Regiunile formatoare de stele din Auriga

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Regiunile formatoare de stele din Auriga
Regiunea galactică
Aur.png
Constelația Auriga
Date observaționale
( epoca J2000 )
Constelaţie Auriu
Ascensiunea dreaptă 05 h 30 m : [1]
Declinaţie + 35 °: [1]
Coordonatele galactice l = 167 ° -180 °
b = -5 ° - + 5 °
Distanţă până la 20500 la [1]
(Până la 6300 buc ) [1]
Magnitudine aparentă (V) -
Dimensiunea aparentă (V) Întreaga constelație
Auriga
Caracteristici fizice
Tip Regiunea galactică
Galaxia apartenenței calea Lactee
Caracteristici relevante Diferite sisteme de nebuloase neomogene distribuite în mai multe brațe ale Căii Lactee
Hartă de localizare
Regiunile formatoare de stele din Auriga
Auriga IAU.svg
Categoria regiunilor galactice

Coordonate : Carta celeste 05 h 30 m 00 s , + 35 ° 00 ′ 00 ″

Regiunile de formare a stelelor din Auriga includ numeroși nori moleculari și regiuni extinse H II , vizibile în direcția constelației Auriga , situate la distanțe diferite și vizibile în această direcție una în spatele celeilalte, aproape una de alta doar pentru un efect de perspectivă. [1]

Toate aceste obiecte se află într-o longitudine galactică cuprinsă între 167 ° și 180 °, adică în direcția opusă centrului Căii Lactee , atunci când sunt privite din Sistemul Solar . Dintre acestea domină complexele nebuloase situate pe brațul lui Perseu , care în această direcție prezintă o densificare notabilă bogată în stele tinere fierbinți și masive adunate în unele asociații OB , în timp ce obiectele plasate pe brațul lui Orion sunt rare. [2] [3] Brațul lebedei , care este cel mai extern, în direcția Auriga este destul de subțire și discontinuu, dar conform celor mai recente studii este posibil să se distingă o îngroșare importantă în el, formată dintr-un OB strălucitor. asociație legată de marele complex cloud al IC 410 . [4]

Studiul planului Căii Lactee în direcția Auriga, deși dificil, s-a dovedit a fi util pentru cunoașterea și înțelegerea diferitelor caracteristici morfologice ale brațelor spirale externe în direcția opusă centrului galactic, cum ar fi distribuția extrem de neregulată a densități nebuloase și stelare. [4]

Observare

Harta părții central-sudice a constelației Auriga.

Regiunile de formare a stelelor din Auriga sunt situate în direcția opusă centrului Căii Lactee , într-o parte a acesteia care este parțial puternic întunecată și parțial, dimpotrivă, foarte bogată în câmpuri de stele; cu toate acestea, în ciuda întinderii mari a cerului implicată, foarte puțin este vizibil cu ochiul liber sau cu ajutorul unor instrumente mici dincolo de câmpurile stelelor menționate anterior și de unele grupuri deschise , printre care se află cele trei obiecte majore ale Auriga, catalogate de Charles. Messier : M36 , M37 și M38 . În plus față de acestea, este posibil să se observe, cu instrumente cu diametru mare, numeroase alte grupuri de stele; pe de altă parte, sistemele nebuloase mari sunt foarte evidente în fotografie. Partea de nord a Auriga, pe de altă parte, este destul de săracă în obiecte, iar Calea Lactee pare subțire și foarte întunecată.

