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

Norul lui Perseu

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Norul lui Perseu
Nebuloasa întunecată
NubePerseo.jpg
Norul lui Perseu
Date observaționale
( epoca J2000 )
Constelaţie Perseu
Ascensiunea dreaptă 03 h 40 m : [1]
Declinaţie 32: [1]
Coordonatele galactice l = 150 ° - 180 °;
b = 0 ° - -30 ° [1]
Distanţă 650 - 1300 [1] al
(200 - 400 [1] buc )
Magnitudine aparentă (V) -
Dimensiunea aparentă (V) 25 °
Caracteristici fizice
Tip Nebuloasa întunecată
Galaxia apartenenței calea Lactee
Hartă de localizare
Norul lui Perseu
Perseus IAU.svg
Categoria nebuloaselor întunecate

Coordonate : Carta celeste 03 h 40 m 00 s , + 32 ° 00 ′ 00 ″

Norul lui Perseu este un complex de gaz și praf întunecat care se extinde la latitudini galactice înalte pentru o extensie aparentă de peste 20 °; aparține brațului Orion și este situat la doar 300 de parseci (980 de ani lumină ) de sistemul solar , în direcția constelației Perseus , de unde își ia numele. [1]

Datorită apropierii sale, este una dintre cele mai ușoare regiuni de nebuloasă de studiat, în special în ceea ce privește înțelegerea mecanismelor de formare a stelelor cu masă mică și medie; De fapt, din moment ce acesta este un nor minor al brațului în spirală , în care se află, fenomene de formare de stele în masă mari nu au loc în interiorul acesteia, așa cum se întâmplă în schimb , în regiunile mai vizibile, la fel ca în moleculare nebulos complexul de Orion sau care din Cefeu . [1]

Asociată cu norul Perseus este asociația Perseus OB2, care cu distanța sa de aproximativ 300 parsecs este una dintre asociațiile OB cele mai apropiate de sistemul solar; reprezintă prima generație de stele care își are originea în regiunea norilor. [2] Formarea celei de-a doua generații de stele este încă în curs și are loc în special în secțiunea cea mai vestică a norului, în interiorul unor coconi întunecați și în special în nebuloasa NGC 1333 . [3]

Observare

Harta Norului lui Perseu, evidențiind principalele structuri.

Regiunea Norului Perseu se extinde în partea de sud a constelației cu același nume, într-o parte a cerului în care sunt observate unele nebuloase cunoscute de la începutul secolului al XIX-lea și care fac parte din complex; printre acestea se numără NGC 1333 , în partea de vest a norului, o nebuloasă de reflexie iluminată de stele fierbinți și foarte tinere și IC 348 , una dintre cele mai apropiate regiuni de formare a stelelor de Soare. Aceste două nebuloase pot fi, de asemenea, observate cu un telescop amator de putere medie, de preferință echipat cu filtre adecvate, și sunt clar evidente în fotografiile astronomice cu expunere îndelungată. Partea de sud-vest a norului se învecinează cu constelația Berbecului , într-o regiune în care este posibil să se observe câteva mici nebuloase de reflexie , printre care se remarcă vdB 16 și vdB 13 . Partea cea mai estică a norului se extinde aproape până la Nebuloasa California , una dintre cele mai cunoscute nebuloase boreale. Băncile mari de praf întunecat, pe de altă parte, sunt descoperite indirect telescopului, datorită sărăciei marcate a câmpurilor de stele vizibile în această regiune a cerului.

Norul Perseus este situat în emisfera cerească nordică, la nord de ecliptică și strălucitorul cluster deschis al Pleiadelor ; această declinare nordică își face observația mai ușoară din regiunile emisferei nordice terestre, unde se arată foarte sus la orizont în serile de toamnă și la începutul iernii, adică Perseus și Pleiadele ajung cel mai sus la orizont . Din emisfera sudică , observația este oarecum penalizată, în special în ceea ce privește regiunile cele mai estice ale norului, care sunt și cele mai nordice; în ciuda acestui fapt, Norul rămâne vizibil aproape la latitudinile subpolare sudice. [4]

Cu toate acestea, trebuie remarcat faptul 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 . [5] [6] Norul lui Perseu se află în prezent la aproximativ 3h40m de ascensiune dreaptă , destul de aproape de 6h, când va atinge cea mai nordică declinație , în câteva mii de ani; când este la 18 ore de ascensiune dreaptă, Norul va ajunge la cea mai sudică declinație, ajungând în emisfera cerească sudică la aproximativ 10 ° S. [7]

Structura

Nebuloasa California , situată la capătul nord-estic al Norului Perseu, este iluminată de una dintre stelele Asociației Per OB2.

Norul Perseu este alcătuit dintr-o densificare mare a prafului și gazelor întunecate și este situat la aproximativ 300 parsec de sistemul solar. În interior există câteva regiuni în care formarea de stele a fost activă în timpurile astronomice recente (acum câteva milioane de ani); acest lucru este dovedit de prezența unei duzini de stele din clasa spectrală O și B, foarte tinere și de mare masă, care constituie asociația Per OB2, cu o extensie de 50 parseci (aproximativ 160 de ani lumină). Printre stelele formate în acest nor se află strălucitoarea ξ Persei , o stea fugară a cărei radiație este responsabilă în principal de iluminarea nebuloasei din California. Masa totală a norului este de aproximativ 10 4 M ⊙ , deci este un nor relativ mic în comparație cu regiunile mari de formare a stelelor galactice; cu toate acestea, apropierea sa permite un studiu foarte aprofundat, în special în ceea ce privește fenomenele de formare a stelelor de masă mică și medie, dat fiind că dimensiunea sa favorizează nașterea acestui tip de stele. [1] Structura sa este de natură filamentoasă, cu coloane lungi de pulberi neluminate care se extind timp de zeci de minute de arc și chiar mai mult; părțile mai dense ale acestor filamente coincid cu structuri mai mari, observabile în banda de CO . [8]

Două generații de stele se disting în nor: cea mai veche este cea care a dat naștere asociației Per OB2 și include, de asemenea, locul norului IC 348, unde procesele de formare a stelelor au avut loc până la 2-4 milioane de ani în urmă; formarea stelelor celei de-a doua generații este încă în desfășurare și este evidentă în porțiunea de vest a Norului, în special în grupul foarte tânăr NGC 1333, asociat cu nebuloase strălucitoare și conținând 150 de stele foarte tinere. Pe lângă acești doi nori, localizați fizic între cei doi, există și niște coconi întunecați, catalogați ca B 1, LDN 1448 și LDN 1455, care sunt asociați cu unele mici nebuloase de reflexie catalogate de Sidney van den Bergh în anii 1960 . Partea cea mai estică este în schimb catalogată ca B5.

