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

Regiunea formatoare de stele a nebuloaselor Inimii și Sufletului

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Regiunea formatoare de stele a nebuloaselor Inimii și Sufletului
Regiunea H II
IC1805-IC1848.jpg
Nebuloasele Inimii și Sufletului (credit: Margaro)
Date observaționale
( epoca J2000 )
Constelaţie Cassiopeia
Ascensiunea dreaptă 02 h 40 m : [1]
Declinaţie 61: [1]
Coordonatele galactice l = 136 °
b = + 1 °
Distanţă 6800 până la [1]
(2100 buc ) [1]
Magnitudine aparentă (V) -
Dimensiunea aparentă (V) 5 ° x 5 °
Caracteristici fizice
Tip Regiunea H II
Galaxia apartenenței calea Lactee
Caracteristici relevante Nebuloasele care fac parte dintr-o singură structură
Alte denumiri
NGC 896 / W3; IC 1805 / W4; IC 1848 / W5 [1]
Hartă de localizare
Regiunea formatoare de stele a nebuloaselor Inimii și Sufletului
Cassiopeia IAU.svg
Categoria regiunilor H II

Coordonate : Carta celeste 02 h 40 m 00 s , + 61 ° 00 ′ 00 ″

Regiunea de formare a stelelor a Nebuloaselor Inimii și Sufletului (cunoscută și sub numele de Complex W3 / W4 / W5 ) este un complex nebulos mare, vizibil în direcția constelației Cassiopeia , în care au loc fenomene intense de formare a stelelor ; locația sa fizică în Calea Lactee se află în Brațul lui Perseu , una dintre brațele principale ale galaxiei noastre, la aproximativ 6800 de ani lumină de Pământ . [1]

În ciuda distanței mari, observarea și studiul său sunt facilitate de faptul că pe linia sa vizuală nu există întunecări datorate prafului întunecat , făcând astfel determinarea unui număr mare de structuri, din grupuri , deosebit de simple și eficiente. -Masa stele la stele cu masă mică și surse bine învăluită în nebulozitate; datorită acestei ușurințe de observare este, de asemenea, posibil să se studieze relațiile dintre stelele de mare masă și mediul interstelar înconjurător, procesele actuale de formare a stelelor și, de asemenea, urmele fenomenelor trecute, permițând astfel trasarea modelelor evolutive ale complexelor moleculare de nebuloase mari. Mai mult, datorită prezentării sale generale, este posibil să se studieze structuri mari, cum ar fi superbule și dinamica lor, precum și să se determine cu ușurință grosimea brațului lui Perseus în punctul în care este situat complexul. [1]

Cea mai studiată regiune a complexului este cea numită W3, unde au loc cele mai intense procese de formare; după Nebuloasa Orion , W3 este cea mai studiată nebuloasă din bolta cerească [1], în special din anii 1980 .

Observare

Harta regiunii cerului în care complexul nebuloaselor Inimă și Suflet este observabil.

Regiunea nebuloaselor Inimă și Suflet este situată în direcția uneia dintre cele mai nordice zone ale Căii Lactee , foarte adânc în emisfera nordică, în constelația Cassiopeia. Cei doi nori principali nu sunt observabili nici cu ochiul liber, nici cu ajutorul binoclului ; pentru a le putea identifica optic aveți nevoie de instrumente cu măriri mai mari de 100 și un cer foarte senin și întunecat. Un filtru UHC permite obținerea unui contrast mai mare, cu care este, de asemenea, posibil să se vadă structurile filamentoase adăpostite în ambele nebuloase. Poziția lor este la aproximativ 5 ° nord de faimosul Cluster Dublu al Perseu . [2]

Fiind la o declinație foarte nordică, în jurul valorii de 61 ° N, nebuloasele sunt circumpolare din cea mai mare parte a emisferei nordice ; constelația Cassiopeia este una dintre cele mai clasice figuri ale serilor boreale de toamnă și apare la zenit în Canada , Europa de Nord și Rusia . Cu toate acestea, din emisfera sudică , viziunea este foarte penalizată și pentru majoritatea regiunilor sale rămâne întotdeauna sub orizont, fără a se arăta niciodată. [2] [3]

Complexul nebulos este situat în brațul lui Perseu , astfel distanța înseamnă că chiar și steaua ei mai strălucitoare este observabilă doar cu binoclu puternic sau cu un telescop mic; asociat cu norii există un număr mare de stele începând de la magnitudinea a zecea, plus câteva clustere deschise compuse în principal din stele fierbinți și albastre , cu o vârstă foarte fragedă. [1]

În epocile precesionale

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

Datorită fenomenului cunoscut sub numele de precesiune a echinocțiilor , coordonatele cerești ale stelelor și ale constelațiilor pot varia semnificativ, în funcție de distanța lor față de polii nord și sud ai eclipticii . [4] [5]

Întinderea Căii Lactee din partea de est a constelației Cassiopeia este situată la aproximativ 2 ore de ascensiune dreaptă , ceea ce este echivalent cu punctul în care ecliptica , după ce a intersectat ecuatorul ceresc ( echinocțiul ), continuă spre nord; intersecția de 18h cu ecliptica corespunde solstițiului din 22 decembrie, cea de 6h cu solstițiul de 21 iunie.