Fiind la o declinare nordică, între 50 ° N și 25 ° N, constelația Auriga (și împreună cu ea regiunile sale nebuloase) domină majoritatea nopților boreale și este circumpolară din regiunile situate mai la nord; Auriga este una dintre cele mai clasice figuri ale serilor boreale de toamnă și iarnă, când apare la zenit din cea mai mare parte a Americii de Nord și din Europa , făcându-se vizibilă chiar până la sfârșitul primăverii. Cu toate acestea, din emisfera sudică, viziunea este penalizată și pentru majoritatea regiunilor sale rămâne întotdeauna destul de scăzută deasupra orizontului nordic. [5] [6]

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 . [7] [8]

Întinderea Căii Lactee a constelației Auriga este situată în prezent în apropierea celor 6 ore de ascensiune dreaptă , care este echivalentă cu punctul în care ecliptica atinge cea mai nordică declinare , fiind cea mai apropiată de polul ceresc nordic . În această fază precesională, regiunile Auriga își asumă declinurile majore. Când, în aproximativ 12000 de ani, complexul se află la 18 ore de ascensiune dreaptă, va ajunge în cel mai sudic punct și va fi, prin urmare, în emisfera sudică, la o declinare de aproximativ 17 ° S; steaua strălucitoare Capella va fi găsită în corespondența ecuatorului ceresc , constelațiile Taurului și Gemenilor vor fi pe deplin incluse în emisfera sudică, iar Orionul va fi în declinări puternic sudice, rămânând în mare parte invizibile la nord de latitudinile subtropicale boreale.

Prezentare generală

Harta generică a densităților în direcția Auriga.

Regiunile nebuloase vizibile în Auriga, dacă sunt văzute din perspectiva Pământului , sunt aliniate în jurul valorii de 167 ° -180 ° din ecuatorul galactic , unde 0 ° corespunde direcției centrului Căii Lactee ; aceasta implică faptul că acestea sunt situate într-o regiune galactică mai exterioară decât Pământul și, prin urmare, mai departe de centrul galactic. Această direcție este adesea numită Anticentrul Galactic .

În această direcție sunt aliniate stelele și regiunile nebuloase aparținând a trei structuri spirale diferite ale Căii Lactee: cele mai apropiate de sistemul solar sunt cele aparținând brațului Orion ; deoarece soarele este mai aproape de marginea interioară a brațului, o mare parte din acesta se extinde spre exterior, astfel încât obiectele sale exterioare să cadă și în această direcție. Dincolo de granițele brațului Orion, pornind de la o distanță de cel puțin 1500 parsec , se extinde Brațul lui Perseu , una dintre cele două structuri principale spirale ale Căii Lactee; aici cad cele mai multe obiecte observabile în direcția Auriga, inclusiv principalele zone de formare a stelelor . Peste 4000 de parseci extinde în cele din urmă Brațul Lebedei , un braț secundar care tinde să se dizolve în această direcție, ajungând aproape la sfârșitul lungimii sale. [2] [3]

Este interesant de observat că, în timp ce în jurul valorii de 170 ° -180 ° din ecuatorul galactic sunt observabile numeroase complexe nebuloase și densități stelare, aliniate la diferite distanțe, la longitudinea galactică de 150 ° -170 °, inclusă în partea de nord a Auriga, nici complexe de nebuloase notabile și nici tinere stele masive capabile să ionizeze gazele conținute în această direcție; de fapt, se pare că în această direcție Brațul lui Perseu și brațul din spate al Lebedei nu prezintă o structură continuă și regulată, așa cum se întâmplă în direcția Casiopei și Perseului ; chiar și în interiorul Braccio di Orione există puține structuri de relief, care deschid un fel de fereastră spre exteriorul Căii Lactee. [2]

În partea de sud a Auriga, unde există densități nebuloase, au fost identificate în mod tradițional două asociații OB extinse, situate și una în spatele celeilalte, cărora le-au fost atribuite abrevierile Auriga OB1 și Auriga OB2; estimările distanței lor, precum și ale nebuloaselor asociate acestora, au fost întotdeauna afectate de neplăceri, iar valorile indicate sunt adesea contradictorii între ele în diferitele publicații, până când se realizează că cele două asociații identificate sunt în fapt format din suma a două grupuri distincte fizic, situate la distanțe diferite. [3] Acest lucru este de o importanță fundamentală pentru înțelegerea acestui sector al Căii Lactee.

Auriga OB1

M36, centrul unuia dintre subgrupurile Auriga OB1.