Norul are o structură extrem de haotică, așa cum se observă adesea în norii moleculari; rețeaua densă de filamente, conexiuni și regiuni mai dense este un indiciu al prezenței unei turbulențe puternice, cu o viteză mai mare decât cea a sunetului local. [9] La originea acestor turbulențe ar putea exista acțiunea de extindere a superbulelor sau accelerația cauzată de potențialul gravitațional al brațului spiral galactic, precum și afluxul de gaz din regiunile situate la o latitudine galactică mai mare, de asemenea. ca acțiune a radiației celor mai masive stele. [10] Unele dintre structurile secundare sunt înconjurate de arcuri de praf sau chiar inele aproape complete. Viteza radială a celor două capete ale norului variază considerabil, variind de la 10,5 km s -1 din capătul cel mai estic la 2 km s -1 din regiunile cele mai vestice; acest lucru poate fi interpretat în diferite moduri: norul ar putea fi de fapt într-o condiție de rotație asupra sa sau ar putea fi format din mai mulți nori suprapusi pe aceeași linie de vedere sau ar putea fi un efect al acțiunii vitezei a vedetelor asociației Pentru OB2. Unele observații făcute în 2005 indică a doua ipoteză ca fiind puțin probabilă. [1]

Fenomene de formare a stelelor și regiuni individuale

Norul B5, unul dintre cei mai estici coconi activi ai Norului Perseu; steaua strălucitoare din stânga este de 42 Persei , de magnitudine a cincea.

Printre principalele indicații ale existenței fenomenelor active de formare a stelelor în Norul Perseu se numără prezența a aproximativ 400 de obiecte stelare tinere din clasele I și II identificate detelescopul spațial Spitzer ; în regiune există, de asemenea, stele foarte tinere din clasa 0, adică din prima etapă, precum și un număr mare de stele T Tauri (clasa II). Dintre sursele identificate de Spitzer, aproximativ două treimi se află în cele două grupuri cuprinse în IC 348 și NGC 1333, în timp ce restul de treime este împrăștiat în diferite zone ale Norului. În special, trebuie remarcat faptul că un procent considerabil de stele de clasa I au fost găsite în afara acestor două clustere, semn că formarea stelelor este, de asemenea, foarte activă în regiunile periferice ale Norului și, în orice caz, în afara densităților majore. Cu toate acestea, obiectele de clasa 0, prezente în număr mare, nu au fost complet detectate de monitorizarea efectuată cu Spitzer, deoarece sunt foarte slabe la lungimea de undă cu care au fost efectuate observațiile. [11] În total în IC 348 există aproximativ 420 de obiecte stelare tinere, inclusiv cele din clasa 0 și clasa III, [12] în timp ce în NGC 1333 mai tânăr există în total aproximativ 150, dintre care multe sunt încă la nivelul protostelelor ; la acestea se adaugă agregatele mici prezente în regiunile întunecate B1, cele mai mari, plus LDN 1448 și LDN 1455. [11]

Pentru a explica prezența mai mare a obiectelor de clasa I în regiunile împrăștiate și periferice ale Norului, mai degrabă decât în ​​cele două clustere majore, s-a avansat ipoteza că obiectele stelare tinere din aceste clustere tind să-și piardă învelișurile exterioare mai rapid. cauzele acestei pierderi pot fi căutate fie în radiația ultravioletă ușoară emisă de stelele mai puțin fierbinți din clasa spectrală B și A care încălzește suprafața norilor, operând astfel o fotoliză , fie în presiunea constantă cauzată de jeturile multiple care erodează și consumă treptat diferitele straturi ale plicurilor sau chiar după întâlniri strânse între componentele stelare ale celor două clustere, inevitabil mai frecvente decât în ​​zonele exterioare ale norului. Toate aceste mecanisme sunt evident mai eficiente dacă acționează în grupuri mari și nu în grupuri mici de stele. [1]

Câteva sute de jeturi moleculare și obiecte HH sunt cunoscute în nor, care în absența stelelor masive și a vântului lor stelar puternic sunt printre principalii responsabili pentru dinamica activă în complexul nebulos molecular, în special la scări mici; acțiunea lor poate distruge cele mai dense nuclee nebuloase și, prin urmare, poate acționa ca un regulator al fenomenelor de formare a stelelor, favorizând astfel nașterea stelelor cu masă redusă, deoarece gazul dispersat prin acțiunea lor nu mai poate fi colectat de stelele în formare. În nori moleculari gigantici în care are loc formarea stelelor cu masă mare, acțiunea combinată a vântului stelar al stelelor gigantice, radiația ultravioletă a acestora și exploziile ulterioare de supernova pot, dimpotrivă, să perturbe complet norul și astfel să inhibe formarea stele.stele pe scară largă cu masă mică. [1]

IC 348

IC 348, un grup tânăr deschis asociat cu nori care strălucesc prin reflexie.