În această fază precesională, complexul Cassiopeia tinde să ia declinări din ce în ce mai nordice. [6] Când, în aproximativ 4000 de ani, complexul va fi la 6h de ascensiune dreaptă, va ajunge în punctul cel mai nordic: cu acea ocazie, va fi, așa cum se vede în imaginea din lateral, în punctul cel mai apropiat de polul nord ceresc , deoarece acesta din urmă va fi în direcția constelației din apropiere a Cefeu .

Structura și regiunile H II

În regiune, au fost descoperite 34 de surse IRAS care au un echivalent cu infraroșu îndepărtat; 11 dintre acestea sunt situate până la o distanță de 100 parsec (buc) de regiunea complexului molecular și au o masă medie relativ scăzută de aproximativ 130 de mase solare (M ☉ ) . Trei dintre acești nori sunt asociați cu stele din clasa O sau B, în timp ce restul de opt constituie un grup de stele. Sunt cunoscute și 19 grupuri de stele, care conțin aproximativ 1600 de stele în total cu magnitudini cuprinse între 11,5 și 17,5; printre aceste grupuri există cinci deosebit de bogate, care singure conțin aproximativ jumătate din populația stelară detectată. [7]

W3

Regiunea W3, una dintre cele mai studiate regiuni de formare a stelelor de pe cer.

Regiunea W3, catalogată și ca NGC 896, este cea mai mică și cea mai vestică a sistemului; este un complex nebulos format din diverse secțiuni, catalogate ca W3 Nord, W3 Principal și W3 (OH), a căror masă, adunată împreună, este echivalentă cu aproximativ 70.000 M ☉ . W3 Nord cuprinde cea mai nordică secțiune a norului, W3 Main coincide cu cea mai strălucitoare parte din vest și W3 (OH) este regiunea întunecată situată chiar la sud-est de W3 Main. Întregul complex are o formă de coajă, în interiorul căreia se află norii NGC 896 și IC 1795 , care emit lumină vizibilă . [1]

NGC 896 este una dintre cele mai strălucitoare densități nebuloase, situată pe sectorul vestic al norului, dar nu prezintă concentrații de stele bine definite; IC 1795, pe de altă parte, este înconjurat pe laturile nordice și sudice de asociații de stele tinere, aparținând sectoarelor W3 Main și respectiv W3 (OH). Steaua centrală dominantă a IC 1795 este o pitică albastră pe secvența principală , catalogată ca BD + 61 ° 411, cu o magnitudine aparentă de 10,28 și o clasă spectrală O6,5V; [8] în plus față de aceasta există alte trei stele din clasa O și B. Vârsta lor, calculată prin modele evolutive stelare după determinarea poziției lor în diagrama HR , este cuprinsă între 3 și 5 milioane de ani, o „vârstă intermediară între aproximativ 6 -20 milioane de ani ai structurii cochiliei care închide complexul și 1 milion de ani, care este vârsta celor mai tinere stele încă învăluite în nebulozitatea regiunilor compacte W3 Nord, Main și (OH). [9]

Regiunea principală W3, în special, este unul dintre cele mai studiate locuri unde are loc formarea stelelor de mare masă, după cea a Orionului ; este una dintre cele mai dense și mai bogate zone din regiunile H II pe o rază de 2000 parsec de Soare , care găzduiesc și ascund o tânără asociere de stele albastre, care ionizează norii reziduali de gaze cu radiația lor. Putem distinge mai multe regiuni distincte, toate catalogate cu litere mari ale alfabetului latin : W3H, W3J și W3K sunt regiuni dispersate, W3A, W3B și W3D sunt regiuni compacte și W3C, W3E, W3F și W3G sunt regiuni ultra-compacte; la acestea se adaugă opt regiuni hipercompacte, cu un diametru real de aproximativ 0,01 buc, echivalent vizual cu mai puțin de 1 secundă de arc . [10] Imaginile luate la diferite lungimi de undă , cum ar fi în vizibil, în Hα și la alte lungimi, arată prezența unui jet de emisie provenind de la W3 Main care pare să iasă din norul molecular care îl înconjoară. [11] Stelele de excitare ale acestor regiuni minore au fost în mare parte identificate, prin observații făcute la diferite lungimi de undă, inclusiv unde radio : sunt stele de clasa O.

W4 (Nebuloasa Inimii)

Nebuloasa Inimii, cea mai mare din complex în lumină vizibilă.

