plus un număr mare de stele de masă pre-principale chiar mai sus, până când mai multe s-au identificat o sută de membri candidați. Conform acestor studii, funcția de masă inițială în regiunile centrale ale clusterului NGC 6611 pare să se aplatizeze între 0,3 și 1 M ☉ , cu un vârf între 0,4 și 0,5 M ☉ ; în cele din urmă, funcția se încadrează în zona piticilor bruni. [41]

Mediul galactic

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: brațul Săgetător .
Harta schematică a regiunii galactice dintre Soare (stânga sus) și Nebuloasa Vulturului (dreapta jos).

Nebuloasa Vultur, aflată la o distanță de aproximativ 5900 de ani lumină de noi, ajunge să se afle pe un braț galactic spiralat în interiorul brațului nostru Orion , brațul Săgetător , pe care se află și alte obiecte foarte luminoase, precum multe dintre grupuri, vizibile între constelațiile Scorpionului și Centaurului , [42] până la Nebuloasa Carina. Cu toate acestea, un studiu din 2008 afirmă că acest braț ar fi doar o condensare mare de gaz și praf din care s-au născut mai multe stele tinere. [43]

Linia vizuală de la Pământ la nebuloasă este într-adevăr perturbată de prezența prafului interstelar, datorită și distanței mari, dar pare totuși mai puțin ascunsă decât alte zone adiacente: de fapt, nebuloasa este vizibilă la marginea -facută fisura L'Aquila (al cărei nume derivă din constelația cu același nume și nu din nebuloasă), un traseu lung de nebuloase întunecate aparținând brațului nostru spiralat care protejează complet lumina care vine de la stelele benzii nordice a brațul Săgetător. [44] [45]

Interacțiuni cu Nebuloasa Omega

Nebuloasa Vulturului și Nebuloasa Omega apar foarte aproape pe cer, separate de doar 2,5 °; studiando le rispettive distanze emerge che esse si trovano vicine anche fisicamente, trovandosi a poche centinaia di anni luce l'una dall'altra. Basandosi sulle mappe delle emissioni al 12 CO si può notare che le due nebulose sono effettivamente connesse da una debole fascia nebulosa, visibile anche nelle immagini riprese a lunga posa e sensibili anche al vicino infrarosso; [46] ciò indicherebbe che le due nubi, alle quali se ne aggiunge una terza catalogata come Regione III a sudovest della Omega, sarebbero parte di un vasto complesso nebuloso molecolare di cui esse rappresentano le aree più dense in cui ha iniziato ad avere luogo la formazione stellare. [47]

La Nebulosa Omega , una brillante nebulosa situata pochi gradi a sud della Nebulosa Aquila, con la quale appare connessa.

A queste nubi si aggiungerebbe pure il complesso di Sh2-54 , cui è connesso l'ammasso aperto NGC 6604, la cui relazione con la Nebulosa Aquila era già nota anni prima. [48] Secondo gli scienziati, è anche possibile definire un'evoluzione su scala temporale della nube molecolare: la prima regione dove la formazione stellare ha avuto luogo è quella settentrionale, coincidente con Sh2-54, che ha dato origine ad alcune brillanti associazioni OB circa 4 milioni di anni fa; in seguito i fenomeni di formazione hanno interessato la regione della Nebulosa Aquila, 2-3 milioni di anni fa, e solo recentemente (1 milione di anni fa) la Nebulosa Omega. Le cause dell'estensione dei fenomeni di formazione possono essere state diverse: potrebbe infatti essere stata causata da un grande effetto domino in cui le nuove stelle col loro vento stellare hanno compresso i gas delle regioni adiacenti facendoli collassare su se stessi, oppure la compressione potrebbe essere stata causata dall'esplosione di più supernovae originate dalle stelle più massicce derivate dalla formazione. Un'altra possibilità potrebbe essere invece che la compressione dei gas sia avvenuta man mano che il complesso nebuloso entrava nelle regioni più dense del braccio di spirale su cui si trova. [47]

