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
( Vintage [[ J2000.0 ]])
Constelaţie Şarpe
Ascensiunea dreaptă 18 h 18 m 48 s [1]
Declinaţie -13 ° 49 ': [1]
Distanţă 5700 până la
(1747,628 buc )
Magnitudine aparentă (V) 6,0 [1]
Dimensiunea aparentă (V) 7,0 arcmin
Caracteristici fizice
Tip Regiunea H II
Clasă II 3 mn (grămadă)
Galaxia apartenenței calea Lactee
Dimensiuni (nebuloasă) 70x55 ani lumină
(depozitare) 15 până la
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 cozii Șarpelui ; Este format dintr-un tânăr grup deschis de stele asociate cu o nebuloasă de emisie formată din hidrogen ionizat , catalogat ca IC 4703. [1]

Distanța sa a fost întotdeauna relativ incertă, dar tinde să accepte o valoare de aproximativ 7000 de ani lumină de Pământ , așa că plasând-o în zona de mijloc a brațului Săgetător ; conține câteva formațiuni extrem de cunoscute sub numele de Pilonii creației , coloane lungi de gaze întunecate provenite din acțiunea vântului stelar al componentelor centrale de stocare [4] și care sunt, de asemenea, responsabile de numele propriu-zis al nebuloasei, 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 supergiganti albastri foarte fierbinți și luminoși; vârsta lor tipică de numai 2-3 milioane de ani, [2] care este mai mică de o miime din vârsta soarelui nostru; cea mai strălucitoare stea a grupului este de magnitudine 8,24, [6], de asemenea, vizibilă cu binoclul .

Nebuloasa este cunoscută încă din secolul al XVIII-lea și este una dintre cele mai cunoscute dintre acele obiecte din Catalogul Messier ; Este ușor de dezvăluit în fotografii și, prin urmare, este un subiect bun pentru fanii amatorilor de astrofotografie . [7]

Observare

Harta pentru localizarea Nebuloasei Vulturului.

Nebuloasa Vulturului, în sine destul de luminoasă, poate fi detectată cu ușurință pornind de la steaua γ Scuti și deplasându-se cu aproximativ 3 ° spre VNO; deși este invizibilă cu ochiul liber , o pereche de binocluri 10x50 este mai mult decât suficientă pentru a putea identifica ca o pată luminoasă alungită și care înconjoară un mic grup de stele, care, totuși, nu poate fi rezolvată decât cu mare dificultate. Cu un telescop de la 120-150mm deschidere, aglomerația domină prin lumina ceață, care arată 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 grupul 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] Cel mai bun moment pentru observarea ta pe cerul serii a fost 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 grămada principală: de fapt, el citează un grup de stele, situat între constelațiile Șarpelui, Săgetătorului și Antinoasului . [7] Interesant este că ultima constelație, acum suprimată, a ocupat partea de sud a constelației Aquila .

Charles Messier a dezordonat câțiva ani mai târziu, la 3 iunie 1764 : a descris-o ca pe un obiect nebulos 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 nu a lăsat nicio descriere în mod curios, în timp ce fiul său John a făcut referire la el ca la un nor cu o masă formată dintr-o sută de stele. [7]

Amiralul William Henry Smyth a distrus 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 dezordinea chiar și cu un instrument mic, putând distinge bine nebulozitatea. [7]

În august 1875, Isaac Roberts a scos primul observator astrofotografic printr-un telescop cu 50 cm în diametru la observatorul său privat : nebulozitatea din el este bine evidentă, care înconjoară dezordinea, în special în partea de sud-est. [7]

Curs de observare

Schimbarea polului nord ceresc în timpul epocilor precesionale; când axa Pământului este îndreptată spre Vega (cea mai strălucitoare stea din partea de jos), Nebuloasa Vulturului își asumă 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 nord și sud ai eclipticii . [9] [10]