W4, cunoscută și sub numele de Nebuloasa Inimii datorită formei sale cu doi lobi, are, de asemenea, o structură de coajă și este cea mai mare dintre cele trei nebuloase principale din complex; în centrul său se află clusterul deschis IC 1805 , denumire cu care este uneori indicată întreaga nebuloasă asociată cu aceasta. De fapt, IC 1805 constituie partea centrală a marii asociații Cassiopeia OB6; cele mai strălucitoare stele din grup sunt pitici albastri, dintre care 24 au o masă mai mare de 10 M ☉ , cu o vârstă cuprinsă între 1 și 3 milioane de ani. Printre aceste stele albastre există 9 din clasa spectrală O, închise într-o rază de aproximativ 10 buc, în timp ce raza totală a clusterului deschis este de aproximativ 18 buc. [12] Dintre aceste stele de clasa O, s-a descoperit prin intermediul vitezei radiale și a studiilor curbei Gauss că 6 sunt stele duble ; printre acestea se numără unul, HD 15558 , care pare a fi o triplă stea . [13]

Mai multe episoade de formare a stelelor sunt active în apropierea nebuloasei; folosind imagini obținute în „ Hα s-a descoperit o super-bulă care se extinde constând din extensie de hidrogen ionizată mai mult de 1.200 de PC-uri și care iese din planul galactic , a cărui vârstă, de aproximativ 10-20 milioane de ani, este faptul că un'indicatrice a apărut ca rezultat a acțiunii vântului stelar a unei prime generații de stele masive. [14] Din această regiune ies peste 30 de nori și globule moleculare dispersate în spațiul înconjurător, așa cum s-a văzut mai sus, a căror prezență sugerează că odată în regiune a existat un nor molecular gigant , care s-a dizolvat ulterior datorită unui prim episod intens de formare stelară. [7]

W5 (Nebuloasa Sufletului)

Nebuloasa Sufletului; nordul este în stânga jos.

W5, cunoscută și sub numele de Nebuloasa Sufletului sau Nebuloasa Embrion datorită aspectului său, apare în lumina vizibilă ca un nor separat fizic de complexul W3-W4; are o formă alungită în direcția est-vest și conține în interiorul său asocierea stelelor OB catalogate ca IC 1848 . Norul, care are o formă structurală de coajă ca cele precedente, poate fi împărțit în două secțiuni, indicate ca W5-E și W5-W, respectiv extinse cu 35 și 52 buc. W5-E este secțiunea estică și conține o stea din clasa O7V (o pitică albastră foarte fierbinte), BD + 59 ° 0578, al cărei vânt stelar pare a fi suficient de puternic pentru a ioniza întreaga regiune în care se află; W5-W, secțiunea vestică, conține în schimb patru stele din clasa O, dar pot exista și altele în partea de est a regiunii, care nu pot fi observate deoarece sunt complet ascunse de norii densi. [15] Cel puțin două dintre aceste stele sunt de fapt sisteme stelare: BD + 59 ° 553 este o stea triplă, în timp ce BD + 59 ° 552 este un sistem cu patru stele. [16] Punctul de intersecție dintre cele două părți ale sistemului poartă inițialele IC 1871 .

Distribuția obiectelor stelare tinere , pe de altă parte, este concentrată în special la 5 buc în marginea învelișului de gaz ionizat; scara de timp de aproximativ 0,5-1 milioane de ani, derivată din interacțiunea dintre regiunea H II în expansiune și densitățile în care se află tinerele obiecte stelare, sugerează că expansiunea aceleiași regiuni a gazului ionizat a favorizat formarea de stele noi. [15]

Fenomene de formare a stelelor

granița dintre W5-E și W5-W, o secțiune a Nebuloasei Sufletului.

Regiunea W3 găzduiește cele mai importante fenomene de formare a stelelor, care au fost probabil induse de un front de ionizare provenind din regiunea adiacentă a Nebuloasei Inimii (W4); conform acestei teorii, prima locație de formare a stelelor în W3 ar fi fost în W3 Main, care la rândul său a declanșat formarea în W3 (OH) și W3 Nord. [7] [17] Conform altor teorii, pe de altă parte, nu există relații cauză-efect între fenomenele de formare observate. [7]

În 2005 s- a observat că regiunile W3 și W4 prezentau semne de evenimente consecutive de formare a stelelor; evenimentul declanșator a avut loc în Nebuloasa Inimii (W4) cu aproximativ 6-10 milioane de ani în urmă și a fost foarte energic, dovadă fiind prezența unei superbule în expansiune extinsă considerabil spre nord. Apoi, acum aproximativ 2,5 milioane de ani, a avut loc al doilea fenomen de formare, responsabil pentru formarea superbulei actuale; toate aceste evenimente, împreună cu vântul stelar al stelelor nou-născute de masă mai mare, radiațiile ultraviolete și exploziile ulterioare ca supernove ar fi provocat activarea fenomenelor de formare a stelelor în regiunea W3, într-o perioadă de timp cuprinsă între 3 și 5 milioane de ani în urmă. Nebuloasa W3 însăși s-ar fi format ca urmare a acestor evenimente, în care a avut loc al treilea val de formare a stelelor, care este încă în desfășurare. [9] Cu toate acestea, rămân îndoieli cu privire la natura scenariului în care au avut loc fenomenele, datorită datelor discordante furnizate de Chandra. [1]