La nube molecolare gigante possiede una forma a superbolla e molte delle sue stelle giovani associate vi si trovano all'interno; la superbolla tuttavia sembra avere un'età di alcuni milioni di anni superiore a quella della nube stessa, indicando che si tratta di una struttura già esistente prima dell'afflusso della nube. L'interazione con questa superbolla (e non i suoi effetti di espansione) potrebbero essere stati all'origine dei primi fenomeni di formazione stellare nella regione. [47] Secondo alcuni autori questa regione potrebbe essere ancora più estesa, inglobando persino la Nebulosa Laguna , anch'essa nel Braccio del sagittario sebbene si trovi leggermente più vicina a noi, e forse anche la Nebulosa Trifida , [49] anche se questa si trova piuttosto lontana.

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. [50] 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. [50] 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. [51]

Regione di cielo che comprende la Nebulosa Aquila (a sinistra) e la Nebulosa Omega (a destra). Sul bordo sinistro è visibile la nebulosa Sh-2 54. Credit: CAST

Nella regione della Nebulosa Aquila sono note due associazioni OB. La prima è catalogata Ser OB1 : essa contiene poco più di una ventina di supergiganti blu di classe spettrale O e B, alcune delle quali sono anche membri di NGC 6611; le loro magnitudini apparenti sono comprese fra la settima e la decima, mentre quelle assolute sono comprese fra -4 e -8. [52] A queste si aggiungerebbero due ipergiganti blu, HD 168607 e HD 168625 , due stelle che probabilmente sono anche in interazione fisica. [53] La componente di velocità residua azimutale di gran parte delle sue stelle mostra che esse si muovono in direzione opposta al senso di rotazione galattico, una caratteristica tipica di molte altre associazioni stellari appartenenti al Braccio del Sagittario, come Sgr OB1, Cru OB1 e Cen OB1; ciò è una prova importante che tenderebbe a confermare che i bracci di spirale in generale, e questo in particolare, si formino a seguito dell'azione di onde di densità spiraliformi. [54]

La seconda associazione è Ser OB2 , molto più brillante e compatta della precedente; essa coincide con l'ammasso aperto NGC 6604 , un giovane gruppo di stelle la cui età è stimata sui 4-5 milioni di anni. La sua distanza, sui 1700 parsec (5500 anni luce) lo mette in relazione con la nebulosa Sh-2 54, che fa parte del complesso della Nebulosa Aquila e Omega e dalle cui stelle viene illuminata; [52] questa nebulosa si dispone perpendicolarmente al piano galattico e si estende per circa una trentina di anni luce. L'associazione conta circa un centinaio di stelle giganti di classe O e B [52] che giacciono circa 65 parsec a nord del piano galattico ; all'associazione è connessa una stretta formazione a "camino" (dall' inglese "Chimney") di gas caldo ionizzato, un tipo di formazione piuttosto comune nella nostra e in altre galassie (vedi anche il Perseus Chimney ), delle dimensioni di circa 200 parsec, che sembra possa giocare un ruolo importante nelle interazioni fra il disco e l' alone galattico , in particolare per quanto riguarda il trasferimento di gas e fotoni . [55] Fra le componenti dell'associazione si trovano diverse stelle ben note in ambito astronomico, come la stella di Wolf-Rayet binaria CV Serpentis , la binaria HD 166734 e la multipla HD 167971. [47] Il forte vento stellare delle sue componenti ha prodotto un fronte di onde d'urto che potrebbero essere responsabili della seconda generazione di stelle originatesi dalla regione, quelle della Nebulosa Aquila, nonché dei processi ancora in atto. [56]