Asocierea Auriga OB1 a fost indicată de la început ca fiind cea mai apropiată dintre cele două; inițial a fost definit de douăsprezece stele ale clasei spectrale O și B, împărțite în patru stele din clasa O, inclusiv o secventa principala stea de clasa O9V, un subgiant stea și doi giganți albastre , șapte stele din clasa B printre care două principale secvență, un subgigant, un uriaș și trei supergiganti , plus trei supergiganti roșii la sfârșitul ciclului lor de viață. Cea mai strălucitoare stea din această asociație este supergigantul albastru χ Aurigae , cu o magnitudine aparentă de 4,76 și o magnitudine absolută de -7,1. Distanța sugerată pentru Auriga OB1 a fost de aproximativ 1750 parseci și, prin urmare, a fost plasată pe brațul lui Perseu. [9]

Studii mai recente folosind instrumente mai precise au făcut posibilă rezolvarea stelelor Auriga OB1 în două asociații OB distincte; cea mai apropiată asociație include unele stele situate la o distanță de aproximativ 1100 parsec, în timp ce cea mai îndepărtată este situată la aproximativ 2000 parsec. [4] Ambele se găsesc încă pe brațul lui Perseu, chiar dacă nebuloasele cu care sunt legate sunt diferite. Cel mai apropiat grup ar include, de asemenea, clusterul deschis M36, situat la o distanță de aproximativ 1300 parsec; și format din aproape 200 de tinere stele masive cu o vârstă de aproximativ 20 de milioane de ani. [10] S-a emis ipoteza că una dintre cele mai masive stele OB ale lui M36 a explodat ca o supernovă cu aproximativ 40.000 de ani în urmă, după ce a fost expulzată din cluster, generând rămășița de supernovă extinsă cunoscută sub numele de Simeis 147 , vizibilă între Toro și Auriga; deși distanța acestui obiect a fost în mod tradițional indicată ca fiind egală cu 800 parsec, [11] cele mai recente studii tind să raporteze o distanță de 1470 parsec, compatibilă cu M36, sugerând astfel o anumită afinitate. [12]

Un grup mic de stele de clasa B vizibile în această direcție nu ar fi legate de aceste subgrupuri, ci constituie o mică asociație stelară situată în prim-plan, la o distanță de 600 parsec. [4]

Auriga OB2

IC 410, regiune mare de formare a stelelor la marginea Căii Lactee.

Auriga OB2 este a doua dintre asociațiile OB identificate în primele studii ale regiunii, precum și cea mai îndepărtată; inițial au fost indicate opt stele, dintre care cinci erau de clasa O; dintre acestea trei sunt din clasa O7V și, prin urmare, pe secvența principală, una din clasa O4V și una din clasa O8 fără definirea fazei vitale. La acestea se adaugă trei stele de clasa B, dintre care una de secvență principală, una subgigantă și una nedeterminată. Cel mai strălucitor dintre acestea este HD 35619, cu magnitudine aparentă 8,55 și magnitudine absolută -5,6; trei dintre stelele din clasa O sunt listate ca membri ai clusterului NGC 1893, conectat la nebuloasa mare IC 410 . Distanța indicată inițial pentru Auriga OB2 este egală cu 6300 parsec, deci căzând pe brațul lebedei. [9]

Tot în acest caz s-a descoperit apoi că definiția Auriga OB2 grupează stelele care aparțin de fapt a două asociații distincte. Cea mai apropiată este formată din unele stele situate la aproximativ 3000 parsec, [4] în timp ce cel mai vizibil grup este situat mult mai departe, la o distanță de 6000 parsec, deci foarte asemănător cu ceea ce a fost estimat inițial. Stelele acestui grup ne permit să delimităm câteva structuri izolate ale Brațului Lebedei, care în această secțiune pare să aibă un aspect destul de nedefinit; de fapt, după continuitatea structurală observabilă în direcția Cassiopeia și Giraffa , în special cu asociația Camelopardalis OB3 , există o vastă regiune aproape goală, care separă densificarea observabilă în Auriga la o distanță de aproximativ 5000-6000 parsec. [13] Această avangardă a Brațului Lebedei este absolut dominată de marea nebuloasă IC 410, care fiind la o distanță de 6000 parseci [14] [15] constituie un exemplu remarcabil de regiune de formare a stelelor situată la periferia Lacteului. Cale.