Fenomenele reziduale de formare a stelelor noi pot fi încă active pe marginile superbulei în expansiune a W4 și în interiorul W4, cauzate de comprimarea gazelor din frontul de ionizare provenind de la cele mai masive stele din regiune; printre acestea se numără sursa IRAS catalogată ca IRAS 02310 + 6133, plus câteva stele tinere care prezintă emisii de Hα. [18] Un alt loc de formare probabilă a stelelor coincide cu un nor mic situat la sud-est de superbubble, unde se găsește sursa IRAS 02327 + 6019; norul ar fi putut suferi efectul comprimării frontului de ionizare provenit de la clusterul IC 1805. [7] Un argument similar este valabil pentru IRAS 02252 + 6120 și pentru alți nori cu masă mică care ar putea da naștere la obiecte cu masă foarte mare mici, ca niște pitici maronii sau chiar obiecte mai mici, cu o masă egală cu cea a unei planete . [19]

Pe nebuloasa W5, pe de altă parte, sunt cunoscute cinci situri unde a avut loc formarea de stele, dintre care doar unul este de fapt situat în cadrul complexului de nebuloase; [7] aceste fenomene sunt cauzate de acțiunea clusterului IC 1848, situat în centrul complexului. [15] În cadrul mai multor nori localizați în cele două secțiuni W5-W și W5-E există grupuri de stele cu emisii de Hα, printre care se remarcă norul AFGL 4029. [20] Distribuția regiunilor de formare a stelelor în Final, W5 diferă de cea observată în W3: de fapt, în timp ce în W3, grupurile tinere deschise și protostele de masă mare sunt situate în spatele norului, în W5, formarea de noi stele a avut loc în principal pe partea norilor expuși direct la radiațiile ultraviolete observabile. [1]

Formarea stelelor în W3 Main și W3 (OH)

Detaliul regiunii principale W3, în partea de vest a W3.

Fenomenele de formare a stelelor din W3 sunt indicate de prezența unui număr mare de surse infraroșii , care prezintă caracteristici diferite tipice prezenței unor astfel de fenomene, cum ar fi maserele OH asociate cu sursele catalogate ca IRS 4 și IRS 5, maser de apă asociat cu IRS 5 și jeturile bipolare din jurul ambelor surse. [21] IRS 4 și IRS 5 sunt surse infrarosii compacte foarte luminoase; prima este asociată cu regiunea ultra compactă H II catalogată ca W3 C și regiunea hipercompactă W3 Ca, o subregiune a celei anterioare, în timp ce a doua apare în raport cu regiunea hipercompactă W3 M. [10]

IRS 5 este regiunea în care formarea stelelor de masă mare pare a fi cea mai activă; în interiorul său sunt cunoscute două surse de unde radio încă din anii optzeci , care coincid cu cele două regiuni H II hipercompacte W3B și W3D2 având o rază mai mică de 240 UA și conținând stele tinere în interiorul lor. [22] La aceste două surse, foarte apropiate una de alta, se adaugă și a treia, descoperită în 2005 , care arată și semnele prezenței stelelor înfășurate în nebulozitatea densă a unei regiuni H II hipercompacte; acest set de regiuni H II, împreună cu alte patru detectate în observații la 2.22 μm și incluse într-un spațiu cu diametrul de 6000 UA, ar sugera formarea unui grup de stele cu masă mare cu caracteristici similare grupului de binecunoscut Trapez , în Nebuloasa Orion . [23]

În W3 (OH) fenomenele de formare a stelelor sunt mai puțin active decât în ​​W3 Main; în interior sunt însă cunoscuți maserii, care indică prezența activităților de formare în vremuri foarte recente. Regiunea poate fi rezolvată în două centre de formare stelară de mare masă, separate de 7 "una de cealaltă, echivalentă cu 0,07 buc; unul dintre acestea este dominat de maser OH și și-a dat numele întregii regiuni W3 (OH), [24] în timp ce al doilea pare a fi dominat de masers de apă. [25] În regiunea dominată de masers OH există o regiune ultra compactă H II cu o formă de coajă și un diametru de doar 0,012 buc, ale cărei caracteristici fac să credem că sursa de ionizare este o stea din clasa spectrală O7; [26] această stea ar putea coincide cu sursa puternică de raze X descoperită în 2008 , provenind dintr-unul dintre cele mai dense sectoare din regiune. [27] Dinamica regiunii este printre cel mai cunoscut și cel mai studiat, din aceste dinamici am urmărit înapoi la o vârstă cinematică a structurii coajei de aproximativ 2300 de ani. Cu toate acestea, expansiunea sa nu pare a fi uniformă. [28]

Stele cu masă mare care formează clusterul IC 1805, în centrul W4.

Regiunea maser de apă pare a fi un stadiu incipient în formarea stelelor cu masă mare; de fapt, în acest sector nu există o regiune H II, adică o bancă de gaz ionizată de radiația stelelor tinere asociate, ci unele surse care arată prezența unui gaz molecular foarte compact și fierbinte. [29] [30] În partea cea mai densă a regiunii există protostele de mare masă. [31]

Regiunile W4 și W5, în comparație cu W3, sunt foarte puțin studiate din punctul de vedere al fenomenelor de formare a stelelor, în special pentru stelele de mare masă.