Note

  1. ^ a b c d e f g M16 -- Open (galactic) Cluster , su simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD . URL consultato il 25 luglio 2009 .
  2. ^ a b c d e Evans, CJ; Smartt, SJ; Lee, J.-K.; Lennon, DJ; Kaufer, A.; Dufton, PL; Trundle, C.; Herrero, A.; Simón-Díaz, S.; de Koter, A.; Hamann, W.-R.; Hendry, MA; Hunter, I.; Irwin, MJ; Korn, AJ; Kudritzki, R.-P.; Langer, N.; Mokiem, MR; Najarro, F.; Pauldrach, AWA; Przybilla, N.; Puls, J.; Ryans, RSI; Urbaneja, MA; Venn, KA; Villamariz, MR, The VLT-FLAMES survey of massive stars: Observations in the Galactic clusters NGC 3293, NGC 4755 and NGC 6611 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 437, n. 2, luglio 2005, pp. 467-482, DOI : 10.1051/0004-6361:20042446 . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  3. ^ a b c Guarcello, MG; Prisinzano, L.; Micela, G.; Damiani, F.; Peres, G.; Sciortino, S., Correlation between the spatial distribution of circumstellar disks and massive stars in the open cluster NGC 6611. Compiled catalog and cluster parameters , in Astronomy and Astrophysics , vol. 465, n. 1, gennaio 2007, pp. 245-255, DOI : 10.1051/0004-6361:20066124 . URL consultato il 1º giugno 2009 .
  4. ^ a b c d Hester, JJ, Desch, SJ, Chondrites and the Protoplanetary Disk , ASP Conference Series , A. Krot, E. Scott & B. Reipurth, 2005, pp. 341, 107.
  5. ^ a b McCaughrean, MJ; Andersen, M., The Eagle's EGGs: Fertile or sterile? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 389, luglio 2002, pp. 513-518, DOI : 10.1051/0004-6361:20020589 . URL consultato il 31 maggio 2009 .
  6. ^ a b c d e Hillenbrand, Lynne A.; Massey, Philip; Strom, Stephen E.; Merrill, K. Michael, NGC 6611: A cluster caught in the act , in Astronomical Journal , vol. 106, n. 5, novembre 1993, pp. 1906-1946, DOI : 10.1086/116774 . URL consultato il 31 maggio 2009 .
  7. ^ a b c d e f Federico Manzini, Nuovo Orione - Il Catalogo di Messier , 2000.
  8. ^ Una declinazione di 13°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 77°; il che equivale a dire che a sud del 77°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 77°N l'oggetto non sorge mai.
  9. ^ La precessione , su www-istp.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 30 aprile 2008 .
  10. ^ a b Corso di astronomia teorica - La precessione , su astroarte.it . URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2008) .
  11. ^ Cosmic Epic Unfolds in Infrared , su gallery.spitzer.caltech.edu , Spitzer Space Telescope - NASA. URL consultato il 2 giugno 2009 (archiviato dall' url originale il 31 gennaio 2009) .
  12. ^ a b c Hester, JJ; Scowen, PA; Sankrit, R.; Lauer, TR; Ajhar, EA; Baum, WA; Code, A.; Currie, DG; Danielson, GE; Ewald, SP; Faber, SM; Grillmair, CJ; Groth, EJ; Holtzman, JA; Hunter, DA; Kristian, J.; Light, RM; Lynds, CR; Monet, DG; O'Neil, EJ, Jr.; Shaya, EJ; Seidelmann, KP; Westphal, JA, Hubble Space Telescope WFPC2 Imaging of M16: Photoevaporation and Emerging Young Stellar Objects , in Astronomical Journal , vol. 111, giugno 1996, p. 2349, DOI : 10.1086/117968 . URL consultato il 31 maggio 2009 .
  13. ^ a b c d Linsky, Jeffrey L.; Gagné, Marc; Mytyk, Anna; McCaughrean, Mark; Andersen, Morten, Chandra Observations of the Eagle Nebula. I. Embedded Young Stellar Objects near the Pillars of Creation , in The Astrophysical Journal , vol. 654, n. 1, gennaio 2007, pp. 347-360, DOI : 10.1086/508763 . URL consultato il 1º giugno 2009 .