Structuri pe brațul lui Orion

IC 405 și steaua fugară AE Aurigae.

Structurile aparținând brațului Orion vizibile în această direcție sunt puține și relativ nesemnificative; latitudinile galactice ridicate sunt totuși populate de un număr mare de stele tinere, în mare parte asociate cu regiunile periferice ale marelui Nor Perseu și asociației Perseus OB2. Acest sistem nebulos se află la o distanță de aproximativ 200-400 parsec și este locul unor importante procese de formare a stelelor. [16] Mai la est, în direcția părții de nord a Taurului, se află Norul Taurului , situat la doar 140 parsec și constituind una dintre cele mai formatoare de stele de stele cu masă mică, în imediata apropiere a Soarelui. [ 17]

IC 405

Singurul obiect proeminent vizibil în direcția Auriga care face parte din brațul Orion este nebuloasa IC 405 , uneori numită Nebuloasă Stea Flăcândă datorită aspectului său; această nebuloasă înconjoară tânăra stea variabilă AE Aurigae , de la care primește radiația ionizantă, situată la o distanță de aproximativ 500 parsec. Prin datele obținute cu satelitul Hipparcos a reieșit că acum aproximativ 2,6 milioane de ani această stea, μ Columbae și strălucitul binar ι Orionis se aflau în aceeași poziție în spațiu; [18] s-a presupus astfel că aceste stele au suferit o interacțiune cu patru corpuri, în care s-au schimbat două binare aparținând asociației Orion OB1 ; rezultatul a fost că cele mai mari două stele au suferit influențe gravitaționale reciproce devenind un nou sistem binar, actualul ι Orionis, în timp ce cele două stele mai puțin masive au fost împinse cu mare viteză de energia gravitațională intensă, îndepărtându-se de regiunea formării lor și devenind stele fugitive . [19]

Rămășițe de supernovă

Deși nu este asociat cu regiunile de formare a stelelor, brațul Orion în această direcție găzduiește câteva rămășițe de supernovă; unul dintre cele mai notabile este Sh2-221 , cunoscut și sub numele de HB9; are emisii radio puternice și este asociat cu pulsar PSR B0458 + 46. Distanța sa este estimată la 800 parsec, deși există o marjă de eroare de ordinul a 400 parsec; în orice caz, apartenența sa la Braccio di Orion pare sigură. [20]

Structuri pe brațul lui Perseu

Nebuloasa IC 417.

În direcția Auriga, Brațul lui Perseu este cu siguranță cea mai bine definită structură galactică, deși și el se află într-o fază de dizolvare progresivă după ce a trecut saltul la nord de constelație. Această întindere a brațului lui Perseu găzduiește mai multe regiuni de formare a stelelor, multe dintre ele situate nu departe de complexul Gemeni OB1 , vizibile spre sud în direcția constelației Gemeni la o distanță de 1500-2000 parsec. [21] Marginea exterioară a brațului lui Perseu conține în schimb rămășița supernovai Sh2-224 , cu o formă neobișnuită datorită interacțiunii cu o cavitate a mediului interstelar , situată la 4500 parseci distanță de Soare. [22]

IC 417

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: IC 417 .

IC 417 este unul dintre sistemele nebuloase dominante în această direcție; este situat în imediata apropiere a stelei iga Aurigae și este legat de grupul deschis Stoc 8. Distanța sa cea mai acceptată este în jur de 2300 parsec (7500 ani lumină) [11] sau cel mult ușor mai mică, în jurul valorii de 2050 parsec (6680 lumină ani), deci la mică distanță de al doilea subgrup al Auriga OB1. Stelele din cluster prezintă vârste cuprinse între aproximativ 1 și 5 milioane de ani, indicând faptul că aici s-a produs formarea de stele de mai multe ori. Frontul de ionizare provenit de la tinerele stele fierbinți situate pe partea de vest a stocului 8 nu pare să fie direct responsabil pentru declanșarea fenomenelor de formare a stelelor în acest sector, sugerând astfel că procesele generative încă în desfășurare aici sunt independente de cele care au generat stocul 8. Procesul care a generat clusterul în sine a fost probabil declanșat de o altă populație de stele de clasă O și B a unei generații anterioare, acum observabilă în jurul nebuloasei. [23]

Regiunea Sh2-235

Regiunea Sh2-235.
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Sh2-235 .