IC 348 , catalogat și sub numele de vdB 19, este o nebuloasă de reflexie foarte luminoasă, ușor de identificat pe partea de sud a Persei (Atik); conține un grup tânăr deschis format din câteva sute de stele, a căror vârstă, obținută din studiul liniilor de emisie Hα , este cuprinsă între 0,7 și 12 milioane de ani. [13] Două episoade secvențiale de formare a stelelor au avut loc în regiune; prima generație este reprezentată de stelele cu masă redusă ale asociației Per OB2, în timp ce ultima generație este indicată de stelele mai tinere, formate în urmă cu aproximativ 2-3 milioane de ani, dispersate în Norul Perseu. Majorității stelelor sale le lipsește discul de acumulare , în timp ce în regiune există doar foarte puține zone de formare încă active, indicat de prezența unor jeturi protostelare; IC 348 este, prin urmare, o regiune în care procesele de formare a stelelor sunt pe cale de epuizare. [14] Clusterul este situat în partea cea mai estică a Norului Perseus, lângă superbula asociată cu Per OB2 și ar fi putut fi prima dintre zonele Cloud care au experimentat formarea de stele indusă de cauze externe. [13]

Aproximativ zece minute de arc la sud-vest de IC 348 este un mic nor de reflecție, numit uneori Nebuloasa Flying Ghost , asociat cu un obiect clar vizibil în infraroșul apropiat și catalogat ca IC 348 IR; această sursă este la rândul ei asociată cu o stea din clasa spectrală B cufundată adânc în nor, a cărei masă este probabil între 0,03 [15] și 0,05 M ⊙ , [16] care este, de asemenea, principala sursă de iluminare a norilor. [17] Norul conține și obiectul HH 211, a cărui sursă de energie este probabil o protostelă de clasa 0, care nu poate fi observată la lungimea de undă în infraroșu ; obiectul este orientat nord-sud și este cel mai notabil dintr-un grup de douăsprezece obiecte HH situate la sud de IC 348. S-a emis ipoteza că formarea stelelor din această mică regiune a fost cauzată de acțiunea presiunii stelelor stocare centrală a IC 348, acum în cea mai mare parte inactivă; conform acestei teorii, vântul stelar al stelelor foarte tinere de atunci ar fi favorizat compresia gazelor micului nor, care s-ar fi prăbușit apoi în mai multe puncte prin propria sa forță de greutate . [18]

NGC 1333

NGC 1333, cea mai activă regiune de formare a stelelor a Norului Perseu, observată cuTelescopul Spațial Spitzer .

NGC 1333 , cunoscută și sub numele de vdB 17, este cea mai strălucitoare și mai izbitoare nebuloasă de reflexie a Norului Perseu; este situat în partea de vest a Norului, pe marginea de vest a unei cavități mari, [19] și reprezintă o porțiune iluminată a nebuloasei întunecate LDN 1450 (B205). Principalul responsabil pentru iluminarea sa este BD + 30 549, o stea albastră din clasa spectrală B8 și cu magnitudine aparentă egală cu 10,47. [20] [21] Aceasta este cea mai tânără și mai activă regiune de formare a stelelor din întregul Nor Perseu, dovadă fiind numărul mare de obiecte HH și stele cu emisii de Hα; [3] masa totală a nebuloasei și a stelelor asociate este în jur de 450 M ⊙ . [22]

Razele X, prin satelitul ROSAT , au fost identificate 16 stele tinere, în timp ce utilizând sensibilitatea crescută a Observatorului Chandra la raze X, au fost descoperite 127 de surse, dintre care aproximativ o sută sunt extrem de slabe și greu de distins. Printre aceste surse, două (HJ 110 3 și BD + 30 547) sunt probabil stele situate în regiuni galactice mai îndepărtate, în timp ce aproximativ treizeci par a fi asociate cu obiecte extragalactice; restul de 96 fac parte din nor și sunt membri ai grupului de stele în formare. Dintre acestea, aproximativ 80 sunt stele T Tauri, 8 coincid cu obiecte extrem de tinere, 7 sunt stele de clasa I și II cu jeturi asociate și una este profund scufundată în norul asociat cu obiecte HH 7-11. [23]

La sfârșitul anilor 1990, peste 30 de grupuri de obiecte HH asociate cu cel puțin o duzină de avioane active, vechi de mai puțin de 1 milion de ani și pe o rază de aproximativ 3 ani lumină, au fost descoperite în nor. [24] Unele dintre aceste obiecte erau cunoscute încă din anii 1970 , când avioanele catalogate ulterior ca HH 5, HH 6, au fost identificate grupul HH 7-11 și HH 12, cel mai strălucitor din nor; [25] grupul HH 7-11, în special, formează o structură compactă care iese dintr-una dintre cele mai dense regiuni ale norului și își are originea la mică distanță de o sursă cuibărită foarte adânc și clar vizibilă în infraroșul apropiat, catalogată ca SVS 13. [26] Această sursă coincide la rândul său cu un maser de apă divizibil în trei componente, H 2 O (A), H 2 O (B) și H 2 O (C), cu prima componentă care coincide cu protostar plasat în centrul sursei. [27] Deși majoritatea studiilor au indicat sursa SVS 13 ca fiind principala cauză a excitației structurii HH 7-11, în unele studii s-a propus că adevăratul vinovat se găsește în locul sursei de unde radio VLA 3 , invizibil observației în banda infraroșie. [28] Cu toate acestea, structura pare a fi aliniată cu SVS 13, făcându-l efectiv cea mai probabilă sursă de excitație. [29] Alte obiecte HH notabile sunt HH 12, vizibile la nord de sistemul anterior și asociate cu două jeturi moleculare, printre care cel legat de sursa IRAS 2 și obiectele HH 334, HH 498 și HH 499, vizibile chiar mai mult la nord. Pe partea de sud a NGC 1333, pe de altă parte, este vizibil HH 343, a cărui formă S indică o mișcare puternică de precesiune , care în ultimii 6000 de ani a suferit o mișcare de 90 °; sursa sa, identificată în infraroșu și catalogată ca IRAS 03256 + 3055, este o stea de clasa 0 sau I. [30]