  14. ^ Yadav, RKS; Sagar, Ram, Non-uniform extinction in young open star clusters , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 328, n. 2, dicembre 2001, pp. 370-380, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2001.04754.x . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  15. ^ a b Kumar, Brijesh; Sagar, Ram; Sanwal, BB; Bessell, MS, On the highly reddened members in six young galactic star clusters - a multiwavelength study , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 353, n. 3, settembre 2004, pp. 991-1014, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.08130.x . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  16. ^ Orsatti, Ana M.; Vega, E. Irene; Marraco, Hugo G., Polarimetry in the Outskirts of NGC 6611 , in The Astronomical Journal , vol. 132, n. 5, novembre 2006, pp. 1783-1788, DOI : 10.1086/507674 . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  17. ^ a b c Walker, Merle F., Studies of Extremely Young Clusters.IV. NGC 6611 , in Astrophysical Journal , vol. 133, marzo 1961, p. 438, DOI : 10.1086/147047 . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  18. ^ Miller, Joseph S., Radial Velocities and Kinematics of Galactic H II Regions , in Astrophysical Journal , vol. 151, febbraio 1968, p. 473, DOI : 10.1086/149450 . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  19. ^ a b c d Bonatto, C.; Santos, JFC, Jr.; Bica, E., Mass functions and structure of the young open cluster NGC 6611 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 445, n. 2, gennaio 2006, pp. 567-577, DOI : 10.1051/0004-6361:20052793 . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  20. ^ Goudis, C., A classification of the available astrophysical data of particular H II regions. VI - M16: Mapping and physical parameters of the object , in Astrophysics and Space Science , vol. 41, maggio 1976, pp. 105.119, DOI : 10.1007/BF00684576 . URL consultato il 31 maggio 2009 .
  21. ^ Sugitani, K.; Tamura, M.; Nakajima, Y.; Nagashima, C.; Nagayama, T.; Nakaya, H.; Pickles, AJ; Nagata, T.; Sato, S.; Fukuda, N.; Ogura, K., Near-Infrared Study of M16: Star Formation in the Elephant Trunks , in The Astrophysical Journal , vol. 565, n. 1, gennaio 2002, pp. L25-L28, DOI : 10.1086/339196 . URL consultato il 31 maggio 2009 .
  22. ^ Meaburn, J., The visible and ultraviolet continuum from a Herbig-Haro object in the core of M 16 /NGC 6611/ , in Astronomy and Astrophysics , vol. 114, n. 2, ottobre 1982, pp. 367-372. URL consultato il 31 maggio 2009 .
  23. ^ The Eagle Nebula (M16): Peering Into the Pillars Of Creation
  24. ^ Famous Space Pillars Feel the Heat of Star's Explosion Archiviato l'8 luglio 2009 in Internet Archive . - Jet Propulsion Laboratory
  25. ^ White, GJ; Nelson, RP; Holland, WS; Robson, EI; Greaves, JS; McCaughrean, MJ; Pilbratt, GL; Balser, DS; Oka, T.; Sakamoto, S.; Hasegawa, T.; McCutcheon, WH; Matthews, HE; Fridlund, CVM; Tothill, NFH; Huldtgren, M.; Deane, JR, The Eagle Nebula's fingers - pointers to the earliest stages of star formation? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 342, febbraio 1999, pp. 233-256. URL consultato il 31 maggio 2009 .
  26. ^ Linsky, Jeffrey L.; Gagné, Marc; Mytyk, Anna; McCaughrean, Mark; Andersen, Morten, Chandra Observations of the Eagle Nebula. I. Embedded Young Stellar Objects near the Pillars of Creation , in The Astrophysical Journal , vol. 654, n. 1, gennaio 2007, pp. 347-360, DOI : 10.1086/508763 . URL consultato il 31 maggio 2009 .
  27. ^ Meaburn, J.; Walsh, JR, The discovery of high-speed ionized knots in the H II regions M16 (NGC 6611) and the Rosette nebula (NGC 2237-2246) , in Royal Astronomical Society, Monthly Notices , vol. 220, giugno 1986, pp. 745-757, ISSN 0035-8711. URL consultato il 31 maggio 2009 .
  28. ^ Felli, M.; Testi, L.; Schuller, F.; Omont, A., Young massive stars in the ISOGAL survey. II. The catalogue of bright YSO candidates , in Astronomy and Astrophysics , vol. 392, settembre 2002, pp. 971-990, DOI : 10.1051/0004-6361:20020973 . URL consultato il 31 maggio 2009 .