Curentul de ascensiune dreaptă al nebuloasei corespunde 18h 19m [1] , care este relativ aproape de 18h ascensiune dreaptă, care corespund, în cea mai mare parte a obiectelor cerești, declinației cea mai sudică la care poate ajunge un obiect (este cunoscută sub numele de „intersecția eclipticii cu 18h de ascensiune dreaptă corespunde 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 a axei Pământului ), [10] obțineți o valoare de + 33 °, adică o declinare mai degrabă Borealis, care determină Nebula Aquila poate fi observat la zenit deja de-a lungul coastelor sudului Mediteranei ; rezultă că în toată Europa de Nord, până la o latitudine de 57 ° N, nebuloasa este prezentă 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

Imaginați infraroșul Nebuloasei Vulturului luat detelescopul spațial Spitzer . Culoarea verde reprezintă norii de praf rece, inclusiv Stâlpii Creației ; culoarea roșie dezvăluie praful încălzit, poate prin explozia în explozia supernova a unei stele masive a cărei lumină ar veni la noi într-un timp nedeterminat în 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 gazului nebuloasei și, prin urmare, a strălucirii sale, stelele masive sunt stocarea deschisă mare NGC 6611 , care se află în interiorul său; 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 sunt atât de dense pe cât se credea inițial, aceste structuri prezintă dovezi ale proeminențelor, numite EGG (un acronim pentru Evaporating Gaseous Globules, [12] evaporarea gazelor globule), dintre care unele sunt asociate cu tinere obiecte stelare , a acesta este un 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 pre-secvenței principale , în timp ce cele mai strălucitoare componente sunt ale supergigantelor albastre . Masa componentelor variază între 2 și 85 M ☉ , în timp ce vârsta grupului a fost estimată la aproximativ 2-3 milioane de ani, dimensiunile sale sunt de aproximativ 70x55 ani lumină. [6]

Raze X

Datorită sondajelor efectuate de Observatorul Chandra cu raze X este disponibilă o cartografiere completă a regiunii cu raze X și radiații infraroșii . Unul dintre studii a fost efectuat pentru a verifica dacă într-adevăr a existat în cadrul nebuloasei o cantitate redusă de stele tinere cu un disc circumstelar , cauzată de vântul stelar distructiv și violent al stocării stelelor supergigante; cu toate acestea, această metodă exclude o parte din aceste obiecte datorită limitei sale intrinseci. [3] Majoritatea surselor de raze X sunt scufundate în gazele Stâlpilor Creației și coincid cu tinerele obiecte stelare moderat înroșite de norii întunecați și apoi emit radiații infraroșii; în nor s-au descoperit doar două surse puternice de raze X și coincid cu protostelele situate lângă Piloni. [13]

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

Măsurători de distanță

Estimările privind stocarea la distanță asociate cu nebuloasa și apoi cu nebuloasa însăși sunt complicate de faptul că „ dispariția în direcția stelelor din cluster nu urmează procesele normale de extincție întâlnite frecvent în galaxia noastră: de fapt dispariția nu numai că este văzută în banda vizibilă, dar la nivelul mediului interstelar pare a fi deosebit de mare, ceea ce sugerează prezența de-a lungul liniei de vedere a boabelor de praf mai mari decât cele normale, [14] [15] care conțin o cantitate mai mare de silicat și grafit decât rata normală găsită în praful interstelar . [16] Rata de dispariție este de la 3,5 la 4,8, cu o valoare medie de 3,75 presupusă. [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, acest număr s-a închis constant, iar în anul două mii estimările cele mai exacte indică faptul că Nebuloasa Vulturului ar fi la o distanță de 1.800 parsec (5900 ani lumină) [19] și 1750 parsec (5700 ani lumina). [3] În plus, în timp ce primele măsurători au fost efectuate prin studierea cinematicii , [17] a fost adoptat în cele din urmă sistemul de fotometrie și, odată cu apariția instrumentelor de măsurare din ce în ce mai precise, chiar și spectroscopia de paralaxă . [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. La undele radio au fost astfel obținute diferite hărți, precum și în liniile de emisie și absorbția „ OH și dell” hidrogen 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 cele mai 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 urmărește creșterea numărului roman , astfel încât structurile individuale sunt numite Coloana I Coloana II 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 primă cu o densitate mai mică este prima măturată, în timp ce miezul mai dens, comprimat în continuare din cauza frontului „ 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 nouă nebuloasă cu structură moleculară, catalogată ca Coloana IV, situată în vecinătatea unui obiect cunoscut Herbig-Haro , HH 216. [22]