Unele surse puternice de radiații infraroșii , de asemenea , să iasă din nebuloasă, identificate prin IRAS satelitul în anii 1980; printre acestea se remarcă IRAS 2, asociat cu o stea tânără și împărțit în trei componente, catalogate ca IRAS 2A, 2B și 2C. Primele două componente prezintă emisii puternice, identificate grație mapării de înaltă rezoluție a matricei foarte mari ; componenta 2C, pe de altă parte, nu are concentrare și, prin urmare, nu pare să fi format nicio protostelă. [31] Aproximativ 4 secunde de arc la nord-vest de componenta 2B a fost de asemenea observată o emisie variabilă, provenind de la sursa VLA 9, coincizând cu o stea mai îndepărtată, BD + 30 547, inițial însă indicată ca stea asociată un IRAS 2. [26 ] De asemenea, IRAS 4, descoperit în 1980 prin maserul de apă asociat acestuia, poate fi rezolvat în trei componente; componentele 4A și 4B sunt asociate cu mai multe sisteme stelare în formare. Un studiu detaliat al emisiilor maser a permis descoperirea mai multor masere grupate în jurul primelor două componente; șase dintre sursele astfel identificate sunt situate la mai puțin de 100 UA de la componenta stelară care coincide cu sursa 4A2, sugerând că acestea fac parte din discul circumstelar al stelei în formare. Niciun maser nu pare să fie asociat cu componenta 4A1, care face parte din același viitor sistem stelar. [32]

Alte regiuni

Imagine a celei mai vestice părți a Norului Perseu; nebuloasa NGC 1333 este evidentă în partea de sus și vdB 16 în partea de jos, în timp ce nebuloasa întunecată B1 este în partea stângă sus. Norii întunecați se remarcă pe câmpurile de stele din jur, datorită absenței aproape totale a stelelor suprapuse pe linia de vedere.

Regiunea cea mai estică a Norului Perseu este catalogată ca B5 ( Barnard 5 ); este una dintre cele mai studiate nebuloase întunecate ale bolții cerești, tot datorită proximității sale, care permite observarea ușoară. Are o masă de aproximativ 10 3 M ⊙ [33] și găzduiește niște nuclei densi și o sursă IRAS, catalogată ca IRS1, care coincide cu un obiect stelar tânăr înconjurat de un disc protoplanetar și o nebuloasă de reflexie biconică cu un jet axial asociat. [34] Din sursă iese un jet de aproximativ 1 parsec lungime, la capătul căruia există câteva șocuri de arc de viteză redusă, derivate probabil din primele erupții ale stelei centrale; două obiecte HH catalogate ca HH 366E și HH 366W sunt, de asemenea, conectate la obiect. [35] Sud-vestul IRS1 este sursa mai slabă IRS3 asociată cu obiectul HH 367; un al doilea obiect HH, catalogat ca HH 844, a fost descoperit în 2005 de -a lungul aceleiași axe de curgere ca și IRS1. În mod curios, pe partea de nord a norului există un fel de canal mare în formă de tunel complet lipsit de praf și gaze, până la punctul în care este posibil să observăm chiar și galaxii îndepărtate; această structură ar fi putut fi creată de o scurgere de gaz antică propulsată de acțiunea unui obiect tânăr. [36]

B1 ( Barnard 1 ) ocupă regiunea geometrică centrală a Norului Perseu, la aproximativ un grad la est de NGC 1333; are o masă de aproximativ 1200 M ⊙ [37] și o formă de comă cu coada orientată în direcția opusă comparativ cu 40 Persei , una dintre cele mai masive și mai strălucitoare stele din asociația Per OB2. [38] S-a crezut inițial că B1 ar putea fi locul fenomenelor de formare a stelelor în stadiile sale foarte timpurii, dar observațiile efectuate cu satelitul IRAS au relevat prezența unor surse infraroșii corespunzătoare unor obiecte stelare tinere, atât în ​​interiorul, cât și în apropierea norului. , semn că formația se află, dimpotrivă, într-un stadiu foarte avansat. [39] În plus față de sursele IRAS, o duzină de grupuri și cincisprezece obiecte stelare tinere identificate de telescopul spațial Spitzer sunt, de asemenea, cunoscute în nor, plus câteva obiecte HH, dintre care cele mai strălucitoare sunt HH 429, HH 431, HH 432 și HH 433. [40] Cel mai strălucitor obiect stelar tânăr din observațiile efectuate de Spitzer este asociat cu sursa IRAS 03304 + 3100 (LkHα 327) și este situat la câteva minute de arc la nord-est de nucleul B1; de la aceasta pornește un volumos flux de materie, asociat cu obiectele HH 432, MH 7, HH 791, HH 793 și HH 794, situate până la o distanță de 20-25 minute sud-est de sursă. [41]

Nebuloasa întunecată LDN 1448, vizibilă mai jos; norul strălucitor din centru este în schimb vdB 13 .

Partea de vest a Norului, în special capătul său sud-vestic, se învecinează cu constelația Berbecului: aici se află nebuloasa întunecată LDN 1455 , una dintre cele mai dense aglomerări gazoase din regiune, la care este conectat norul mai puțin dens LDN 1451, Nord Vest. Dovada faptului că fenomenele de formare a stelelor au fost active într-o perioadă astronomică foarte recentă este dată de prezența a numeroase obiecte HH, printre care se remarcă HH 279, HH 280, HH 317, HH 318, HH 422 și HH 423. sunt alte obiecte descoperite în anii 2000 , cum ar fi HH 492, HH 493, HH 739 și HH 743. [42] Nucleul LDN 1455 are o masă de 40-50 M ⊙ [43] și conține câteva obiecte stelare tinere și unele surse infraroșii, dintre care cea mai strălucitoare este IRAS 03247 + 3001 (L1455 IRS 2), asociată cu o nebuloasă de reflexie roșiatică catalogată ca RNO 15; la mică distanță de acesta se află strălucitul HH 279, cu care pare conectat. [44] Aproximativ 2 minute de arc la nord-vest de RNO 15 este o a doua sursă de infraroșu mai slabă, catalogată ca IRAS 03245 + 3002 (L1455 IRS 1), conectată cu unele obiecte mici HH. [45] Pe marginea sudică a LDN 1455 se află nebuloasa de reflexie vdB 16 .