  29. ^ a b Indebetouw, R.; Robitaille, TP; Whitney, BA; Churchwell, E.; Babler, B.; Meade, M.; Watson, C.; Wolfire, M., Embedded Star Formation in the Eagle Nebula with Spitzer GLIMPSE , in The Astrophysical Journal , vol. 666, n. 1, settembre 2007, pp. 321-338, DOI : 10.1086/520316 . URL consultato il 31 maggio 2009 .
  30. ^ Bo Reipurth, A General Catalogue of Herbig-Haro Objects, 2nd Edition , in Center for Astrophysics and Space Astronomy, University of Colorado . URL consultato il 1º giugno 2009 .
  31. ^ Andersen, M.; Knude, J.; Reipurth, B.; Castets, A.; Nyman, L. Å.; McCaughrean, MJ; Heathcote, S., Molecular cloud structure and star formation near HH 216 in M 16 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 414, febbraio 2004, pp. 969-978, DOI : 10.1051/0004-6361:20031535 . URL consultato il 1º giugno 2009 .
  32. ^ a b c d Thompson, Rodger I.; Smith, Bradford A.; Hester, J. Jeff, Embedded Star Formation in the Eagle Nebula , in The Astrophysical Journal , vol. 570, n. 2, maggio 2002, pp. 749-757, DOI : 10.1086/339738 . URL consultato il 1º giugno 2009 .
  33. ^ a b Sugitani, Koji; Watanabe, Makoto; Tamura, Motohide; Kandori, Ryo; Hough, James H.; Nishiyama, Shogo; Nakajima, Yasushi; Kusakabe, Nobuhiko; Hashimoto, Jun; Nagayama, Takahiro; Nagashima, Chie; Kato, Daisuke; Fukuda, Naoya, Near-Infrared Polarimetry of the Eagle Nebula (M 16) , in Publications of the Astronomical Society of Japan , vol. 59, n. 3, giugno 2007, pp. 507-517. URL consultato il 1º giugno 2009 .
  34. ^ Codella, C.; Palumbo, GGC; Pareschi, G.; Scappini, F.; Caselli, P.; Attolini, MR, IRAS-selected Galactic star-forming regions - II. Water maser detections in the extended sample , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 276, n. 1, settembre 1995, pp. 57-73. URL consultato il 1º giugno 2009 .
  35. ^ Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, chapter 10, ISBN 0-521-65065-8 .
  36. ^ Belikov, AN; Kharchenko, NV; Piskunov, AE; Schilbach, E., The extremely young open cluster NGC 6611. Luminosity function and star formation history , in Astronomy and Astrophysics , vol. 358, giugno 2000, pp. 886-896. URL consultato il 2 giugno 2009 .
  37. ^ Duchêne, G.; Simon, T.; Eislöffel, J.; Bouvier, J., Visual binaries among high-mass stars. An adaptive optics survey of OB stars in the NGC 6611 cluster , in Astronomy and Astrophysics , vol. 379, novembre 2001, pp. 147-161, DOI : 10.1051/0004-6361:20011305 . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  38. ^ Wolff, SC; Strom, SE; Dror, D.; Venn, K., Rotational Velocities for B0-B3 Stars in Seven Young Clusters: Further Study of the Relationship between Rotation Speed and Density in Star-Forming Regions , in The Astronomical Journal , vol. 133, n. 3, marzo 2007, pp. 1092-1103, DOI : 10.1086/511002 . URL consultato il 2 giugno 2009 .
  39. ^ White, Russel J.; Basri, Gibor, Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in Taurus-Auriga , in The Astrophysical Journal , vol. 582, n. 2, gennaio 2003, pp. 1109-1122. URL consultato il 3 giugno 2009 (archiviato dall' url originale il 25 settembre 2019) .
  40. ^ de Winter, D.; Koulis, C.; The, PS; van den Ancker, ME; Perez, MR; Bibo, EA, Pre-main sequence candidates in the very young open cluster NGC 6611 , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 121, febbraio 1997, pp. 223-242, DOI : 10.1051/aas:1997284 . URL consultato il 3 giugno 2009 .
  41. ^ Oliveira, JM; Jeffries, RD; van Loon, J. Th.; Littlefair, SP; Naylor, T., Circumstellar discs around solar mass stars in NGC 6611 , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 358, n. 1, marzo 2005, pp. L21-L24, DOI : 10.1111/j.1745-3933.2005.00020.x . URL consultato il 3 giugno 2009 .