Stele cu masă mică

Stelele cu masă redusă din regiunile W3, W4 și W5 sunt organizate într-un număr mare de clustere, care au fost detectate prin studii efectuate în principal în banda infraroșu apropiat. Printre aceste grupuri există una compusă din optzeci de stele incluse într-un diametru de aproximativ 20 de secunde de arc în jurul regiunii IRS 5, în W3 Main; în jurul grupului există, de asemenea, un halou foarte mare compus din stele cu o masă similară. [32] Majoritatea acestor stele au fost identificate prin intermediul imaginilor furnizate de Observatorul cu raze X Chandra . [27]

Regiunile din jurul complexelor de nebuloase W3 Main și W3 (OH) par a găzdui, de asemenea, stele cu masă scăzută și protostele, ca în sectorul de nord-est al W3 (OH), unde există două grupuri mici de stele tinere identificate de Chandra; [27] Alte grupuri cu componente care prezintă exces de radiații infraroșii au fost descoperite deTelescopul Spațial Spitzer într-o zonă din jurul IC 1795, din care fac parte probabil. În plus, sunt cunoscute 16 obiecte de clasa I (protostele) și 33 de obiecte de clasa II (stele cu un disc de acumulare ), dintre care unele sunt plasate în poziții izolate, iar altele grupate în grupuri mici. [33]

Mediul inconjurator

Harta care evidențiază superbula care se extinde spre nord de la W4.

Mediul din jurul regiunii este profund afectat de influența fenomenelor de formare a stelelor din trecut și prezent; un număr mare de structuri galactice sunt de fapt legate direct de prezența complexului nebulos. În special, regiunea care înconjoară W4 a fost studiată în detaliu datorită prezenței unei super bule gigantice care se extinde spre nord, mult deasupra planului galactic ; această bulă, catalogată drept Ced 8 , a fost poreclită Coș de fum Perseus (literalmente „Coș de fum de Perseu”) datorită formei sale aparent deschise către latitudinile galactice cele mai nordice și a fost descoperită abia spre sfârșitul anilor nouăzeci , prin intermediul imaginilor luate în banda 'hidrogen neutru (HI) și apoi în Hα. [34] [35] Partea în care gazul este mai dens este identificabilă în sectorul cel mai în contact cu complexul nebulos al W4, în timp ce pe măsură ce se ridică la latitudini galactice tot mai mari, gazul devine mai rarefiat, iar bula presupune o „U "formă, doar aparent deschisă către marginea exterioară; diametrul maxim în acest moment este de aproximativ 115 buc (375 in). [34] Un studiu din 2007 a arătat că partea superioară a superbulei are un perete subțire și, prin urmare, nu a evoluat încă într-un Coș de fum (o deschidere a mediului interstelar care din regiunile situate pe planul galactic ajunge la marginile disc galactic , care se deschide spre exterior), dar probabil ar fi în curs de evoluție în acea structură. [36] Vârsta sa, obținută prin modele ale dinamicii sale, a fost indicată ca 2,5 milioane de ani, care se încadrează în intervalul de timp cuprins între 1 și 3 milioane de ani, care pare a fi vârsta grupului IC 1805. [37]

În interiorul superbulei există câțiva nori moleculari mici, printre care sunt doi cu o masă mai mare decât ceilalți și cu un aspect cometar , conferit de acțiunea radiațiilor ultraviolete provenite de la stelele de masă mare ale clusterului IC 1805; vârsta lor ar fi de aproximativ 4 milioane de ani. [34] Norii mai mici prezenți pe latura de est a clusterului se găsesc în suprapunere cu o deformare a superbulei, care în acest moment ar fi încetinit expansiunea sa tocmai datorită prezenței acestor clustere. O parte din energia care a contribuit la extinderea superbulei ar putea proveni din explozia unei supernove cu aproximativ 1,7 milioane de ani în urmă, a cărei restul se găsește în steaua binară cu raze X cu masă mare LS I + 61 ° 303, format dintr-o stea Be și o stea neutronică sau poate o gaură neagră ; [38] mișcarea corectă a acesteia sugerează că este o stea fugară evacuată din grupul central datorită exploziei supernei. În momentul exploziei, steaua progenitoare ar fi trebuit să aibă o masă deosebit de mare, având în vedere ciclul său de viață foarte scurt derivat din epoca generației de stele IC 1805; în mod alternativ, steaua s-ar fi putut forma în timpul unui ciclu de formare a stelei anterior celui care a dat naștere grupului. [39]

Un al doilea rămășiț de supernova a fost situat la aproximativ 1 ° vest de W3 și a fost catalogat ca HB 3; bula a fost descoperită în continuumul radio și viteza sa radială sugerează că interacționează cu complexul de nebuloase W3. [40]

Asociația Cassiopeia OB6

Imagine cartografiată a constelației Cassiopeia, evidențiind structurile complexului de pe brațul lui Perseu; Cassiopeia OB6 se află pe marginea stângă, împreună cu nebuloasele (marcate cu roșu). Informațiile sunt preluate din publicația Distribuția spațiului și cinematica supergigantelor .
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: asocierea OB .