Capătul nord-vestic al Norului Perseus este constituit în schimb de LDN 1448 , mărginit la nord de mica nebuloasă de reflexie vdB 13 ; are o masă totală de aproximativ 100 M ⊙ , împărțită în mod egal pe două nuclee foarte dense. [46] La fel ca în norul anterior, și aici prezența fenomenelor de formare a stelelor noi este evidențiată de unele obiecte stelare tinere, care sporesc și împing fluxurile moleculare și unele obiecte HH; [36] Sunt cunoscute și trei surse în infraroșu: L1448 IRS1 este asociat cu o stea de clasa I și nebuloasa de reflecție RNO 13, L1448 IRS2 este asociată cu o protostelă (clasa 0) profund scufundată în nor și L1448 IRS3 corespunde unei stele triple din clasa 0 sau I, ale cărei componente sunt indicate ca A, B și C. [47] La sud de sursa multiplă IRS3 a fost descoperită în 1990 , prin observații la lungimea de undă a CO , un flux puternic a cărui origine se află într-o regiune a norului unde nu există surse IRAS; acest flux provine dintr-un protostar catalogat ulterior ca L1448-C (C înseamnă centru ). [37] [48] Printre componentele stelare cu masă redusă, există câteva pitici maronii probabili, descoperiți prin observații cu raze X. [49]

Asociația Perseus OB2

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Asociația OB și Centura Gouldian .
Harta schematică a brațului Orion în jurul Soarelui; Perseus OB2 este în partea de sus. Cercul verde mare reprezintă super-bula antică care ar fi originat aceasta și alte asociații OB din apropiere.

Asociația Perseus OB2 este una dintre asociațiile OB cele mai apropiate de sistemul solar; este doar 300 de parseci, față de 100-200 de parseci ai Asociației Scorpius-Centaurus , cea mai apropiată asociație dintre toate, plasată în direcția opusă Soarelui. [50] Pentru OB2 este produsul primei generații de stele formate aproape de Norul lui Perseu, acum aproximativ 6 milioane de ani; prin paralela determinată de satelitul Hipparcos , au fost identificați 41 de membri ai asociației, dintre care majoritatea au o clasă spectrală B și A. Componentele sunt toate pe secvența principală și nu au stele de masă mare, cum ar fi giganții și supergigantii albastri . [51] Conform datelor Hipparcos, steaua cu cea mai mare masă este 40 Persei, o stea albastru-albastră din clasa B0.5V. Extinzând recensământul și la stelele cu masă mai mică, până la 17 M ⊙ , obținem o populație de peste 800 de membri, toate închise într-o regiune cu un diametru de aproximativ 50 parsec; dacă extindem numărul până la stele cu o masă egală cu o zecime din cea a soarelui, ajungem la aproximativ 20.000 de componente. [52]

Originea asociației ar fi putut fi localizată pe partea îndepărtată a inelului Lindblad , o structură inelară mare de nori neutri de hidrogen asociați cu centura Gouldian , una dintre trăsăturile dominante ale brațului Orion. [53] Evenimentul care a declanșat ciclul inițial de formare a stelelor care a dat naștere asocierii ar fi putut fi extinderea unei super bule de către vântul stelar al celor mai masive stele ale unei vechi asociații OB, formată probabil între 50 și 90 de milioane de ani în urmă și situat în direcția actualului Cluster Alfa Persei , la aproximativ 180 parseci distanță, numită „Asociația Cas-Tau”; [54] presiunea acestei superbule a împins gazul interstelar rezidual în regiuni din ce în ce mai îndepărtate, fragmentându-l într-o duzină de nori cu masă similară cu cea a norilor Perseus și Taurus , favorizând procesele de formare a stelelor în acești nori minori observabili astăzi și care au dat naștere la diferite asociații OB ale Braccio di Orione, cum ar fi Asociația Sco-Cen, aceeași Per OB2 și, de asemenea, asociația Orion OB1 . Studiile asupra vitezei radiale a stelelor asociației evidențiază faptul că inițial Per OB2 era de aproximativ 50-80 parsec în direcția Soarelui față de poziția sa actuală, adică la aproximativ 100 parsec de centrul geometric al Centurii de Gould. . [2]

Unele stele mai dispersate aparțin, de asemenea, asociației, dintre care multe au o masă mai mare decât cea de 40 Persei; printre acestea se află strălucitorul ζ Persei , un supergigant din clasa B1Iab, și gigantul ξ Persei , o stea fugitivă din clasa O7III cu linii puternice de emisie , probabil expulzată din regiune în urma unei explozii de supernovă, provenind de la o stea cu o și mai mare masa și, prin urmare, și-a finalizat deja ciclul de viață. Quest'ultima stella è la principale fonte di ionizzazione dei gas della Nebulosa California, una regione H II in cui non sono noti fenomeni di formazione stellare. [55]

L'azione del vento stellare combinato delle stelle dell'associazione ha dato origine ad una bolla di idrogeno atomico (HI) in espansione, che va a incidere sull'ambiente circostante e in particolare sul mezzo interstellare ; questa struttura, osservabile nell'infrarosso come un anello che circonda una cavità centrata sull'associazione, ha un diametro apparente di circa 20°, corrispondente ad un diametro reale di circa 100 parsec. [56] La massa della bolla è compresa fra 1x10 4 e 2x10 4 M ⊙ e le sue dimensioni reali sono circa tre volte inferiori rispetto alla bolla denominata Orion Cloak , nella regione centrale del Complesso di Orione , e della superbolla creata dalle stelle dell'Associazione Sco-Cen. [57]