  42. ^ 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 .
  43. ^ Two of the Milky Way's spiral arms may be 'demoted' , su newscientist.com . URL consultato il 7 febbraio 2009 .
  44. ^ Galaxy Map , su Result for Aquila Rift 1 e . URL consultato il 7 marzo 2009 .
  45. ^ 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 5 marzo 2009 .
  46. ^ Elmegreen, BG; Lada, CJ; Dickinson, DF, The structure and extent of the giant molecular cloud near M17 , in Astrophysical Journal , giugno 1979, pp. 415, 416, 418-427, DOI : 10.1086/157097 . URL consultato il 4 giugno 2009 .
  47. ^ a b c d Moriguchi, Y.; Onishi, T.; Mizuno, A.; Fukui, Y., Discovery of a molecular supershell towards two HII regions M16 and M17: Possible evidence for triggered formation of stars and GMCs , in The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume II, held at National Center of Sciences, Hitotsubashi Memorial Hall, Tokyo , luglio 2002, pp. 173-174. URL consultato il 4 giugno 2009 .
  48. ^ Sofue, Y.; Handa, T.; Fuerst, E.; Reich, W.; Reich, P., Giant stellar-wind shell associated with the H II region M16 , in Astronomical Society of Japan , vol. 38, 1986, pp. 347-360. URL consultato il 4 giugno 2009 .
  49. ^ Stalbovskii, OI; Shevchenko, VS, The Structure of Star Formation Regions - Part Three - Individual Regions - Spatial Extent Mass and Edge of the Star Formation Region SAGITTARIUS-1 , in SOVIET ASTRONOMY (TR. ASTR. ZHURN.) , vol. 25, febbraio 1981, p. 25. URL consultato il 4 giugno 2009 .
  50. ^ 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 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2003) .
  51. ^ 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 .
  52. ^ a b c Humphreys, RM, Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 38, dicembre 1978, pp. 309-350. URL consultato il 19 maggio 2010 .
  53. ^ Chentsov, EL; Gorda, ES, Spatial Closeness of the White Hypergiants HD 168607 and HD 168625 , in Astronomy Letters , vol. 30, luglio 2004, pp. 461-468, DOI : 10.1134/1.1774398 . URL consultato il 4 giugno 2009 .
  54. ^ Mel'Nik, AM; Sitnik, TG; Dambis, AK; Efremov, Yu. N.; Rastorguev, AS, Kinematic evidence for the wave nature of the Carina-Sagittarius arm , in Astronomy Letters , vol. 24, n. 5, settembre 1998, pp. 594-602. URL consultato il 4 giugno 2009 .
  55. ^ Forbes, Douglas, The Serpens OB2 Association and Its Thermal "Chimney" , in The Astronomical Journal , vol. 120, n. 5, novembre 2000, pp. 2594-2608, DOI : 10.1086/316822 . URL consultato il 4 giugno 2009 .
  56. ^ Reipurth, B., The Young Cluster NGC 6604 and the Serpens OB2 Association , in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications , vol. 5, dicembre 2008, p. 590.

Bibliografia

Immagine ESO della Nebulosa Aquila.

Libri

Opere generali

  • ( EN ) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: The Messier Objects , Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-521-55332-6 .
  • ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • ( EN ) Chaisson, McMillan, Astronomy Today , Englewood Cliffs, Prentice-Hall, Inc., 1993, ISBN 0-13-240085-5 .
  • ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy , 3 updatedª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007, ISBN 0-07-321369-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Sull'evoluzione stellare

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

Pubblicazioni scientifiche (in lingua inglese)

Carte celesti

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg New General Catalogue : NGC 6609 • NGC 6610 • NGC 6611 • NGC 6612 • NGC 6613
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 3 agosto 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=Nebulosa_Aquila&oldid=118875531#NGC_6611 "