Combinațiile de imagini din raze X ale imaginilor observatorului Chandra și ale telescopului 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 un vârf de intensitate în urmă cu aproximativ un milion de ani, iar protostelele sale nu sunt suficient de încălzite pentru a emite raze X La începutul anului 2007 , oamenii de știință care folosesc Telescopul Spațial Spitzer au descoperit dovezi că Pilonii au fost probabil distruși. printr-o explozie din apropiere, supernova a avut loc acum aproximativ 6.000 de ani, dar lumina care va arăta noua formă a nebuloasei nu va ajunge pe Pământ încă un mileniu. [24] Se estimează că masa totală a zonelor dense ale celor trei piloni este de aproximativ 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 protostarului; [12] Cu toate acestea, aceste semne ale fenomenelor de formare nu oferă dovezi cu privire la originea cauzei principale, deci nu este clar dacă partea de ionizare a vântului stelar al gigantului joacă sau nu un rol decisiv în acest proces. [4] În apropierea celor opt coloane sunt cunoscute surse în infraroșu apropiat, dintre care patru arată culorile bogate și rezultatul materiei circumstelare, indicație suplimentară a prezenței stelelor nou-născute; din cele peste șaptezeci de globule gazoase în expansiune cunoscute, doar aproximativ 15% pare a fi asociat cu stele tinere, cu masă redusă, în timp ce șapte sunt asociate cu patru mase substelare la mase cuprinse între 0,35 și 1 M ☉. [26]

Coloana V

În direcția nord-estică, în ceea ce privește Stâlpii Creației, este o altă coloană din material foarte alungit, 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 și contrapartidele emisiei maserului în infraroșu mediu, cu ajutorul 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 obiect probabil al Herbig-Haro .

Unul dintre cele mai evidente semne ale prezenței fenomenelor de formare a stelelor în nebuloase este prezența obiectelor Herbig-Haro , adică a micilor nori strălucitori cu model de spray îmbunătățit de o stea nou-născută care se află în interiorul său. Cel mai notabil dintre aceste obiecte descoperite în Nebuloasa Vulturului este HH 216; este situat lângă Coloana IV și a fost inițial catalogat ca M16-HH1. [30] În 2004 s-a descoperit, prin studierea liniilor optice de emisie a CO și dinamicii gazelor, un șoc de arc opus obiectului anterior, care are o deplasare roșie cosmologică de -150 km / s -1, exact contrar HH 216, care în schimb arată o deplasare spre roșu de aceeași magnitudine; 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 s-a identificat, de asemenea, o emisie slabă de raze X, cauzată probabil de încălzirea materialului între circumstanțele cu jet vizibil și mediu. [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 Colonna; în interior ar fi, conform unor studii, o stea de secvență pre-principală sau un grup mic de ele, sau chiar o singură protostelă în cea mai timpurie etapă a dezvoltării 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]

Pe vârful coloanei II se află YSO M16 ES-2, numit uneori YSO2 în publicații specifice; mai puțin luminos decât precedentul și mai puțin ascuns, posedă o masă cuprinsă între 2 și 5 M ☉. [29] [32] Studiile în infraroșu arată că ar fi un obiect mai evoluat al 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] La vest de Stâlpii Creației este în schimb cea mai luminoasă sursă cu infraroșu a nebuloasei, catalogată ca IRAS 18152-1346, care este, de asemenea, asociată cu un maser de problemă; [34] ar avea o masă de aproximativ 8 M ☉ și o luminozitate de aproximativ 1000 L ☉ . [32]