Regiunea Sh2-235 , cunoscută și sub numele de G174 + 2.5, este formată dintr-un cvartet de regiuni H II situate la o distanță de aproximativ 1800 parseci, [21] [24] dominată de Sh2-235, norul în care se află fenomenele de formare a stelelor se dovedesc a fi mai active. Grupul este situat într-o poziție estică față de alinierea principalelor sisteme de nebuloase ale Auriga și include, pe lângă Sh2-235 menționat anterior, nebuloasele Sh2-231, Sh2-233 și Sh2-232 slab și extins. Sh2-235 este o regiune H II într-o fază foarte evoluată, dovadă fiind aspectul său neregulat și neomogen. Ionizatorul de gaz este o stea albastră catalogată ca BD + 35 ° 1201, cu clasa spectrală O9.5V și o magnitudine aparentă de 10.54; este, de asemenea, cea mai strălucitoare stea din întregul complex. [25] În interior există trei subregiuni mici asociate cu stele tinere, indicate ca Sh2-235A, Sh2-235B și Sh2-235C; primele două sunt cele mai evidente și au în interiorul lor masere cu emisii de H 2 O , una cu emisii de CH 3 OH și una cu emisii de SiO , [26] care, fiind asociate cu obiecte stelare tinere, sunt dovezi clare ale prezenței fenomenelor de formare a stelelor care are loc în interiorul lor.

Norii din apropiere Sh2-231 și Sh2-232, uneori menționați prin acronimul unic LBN 808, sunt două regiuni foarte evoluate a căror stea ionizantă este situată la jumătatea distanței dintre cele două, la est de semiarhul format de Sh2-231 și la sud-vest de marea complex de Sh2-232; aceasta este listată ca ALS 8476 și este o stea albastră de magnitudine 10,79. Gradul lor de evoluție este evidențiat atât de densitatea scăzută a electronilor, cât și de lipsa unei structuri regulate și uniforme. [27] Pe de altă parte, Sh2-233 este asociat cu sursa IRAS 05358 + 3543, o regiune compactă H II care găzduiește două clustere deschise denumite după poziția lor, NE (la care sursa IRAS este direct asociată) și SW . [24]

Regiuni minore

Nebuloasa NGC 1931 .

Dintre norii minori localizați pe brațul lui Perseu remarcăm sistemul NGC 1931 , format dintr-un grup deschis foarte tânăr situat în interiorul nebuloasei Sh2-237; sistemul seamănă vag cu nebuloasa Orion , în care un grup de patru stele albastre tinere dispuse într-o formă trapezoidală ocupă partea centrală a unei nebuloase foarte asemănătoare cu M42, dar de dimensiuni mai mici, tot datorită distanței mai mari. [28] Sursa cu infraroșu IRAS 05281 + 3412 este asociată cu norul, care include un maser cu emisii de H 2 O. [29] Distanța NGC 1931 este estimată la aproximativ 1900 parsec. [1]

Chiar la sud de Sh2-237, la o distanță de aproximativ 1800 parsec, se află sursa luminosă cu infraroșu IRAS 05274 + 3345, care coincide cu obiectul AFGL 5142; luminozitatea sa este estimată la aproximativ 3800 L ⊙ și este asociată cu un jet molecular mare orientat în direcția nord-vest-sud-est și un maser puternic cu emisii de H 2 O. [1] Obiectul conține un cluster foarte tânăr compus din aproximativ șaizeci de stele. de mare masă profund scufundată în gaz și ascunsă, a cărei vârstă este estimată la cel mult 1 milion de ani. [30] Studiile cu jet molecular au relevat emisiile la lungimile de undă ale ionului CO, SiO și HCO + , ultimele două fiind orientate perpendicular pe jetul principal. [31]