O asociație OB este o asociație stelară recent formată care conține zeci de stele masive din clasa spectrală O și B, care este albastră și foarte fierbinte; se formează împreună în nori moleculari gigantici, al căror gaz rezidual, odată cu formarea stelelor, este suflat de vântul stelar puternic. [41] În câteva milioane de ani, majoritatea celor mai strălucitoare stele din asociație explodează ca superne , în timp ce stelele mai mici supraviețuiesc mult mai mult, având o masă mai mică. Se crede că majoritatea stelelor din galaxia noastră au aparținut inițial asociațiilor OB. [41] Paradoxal, este mai ușor să cunoaștem asociațiile OB ale altor galaxii decât ale noastre, datorită prezenței norilor întunecați care maschează majoritatea obiectelor din interiorul Căii Lactee. [42]

Cassiopeia OB6 este o vastă și strălucită asociație OB, care se întinde pe câteva sute de ani lumină și cuprinde mai multe obiecte, cum ar fi Nebuloasele Inimii și Sufletului, grupurile deschise asociate cu IC 1805 și IC 1848, norul IC 1795, Sh2-196 și Sh2 - 201 și rămășița de supernovă HB 3. [43] Conexiunea dintre toate aceste obiecte a fost ipotezată pentru prima dată în anii 1950 , când s-a teoretizat existența unei asociații de stele tinere și fierbinți care excitau gazele din regiune; observațiile unor cochilii mari de hidrogen neutru din apropierea acestor stele fierbinți au sugerat o interacțiune între stele și mediul interstelar local. [43] Cas OB6 apare, de asemenea, în legătură cu una dintre cele mai extinse și mai strălucitoare asociații OB ale Căii Lactee, Asociația Perseus OB1, căreia îi aparțin și stelele Clusterului Dublu al Perseu. [44]

Formarea stelelor strălucitoare observabile în regiune a început în regiunea Nebuloasei Inimii în urmă cu aproximativ trei milioane de ani; vârsta ar putea fi calculată prin distribuirea acelorași stele pe diagrama HR. Timpul de expansiune al anvelopei de gaz W4 este, de asemenea, de aproximativ trei milioane de ani, care are o rază de 35 parsec, ceea ce ar avea deci o vârstă comparabilă cu asocierea; balonul HB 3 ar fi fost în schimb cauzat de explozia unei supernove care a avut loc în interiorul Cas OB6 în sine, care este de fapt mult mai tânără și efectul său asupra norilor neutri de hidrogen din jur este mult mai mic decât W4. [43]

Unele stele din clasa O aparținând asociației au fost studiate în 2006 pentru a determina orice multiplicitate; dintre acestea, cinci au prezentat variații ale vitezei radiale în raport cu mișcarea orbitală , printre care se remarcă tripla spectroscopică HD 17505A, care împreună cu HD 17505B constituie un sistem de patru stele cu o masă totală de aproximativ 100 M ⊙ , binarul o eclipsă DN Cas și două binare cu perioade mai mari de cinci ani. La acestea se adaugă alte două stele a căror multiplicitate este cunoscută; ca rezultat, șapte din paisprezece stele de clasă O din asociație (50%) se dovedesc a fi cel puțin duble, un procent în concordanță cu cel al altor asociații similare. [16]