Note

  1. ^ a b c d e f g h i j k Bally, J.; Walawender, J.; Johnstone, D.; Kirk, H.; Goodman, A., The Perseus Cloud , in Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications , vol. 4, dicembre 2008, p. 308. URL consultato il 31 ottobre 2009 .
  2. ^ a b Steenbrugge, KC; de Bruijne, JHJ; Hoogerwerf, R.; de Zeeuw, PT, Radial velocities of early-type stars in the Perseus OB2 association , in Astronomy and Astrophysics , vol. 402, maggio 2005, pp. 587-605, DOI : 10.1051/0004-6361:20030277 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  3. ^ a b Liu, Cai-Pin; Zhang, Chun-Sheng; Kimura, Hiroshi, A survey of emission-line stars in the perseus dark cloud , in Chinese Astronomy and Astrophysics , vol. 5, n. 3, settembre 1981, pp. 276-281, DOI : 10.1016/0275-1062(81)90047-3 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  4. ^ Una declinazione di 32°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 58°; il che equivale a dire che a nord del 58°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 58°S l'oggetto non sorge mai.
  5. ^ La precessione , su www-istp.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 30 aprile 2008 .
  6. ^ Corso di astronomia teorica - La precessione , su astroarte.it . URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2008) .
  7. ^ Per determinare ciò è sufficiente valutare con un qualsiasi atlante celeste la distanza della Nube di Perseo dall'eclittica e calcolare la sua declinazione sottraendo questo valore a 23,5°S, la massima declinazione australe raggiunta dall'eclittica. Questo calcolo è naturalmente valido solo per il corrente ciclo precessionale, dato che l'inclinazione dell'asse terrestre varia nel tempo e anche la posizione del sistema solare nella Galassia varia.
  8. ^ Kirk, Helen; Johnstone, Doug; Di Francesco, James, The Large- and Small-Scale Structures of Dust in the Star-forming Perseus Molecular Cloud , in The Astrophysical Journal , vol. 646, n. 2, agosto 2006, pp. 1009-1023, DOI : 10.1086/503193 . URL consultato il 1º novembre 2009 .
  9. ^ Padoan, Paolo; Bally, John; Billawala, Youssef; Juvela, Mika; Nordlund, Åke, Supersonic Turbulence in the Perseus Molecular Cloud , in The Astrophysical Journal , vol. 525, n. 1, novembre 1999, pp. 318-329. URL consultato il 1º novembre 2009 .
  10. ^ Miesch, Mark S.; Bally, John, Statistical analysis of turbulence in molecular clouds , in The Astrophysical Journal , vol. 429, n. 2, luglio 1994, pp. 645-671, DOI : 10.1086/174352 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  11. ^ a b Jørgensen, Jes K.; Harvey, Paul M.; Evans, Neal J., II; Huard, Tracy L.; Allen, Lori E.; Porras, Alicia; Blake, Geoffrey A.; Bourke, Tyler L.; Chapman, Nicholas; Cieza, Lucas; Koerner, David W.; Lai, Shih-Ping; Mundy, Lee G.; Myers, Philip C.; Padgett, Deborah L.; Rebull, Luisa; Sargent, Anneila I.; Spiesman, William; Stapelfeldt, Karl R.; van Dishoeck, Ewine F.; Wahhaj, Zahed; Young, Kaisa E., The Spitzer c2d Survey of Large, Nearby, Interstellar Clouds. III. Perseus Observed with IRAC , in The Astrophysical Journal , vol. 645, n. 2, luglio 2006, pp. 1246-1263, DOI : 10.1086/504373 . URL consultato il 1º novembre 2009 .
  12. ^ Muench, August A.; Lada, Charles J.; Luhman, KL; Muzerolle, James; Young, Erick, A Spitzer Census of the IC 348 Nebula , in The Astronomical Journal , vol. 134, n. 1, luglio 2007, pp. 411-444, DOI : 10.1086/518560 . URL consultato il 1º novembre 2009 .
  13. ^ a b Herbig, GH, The Young Cluster IC 348 , in Astrophysical Journal , vol. 497, aprile 1998, p. 736, DOI : 10.1086/305500 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  14. ^ Luhman, KL; Rieke, GH; Lada, CJ; Lada, EA, Low-Mass Star Formation and the Initial Mass Function in IC 348 , in The Astrophysical Journal , vol. 508, n. 1, novembre 1998, pp. 347-369, DOI : 10.1086/306393 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  15. ^ Boulard, M.-H.; Caux, E.; Monin, J.-L.; Nadeau, D.; Rowlands, N., The Flying Ghost Nebula: a remarkable circumstellar disk , in Astronomy and Astrophysics , vol. 300, agosto 1995, p. 276. URL consultato il 2 novembre 2009 .
  16. ^ Avila, R.; Rodríguez, LF; Curiel, S., VLA Detection of the Exciting Sources of the HH 211 and HH 68 Outflows , in Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica , vol. 37, ottobre 2001, pp. 201-211. URL consultato il 2 novembre 2009 .
  17. ^ Strom, SE; Strom, KA; Carrasco, L., A study of the young cluster IC 348 , in Publications of the Astronomical Society of Pacific , vol. 86, ottobre 1974, p. 798, DOI : 10.1086/129676 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  18. ^ Walawender, Josh; Bally, John; Kirk, Helen; Johnstone, Doug; Reipurth, Bo; Aspin, Colin, Multiple Outflows and Protostars near IC 348 and the Flying Ghost Nebula , in The Astronomical Journal , vol. 132, n. 2, agosto 2006, pp. 467-477, DOI : 10.1086/504638 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  19. ^ Sargent, AI, Molecular clouds and star formation. II - Star formation in the Cepheus OB3 and Perseus OB2 molecular clouds , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 233, ottobre 1979, pp. 163-181, DOI : 10.1086/157378 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  20. ^ Simbad Query Result , su simbad.u-strasbg.fr . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  21. ^ van den Bergh, S., A study of reflection nebulae. , in Astronomical Journal , vol. 71, dicembre 1966, pp. 990-998, DOI : 10.1086/109995 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  22. ^ Warin, S.; Castets, A.; Langer, WD; Wilson, RW; Pagani, L., The structure and dynamics of NGC 1333 from ^13^CO and C^18^O observations , in Astronomy and Astrophysics , vol. 306, febbraio 1996, p. 935. URL consultato il 2 novembre 2009 .