Componente stelare

Pilonii creației în contextul nebuloasei; steaua strălucitoare din centru aparține „ grupului deschis închis 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 are o masă situată în centrul nebuloasei și formată din componente stelare lipsite de lumină: conține câteva zeci de stele din secvența principală de tip spectral O și B extrem de fierbinți ( supergigante albastre ), vârsta estimată la puțin peste 1,8 milioane de ani, [17] plus un număr considerabil de stele cu masă mai mică, aproximativ 380 de membri la o masă egală cu 2 M ☉. [36] Principala sursă de radiații ionizante pe gazul nebuloasei, precum și cel mai masiv depozit de stele este HD 168 076 , o clasă supergigantă 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 o singură stea HD 168076. [2] Multe dintre aceste stele masive sunt duble și viteza radială stocarea de care aparțin este în armonie cu cea a gazului ionizat din nebuloasă; Proprietățile observate de stelele duble par să fie mai degrabă în concordanță cu modelul mecanismului de formare pentru acumulare , decât cu unirea. [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 de aproximativ 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 a masei observat în clusterul însuși. Având în vedere numai membrii cunoscuți cu o masă superioară 5 M ☉, limita inferioară a masei totale este egală cu (1,6 ± 0,3) × 10 3 M ☉; [19] În timp ce stelele cuprinse între 6 și 12 M ☉ constituie 5,5% din masa totală a populației de stele cuprinse între 0,1 și 100 M ☉, a fost posibil să se estimeze un stoc de masă total egal cu aproximativ 25 × 10 3 M ☉, cu o densitate de 28,5 M ☉ pentru cubul parsecs. [38] Vârsta medie a componentelor de stocare este de 2-3 milioane de ani, deși componentele pot prezenta o creștere a vârstei, variind între 1 și 6 milioane de ani; [2] în funcție de altă vârstă, aceasta 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

Cercetarea componentelor stelare din 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 Herbig ; potrivit cercetătorilor, acest tip de stele posedă emisii puternice generate de interacțiunea stelelor cu discul lor circumstelar, în timp ce emisiile H slabe sunt opera cromosferică 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 căutare la alte regiuni ale nebuloasei, inclusiv la Pilonii creației, numărul surselor a crescut la 82, în mare parte candidat cu stelele Ae / Be ale lui Herbig, 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 Vulturului, situată la o distanță de aproximativ 5.900 de ani-lumină distanță de noi, ajunge să fie pe un braț spiral galactic mai intern spre brațul nostru Orion , brațul Săgetătorului , pe care se află și alte obiecte foarte luminoase, precum multe dintre grupurile deschise vizibile între constelațiile Scorpionului și Centaurului , [42] până la Nebuloasa Carina. Unul dintre studiile din 2008 afirmă încă că acest braț ar fi doar o mare condensare a gazului și a prafului în care stelele tinere se nasc diferit. [43]

Linia de vedere de la Pământ la nebuloasă este da tulburată de prezența prafului interstelar, de asemenea datorită distanței mari, dar totuși pare mai puțin ascunsă decât alte zone adiacente: de fapt, nebuloasa este vizibilă la marginea -numita Fisură de Vultur (a cărei denumire provine din constelație și nu din nebuloasă), o lungă urmă de nebuloase întunecate aparțin brațului nostru spiralat care protejează complet lumina de stelele capătului nordic al brațului Săgetător. [44] [45]

Interacțiuni cu Nebuloasa Omega

Nebuloasa Vulturului și Nebuloasa Omega apar pe un cer foarte apropiat, separat 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 "