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i j k l Megeath, ST; Townsley, LK; Oey, MS; Tieftrunk, AR, Formarea stelelor cu masă mică și înaltă în regiunile W3, W4 și W5 ( PDF ), vol. 1, Handbook of Star Forming Regions, Volumul I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, Bo Reipurth, decembrie 2008, p. 24, ISBN 978-1-58381-670-7 .
  2. ^ a b Come si evince da: Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  3. ^ Una declinazione di 61°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 29°; il che equivale a dire che a nord del 29°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 29°S l'oggetto non sorge mai.
  4. ^ La precessione , su www-istp.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 30 aprile 2008 .
  5. ^ Corso di astronomia teorica - La precessione , su astroarte.it . URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2008) .
  6. ^ Per determinare ciò è sufficiente analizzare le due coordinate fornite dal SIMBAD per gli equinozi vernali del 1950 e del 2000 , per un oggetto qualunque appartenente a questa costellazione.
  7. ^ a b c d e f Carpenter, John M.; Heyer, Mark H.; Snell, Ronald L., Embedded Stellar Clusters in the W3/W4/W5 Molecular Cloud Complex , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 130, n. 2, ottobre 2000, pp. 381-402, DOI : 10.1086/317352 . URL consultato il 10 ottobre 2009 .
  8. ^ Mathys, G., The upper main sequence of OB associations. II - The single-lined O stars: Spectral classification of northern stars and lines of C and N , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 81, n. 2, dicembre 1989, pp. 237-252. URL consultato il 9 ottobre 2009 .
  9. ^ a b Oey, MS; Watson, Alan M.; Kern, Katie; Walth, Gregory L., Hierarchical Triggering of Star Formation by Superbubbles in W3/W4 , in The Astronomical Journal , vol. 129, n. 1, gennaio 2005, pp. 393-401, DOI : 10.1086/426333 . URL consultato il 9 ottobre 2009 .
  10. ^ a b Tieftrunk, AR; Gaume, RA; Claussen, MJ; Wilson, TL; Johnston, KJ, The H II/molecular cloud complex W3 revisited: imaging the radio continuum sources using multi-configuration, multi-frequency observations with the VLA. , in Astronomy and Astrophysics , vol. 318, febbraio 1997, pp. 931-946. URL consultato il 12 ottobre 2009 .
  11. ^ Dickel, HR; Harten, RH; Gull, TR, A comparison of high resolution optical and radio observations of W3 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 125, n. 2, settembre 1983, pp. 320-332. URL consultato il 12 ottobre 2009 .
  12. ^ Massey, Philip; Johnson, Kelsey E.; Degioia-Eastwood, Kathleen, The Initial Mass Function and Massive Star Evolution in the OB Associations of the Northern Milky Way , in Astrophysical Journal , vol. 454, novembre 1995, p. 151, DOI : 10.1086/176474 . URL consultato il 9 ottobre 2009 .
  13. ^ De Becker, M.; Rauw, G.; Manfroid, J.; Eenens, P., Early-type stars in the young open cluster IC 1805. II. The probably single stars HD 15570 and HD 15629, and the massive binary/triple system HD 15558 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 456, n. 3, settembre 2006, pp. 1121-1130, DOI : 10.1051/0004-6361:20065300 . URL consultato il 9 ottobre 2009 .
  14. ^ Reynolds, RJ; Sterling, NC; Haffner, LM, Detection of a Large Arc of Ionized Hydrogen Far above the Cassiopeia OB6 Association: A Superbubble Blowout into the Galactic Halo? , in The Astrophysical Journal , vol. 558, n. 2, settembre 2001, pp. L101-L104, DOI : 10.1086/323638 . URL consultato il 10 ottobre 2009 .
  15. ^ a b c Karr, JL; Martin, PG, Triggered Star Formation in the W5 H II Region , in The Astrophysical Journal , vol. 595, n. 2, ottobre 2003, pp. 900-912, DOI : 10.1086/376590 . URL consultato l'11 ottobre 2009 .
  16. ^ a b Hillwig, Todd C.; Gies, Douglas R.; Bagnuolo, William G., Jr.; Huang, Wenjin; McSwain, M. Virginia; Wingert, David W., Binary and Multiple O-Type Stars in the Cassiopeia OB6 Association , in The Astrophysical Journal , vol. 639, n. 2, marzo 2006, pp. 1069-1080, DOI : 10.1086/499771 . URL consultato l'11 ottobre 2009 .
  17. ^ Thronson, HA, Jr.; Campbell, MF; Hoffmann, WF, The large-scale far-infrared structure of W3 and W4 , in Astrophysical Journal , vol. 239, luglio 1980, pp. 533-539, DOI : 10.1086/158138 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  18. ^ Heyer, Mark H.; Brunt, Christopher; Snell, Ronald L.; Howe, John; Schloerb, FP; Carpenter, John M.; Normandeau, M.; Taylor, AR; Dewdney, PE; Cao, Y.; Terebey, S.; Beichman, CA, A Massive Cometary Cloud Associated with IC 1805 , in Astrophysical Journal Letters , vol. 464, giugno 1996, pp. L175, DOI : 10.1086/310099 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  19. ^ Gahm, GF; Grenman, T.; Fredriksson, S.; Kristen, H., Globulettes as Seeds of Brown Dwarfs and Free-Floating Planetary-Mass Objects , in The Astronomical Journal , vol. 133, n. 4, aprile 2007, pp. 1795-1809, DOI : 10.1086/512036 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  20. ^ Ogura, Katsuo; Sugitani, Koji; Pickles, Andrew, Hα Emission Stars and Herbig-Haro Objects in the Vicinity of Bright-rimmed Clouds , in The Astronomical Journal , vol. 123, n. 5, maggio 2002, pp. 2597-2626, DOI : 10.1086/339976 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  21. ^ Hasegawa, Tatsuhiko I.; Mitchell, George F.; Matthews, Henry E.; Tacconi, Linda, Submillimeter observations of CO in the W3 core , in Astrophysical Journal , vol. 426, n. 1, maggio 1994, pp. 215-233, DOI : 10.1086/174056 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  22. ^ van der Tak, FFS; Tuthill, PG; Danchi, WC, Subarcsecond mid-infrared and radio observations of the W3 IRS5 protocluster , in Astronomy and Astrophysics , vol. 431, n. 3, marzo 2005, pp. 993-1005, DOI : 10.1051/0004-6361:20041595 