  23. ^ Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Townsley, Leisa; Bally, John; Lada, Charles J.; Reipurth, Bo, Chandra Study of Young Stellar Objects in the NGC 1333 Star-forming Cloud , in The Astrophysical Journal , vol. 575, n. 1, agosto 2002, pp. 354-377, DOI : 10.1086/341219 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  24. ^ Bally, J.; Devine, D.; Reipurth, Bo, A Burst of Herbig-Haro Flows in NGC 1333 , in Astrophysical Journal Letters , vol. 473, dicembre 1996, pp. L49, DOI : 10.1086/310381 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  25. ^ Herbig, GH, Draft Catalog of Herbig-Haro Objects , in Lick Observatory Bullettin , vol. 658, 1974, pp. 11+10. URL consultato il 2 novembre 2009 .
  26. ^ a b Strom, SE; Vrba, FJ; Strom, KM, Infrared surveys of dark-cloud complexes. II. The NGC 1333 region , in Astrophysical Journal , vol. 81, maggio 1976, pp. 314 - 316, 387, DOI : 10.1086/111889 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  27. ^ Haschick, AD; Moran, JM; Rodriguez, LF; Burke, BF; Greenfield, P.; Garcia-Barreto, JA, Observations of a compact H II region and water vapor maser sources in the vicinity of the Herbig-Haro objects 7-11 , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 237, aprile 1980, pp. 26-37, DOI : 10.1086/157840 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  28. ^ Rodriguez, Luis F.; Anglada, Guillem; Curiel, Salvador, Is SVS 13 the Exciting Source of the HH 7-11 Flow? , in Astrophysical Journal Letters , vol. 480, maggio 1997, pp. L125, DOI : 10.1086/310636 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  29. ^ Bachiller, R.; Gueth, F.; Guilloteau, S.; Tafalla, M.; Dutrey, A., The origin of the HH 7-11 outflow , in Astronomy and Astrophysics , vol. 362, ottobre 2000, pp. L33-L36. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  30. ^ Hodapp, Klaus W.; Bally, John; Eislöffel, Jochen; Davis, Christopher J., An S-shaped Outflow from IRAS 03256+3055 in NGC 1333 , in The Astronomical Journal , vol. 129, n. 3, marzo 2005, pp. 1580-1588, DOI : 10.1086/427862 . URL consultato il 2 novembre 2009 .
  31. ^ Jørgensen, JK; Hogerheijde, MR; van Dishoeck, EF; Blake, GA; Schöier, FL, The structure of the NGC 1333-IRAS2 protostellar system on 500 AU scales. An infalling envelope, a circumstellar disk, multiple outflows, and chemistry , in Astronomy and Astrophysics , vol. 413, gennaio 2004, pp. 993-1007, DOI : 10.1051/0004-6361:20031550 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  32. ^ Park, Geumsook; Choi, Minho, Observations of Water Masers in the NGC 1333 IRAS 4 Region , in The Astrophysical Journal , vol. 664, n. 2, agosto 2007, pp. L99-L102, DOI : 10.1086/520810 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  33. ^ Langer,WD, Wilson, RW, Goldsmith, PF, & Beichman, CA, Dust and gas emission in Barnard 5 , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 337, febbraio 1989, pp. 355-381, DOI : 10.1086/167108 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  34. ^ Beichman, CA; Jennings, RE; Emerson, JP; Baud, B.; Harris, S.; Rowan-Robinson, M.; Aumann, HH; Gautier, TN; Gillett, FC; Habing, HJ; Marsden, PL; Neugebauer, G.; Young, E., The formation of solar type stars - IRAS observations of the dark cloud Barnard 5 , in Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor , vol. 278, marzo 1984, pp. L45-L48, DOI : 10.1086/184219 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  35. ^ Yu, Ka Chun; Billawala, Youssef; Bally, John, Parsec-Scale CO Outflow and H 2 Jets in Barnard 5 , in The Astronomical Journal , vol. 118, n. 6, dicembre 1999, pp. 2940-2961, DOI : 10.1086/301123 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  36. ^ a b Walawender, Josh; Bally, John; Reipurth, Bo, Deep Imaging Surveys of Star-forming Clouds. III. Herbig-Haro Objects in the Perseus Molecular Cloud , in The Astronomical Journal , vol. 129, n. 5, maggio 2005, pp. 2308-2351, DOI : 10.1086/428955 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  37. ^ a b Bachiller, R.; Martin-Pintado, J.; Tafalla, M.; Cernicharo, J.; Lazareff, B., High-velocity molecular bullets in a fast bipolar outflow near L1448/IRS3 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 231, n. 1, maggio 1990, pp. 174-186. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  38. ^ Hatchell, J.; Richer, JS; Fuller, GA; Qualtrough, CJ; Ladd, EF; Chandler, CJ, Star formation in Perseus. Clusters, filaments and the conditions for star formation , in Astronomy and Astrophysics , vol. 440, n. 1, settembre 2005, pp. 151-161, DOI : 10.1051/0004-6361:20041836 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  39. ^ Ladd, EF; Lada, EA; Myers, PC, An infrared survey for embedded young stars in the Perseus molecular cloud complex , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 410, n. 1, giugno 1993, pp. 168-178, DOI : 10.1086/172735 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  40. ^ Alten, Victoria P.; Bally, John; Devine, David; Miller, Grant J., Herbig-Haro objects discovered at Mount Laguna Observatory , in Low Mass Star Formation - from Infall to Outflow, Poster proceedings of IAU Symposium No. 182 on Herbig-Haro Objects and the Birth of Low Mass Stars , 20-24 gennaio 1997, p. 51. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  41. ^ Walawender, J.; Reipurth, B.; Bally, J., Multiple Outflows and Protostars in Barnard 1. II. Deep Optical and Near-Infrared Images , in The Astronomical Journal , vol. 137, n. 2, febbraio 2009, pp. 3254-3262, DOI : 10.1088/0004-6256/137/2/3254 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  42. ^ Walawender, Josh; Bally, John; Reipurth, Bo; Aspin, Colin, Deep Imaging Surveys of Star-Forming Clouds II. A New Giant Herbig-Haro Flow in L1451 , in The Astronomical Journal , vol. 127, n. 5, maggio 2004, pp. 2809-2816, DOI : 10.1086/383207 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  43. ^ Bachiller, R.; Cernicharo, J., The relation between carbon monoxide emission and visual extinction in the local Perseus dark clouds , in Astronomy and Astrophysics , vol. 166, n. 1-2, settembre 1986, pp. 283-290. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  44. ^ Bally, J.; Devine, David; Alten, Victoria; Sutherland, RS, New Herbig-Haro Flows in L1448 and L1455 , in Astrophysical Journal , vol. 478, marzo 1997, p. 603. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  45. ^ Davis, CJ; Ray, TP; Eisloeffel, J.; Corcoran, D., Near-IR imaging of the molecular outflows in HH24-26, L1634(HH240-241), L1660(HH72) and RNO15FIR , in Astronomy and Astrophysics , vol. 324, agosto 1997, pp. 263-275. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  46. ^ Wolf-Chase, Grace A.; Barsony, Mary; O'Linger, JoAnn, Giant Molecular Outflows Powered by Protostars in L1448 , in The Astronomical Journal , vol. 120, n. 3, settembre 2000, pp. 1467-1478, DOI : 10.1086/301535 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  47. ^ Kwon, Woojin; Looney, Leslie W.; Crutcher, Richard M.; Kirk, Jason M., Two Bipolar Outflows and Magnetic Fields in the Multiple Protostar System L1448 IRS 3 , in The Astrophysical Journal , vol. 653, n. 2, dicembre 2006, pp. 1358-1368, DOI : 10.1086/508920 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  48. ^ Barsony, Mary; Ward-Thompson, Derek; André, Philippe; O'Linger, Joann, Protostars in Perseus: Outflow-induced Fragmentation , in The Astrophysical Journal , vol. 509, n. 2, dicembre 1998, pp. 733-748, DOI : 10.1086/306509 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  49. ^ Tsujimoto, M.; Kobayashi, N.; Tsuboi, Y., X-Ray and Near-Infrared Studies of the Star-forming Cloud L1448 , in The Astronomical Journal , vol. 130, n. 5, novembre 2005, pp. 2212-2219, DOI : 10.1086/444352 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  50. ^ Preibisch, T., Mamajek, E., The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2) , in Handbook of Star-Forming Regions, Volume II à The Southern Hemisphere , dicembre 2008. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  51. ^ de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; Brown, AGA; Blaauw, A., A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations , in The Astronomical Journal , vol. 117, n. 1, gennaio 1999, pp. 354-399, DOI : 10.1086/300682 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  52. ^ Belikov, AN; Kharchenko, NV; Piskunov, AE; Schilbach, E.; Scholz, R.-D., Study of the Per OB2 star forming complex. II. Structure and kinematics , in Astronomy and Astrophysics , vol. 387, maggio 2002, pp. 117-128, DOI : 10.1051/0004-6361:20020418 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  53. ^ Olano, CA; Poeppel, WGL, Kinematical origin of the dark clouds in Taurus and of some nearby galactic clusters , in Astronomy and Astrophysics , vol. 179, n. 1-2, giugno 1987, pp. 202-218. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  54. ^ Lodieu, N.; McCaughrean, MJ; Barrado Y Navascués, D.; Bouvier, J.; Stauffer, JR, A near-infrared survey for new low-mass members in α Per , in Astronomy and Astrophysics , vol. 436, n. 3, giugno 2005, pp. 853-865, DOI : 10.1051/0004-6361:20042048 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  55. ^ Herbertz, R.; Ungerechts, H.; Winnewisser, G., CO observations of fragmentation in dark clouds north of the California nebula NGC 1499 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 249, n. 2, settembre 1991, pp. 483-492. URL consultato il 3 novembre 2009 .
  56. ^ Watson, RA; Rebolo, R.; Rubiño-Martín, JA; Hildebrandt, S.; Gutiérrez, CM; Fernández-Cerezo, S.; Hoyland, RJ; Battistelli, ES, Detection of Anomalous Microwave Emission in the Perseus Molecular Cloud with the COSMOSOMAS Experiment , in The Astrophysical Journal , vol. 624, n. 2, maggio 2005, pp. L89-L92, DOI : 10.1086/430519 . URL consultato il 3 novembre 2009 .
  57. ^ Heiles, C., HI shells, supershells, shell-like objects, and 'worms' , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 55, agosto 1984, pp. 585-595, DOI : 10.1086/190970 . URL consultato il 3 novembre 2009 .

Bibliografia

Testi generali

  • ( EN ) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: Hidden Treasures , Cambridge University Press, 2007, ISBN 0-521-83704-9 .
  • ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • ( EN ) 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 .

Testi specifici

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 .

Sulla Nube di Perseo

  • Bally, J.; Walawender, J.; Johnstone, D.; Kirk, H.; Goodman, A., The Perseus Cloud , in Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications , vol. 4, dicembre 2008, p. 308, ISBN 978-1-58381-670-7 .

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 , 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

Oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 1º giugno 2011 — 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=Nube_di_Perseo&oldid=118633074 "