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  23. ^ Megeath, ST; Wilson, TL; Corbin, MR, Hubble Space Telescope NICMOS Imaging of W3 IRS 5: A Trapezium in the Making? , in The Astrophysical Journal , vol. 622, n. 2, aprile 2005, pp. L141-L144, DOI : 10.1086/429720 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  24. ^ Norris, RP; Booth, RS; Davis, RJ, Accurate measurements of the positions of OH maser sources , in Royal Astronomical Society , vol. 190, gennaio 1980, pp. 163-167. URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  25. ^ Forster, JR; Welch, WJ; Wright, MCH, Accurate H2O source positions in W3 , in Astrophysical Journal , vol. 215, agosto 1977, pp. L121-L125, DOI : 10.1086/182493 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  26. ^ Dreher, JW; Welch, WJ, Discovery of shell structure in the ultracompact H II region W3/OH/ , in Astrophysical Journal , vol. 245, maggio 1981, pp. 857-865, DOI : 10.1086/158861 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  27. ^ a b c Feigelson, Eric D.; Townsley, Leisa K., The Diverse Stellar Populations of the W3 Star-forming Complex , in The Astrophysical Journal , vol. 673, n. 1, gennaio 2008, pp. 354-362, DOI : 10.1086/524031 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  28. ^ Keto, ER; Welch, WJ; Reid, MJ; Ho, PTP, Line broadening in the W3(OH) champagne flow , in Astrophysical Journal , vol. 444, n. 2, maggio 1995, pp. 765-769, DOI : 10.1086/175649 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  29. ^ Turner, JL; Welch, WJ, Discovery of a young stellar object near the water masers in W3(OH) , in Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor (ISSN 0004-637X) , vol. 287, dicembre 1984, pp. L81-L84, DOI : 10.1086/184403 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  30. ^ Chen, Huei-Ru; Welch, William J.; Wilner, David J.; Sutton, Edmund C., A High-Mass Protobinary System in the Hot Core W3(H 2 O) , in The Astrophysical Journal , vol. 639, n. 2, marzo 2006, pp. 975-990, DOI : 10.1086/499395 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  31. ^ Wilner, DJ; Welch, WJ; Forster, JR, Sub-Arcsecond Imaging of W3(OH) at 87.7 GHz , in Astrophysical Journal Letters , vol. 449, agosto 1995, pp. L73, DOI : 10.1086/309622 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  32. ^ Megeath, ST; Herter, T.; Beichman, C.; Gautier, N.; Hester, JJ; Rayner, J.; Shupe, D., A dense stellar cluster surrounding W3 IRS 5. , in Astronomy and Astrophysics , vol. 307, marzo 1996, pp. 775-790. URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  33. ^ Ruch, Gerald T.; Jones, Terry J.; Woodward, Charles E.; Polomski, Elisha F.; Gehrz, Robert D.; Megeath, ST, Spitzer Observations of the Giant Molecular Cloud W3 , in The Astrophysical Journal , vol. 654, n. 1, gennaio 2007, pp. 338-346, DOI : 10.1086/508856 . URL consultato il 13 ottobre 2009 .
  34. ^ a b c Normandeau, M.; Taylor, AR; Dewdney, PE, The Dominion Radio Astrophysical Observatory Galactic Plane Survey Pilot Project: The W3/W4/W5/HB 3 Region , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 108, gennaio 1997, p. 279, DOI : 10.1086/312957 . URL consultato il 14 ottobre 2009 .
  35. ^ Dennison, Brian; Topasna, Gregory A.; Simonetti, John H., Detection in H alpha of a Supershell Associated with W4 , in Astrophysical Journal Letters , vol. 474, gennaio 1997, pp. L31, DOI : 10.1086/310427 . URL consultato il 14 ottobre 2009 .
  36. ^ West, Jennifer L.; English, Jayanne; Normandeau, Magdalen; Landecker, TL, The Fragmenting Superbubble Associated with the H II Region W4 , in The Astrophysical Journal , vol. 656, n. 2, febbraio 2007, pp. 914-927, DOI : 10.1086/510609 . URL consultato il 14 ottobre 2009 .
  37. ^ Basu, Shantanu; Johnstone, Doug; Martin, PG, Dynamical Evolution and Ionization Structure of an Expanding Superbubble: Application to W4 , in The Astrophysical Journal , vol. 516, n. 2, maggio 1999, pp. 843-862, DOI : 10.1086/307125 . URL consultato il 14 ottobre 2009 .
  38. ^ Massi, M., LS I +61°303 in the context of microquasars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 422, luglio 2004, pp. 267-270, DOI : 10.1051/0004-6361:20047145 . URL consultato il 14 ottobre 2009 .
  39. ^ Mirabel, IF; Rodrigues, I.; Liu, QZ, A microquasar shot out from its birth place , in Astronomy and Astrophysics , vol. 422, luglio 2004, pp. L29-L32, DOI : 10.1051/0004-6361:200400016 . URL consultato il 14 ottobre 2009 .
  40. ^ Routledge, D.; Dewdney, PE; Landecker, TL; Vaneldik, JF, The structure of atomic and molecular gas in the vicinity of the supernova remnant HB3 , in Astronomy and Astrophysics , n. 2, luglio 1991, pp. 529-544. URL consultato il 14 ottobre 2009 .
  41. ^ 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 .
  42. ^ 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 .
  43. ^ a b c Braunsfurth, E., Neutral hydrogen in the CAS OB6 association , in Astronomy and Astrophysics , vol. 117, n. 2, gennaio 1983, pp. 297-304. URL consultato l'8 maggio 2009 .
  44. ^ Humphreys, RM, The space distribution and kinematics of supergiants , in Astronomical Journal , vol. 75, giugno 1970, p. 602, DOI : 10.1086/110995 . URL consultato l'8 maggio 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 ) 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 .

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 .
  • 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 .

Sulla regione Cuore e Anima

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

Argomenti generali

Argomenti specifici

Fenomeni correlati

Collegamenti esterni

Oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 19 maggio 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=Regione_di_formazione_stellare_delle_nebulose_Cuore_e_Anima&oldid=118625427 "