NGC 1985 , cunoscută și sub numele de Ced 57, este o nebuloasă de reflecție cunoscută de la sfârșitul secolului al XVIII-lea ; este asociat cu sursa IRAS 05345 + 3157, care este conectat la un mare jet bipolar orientat în direcția est-vest, cunoscut sub numele de AFGL 5157. Distanța acestui sistem este de aproximativ 1800 parsec, [31] prin urmare este situată în aceeași regiune galactică a celor două complexe de nebuloase anterioare. Jetul molecular a fost mapat la lungimea de undă CO din 2005, în timp ce o concatenare a cinci obiecte HH , catalogate de la HH 281 la HH 285, era deja cunoscută în cloud. [32]

La o distanță mai mare, se extind două dintre cele foarte puține regiuni de hidrogen ionizat vizibile în partea nord-centrală a Auriga; primul este Sh2-225 , situat la 3700 parsec, ionizat de o stea albastră din clasa O9V și care conține un probabil obiect stelar tânăr , care coincide cu sursa IRAS 05235 + 4033. [33] Al doilea este Sh2-228 , plasat la o distanță puțin mai mică (3500 parsecs); această nebuloasă conține un grup tânăr deschis destul de compact, cunoscut sub numele de CC 01, format din câteva stele albastre masive și câteva stele mai mici. Vârsta lor este estimată la cel mult 1-2 milioane de ani și reprezintă o generație ulterioară de stele în comparație cu stelele din jur, care în schimb arată o vârstă de aproximativ 5-6 milioane de ani. [34]

Structuri pe brațul lebedei

Cluster NGC 1893, în centrul IC 410, și structurile nebuloase în formă de mormol vizibile în partea dreaptă sus.

Brațul Lebedei ajunge la Auriga deja considerabil împrăștiat și subțiat, cu unele grupuri alternând cu regiuni mari, aproape complet goale; cu toate acestea, una dintre cele mai mari nebuloase cunoscute se află în această direcție, marele complex al IC 410 , de care este legată cea mai externă dintre asociațiile OB identificate în această constelație.

IC 410

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: IC 410 .

IC 410 (cunoscut și sub numele de Sh2-236) are o formă aproximativ pătrată și prezintă pe marginea sa de nord-est două structuri alungite cu un baldachin dens, care au sugerat porecla Nebuloasei Tadpole pentru întreaga nebuloasă. IC 410 a fost analizat în mai multe studii datorită structurii sale, care este un bun exemplu de regiune de formare a stelelor de stele cu masă mare. Deși estimările distanței sale au fost foarte contrastante în trecut și au variat între 3200 parsec [11] și 4800 parsec, [35] cele mai recente studii, bazate pe fotometrie și spectroscopie , tind să aducă distanța sistemului nebulos la aproximativ 6000 parsec. [14] [15]

Dimensiunile reale ale IC 410 sunt de ordinul a o sută de parseci; în centrul său are un fel de cavitate în care se află clusterul deschis NGC 1893, ale cărui stele sunt responsabile pentru ionizarea gazelor sale. Acest grup este alcătuit din numeroase stele tinere împrăștiate, ascunse de niște nori moleculari densi; cele cinci stele dominante sunt de clasa spectrală O și au o vechime mai mică de trei milioane de ani. [14] Studiile axate pe determinarea stelelor secvenței pre-principale au permis descoperirea a numeroase stele recent formate, situate în principal pe partea vestică a clusterului, care ies din norii în care au fost generate; printre acestea se remarcă S3R1N3, o stea Herbig Ae / Be . [14] [36]

Regiuni minore și pe marginea interioară

În direcția părții central-nordice a Auriga, în corespondență cu cea mai săracă zonă de obiecte nebuloase, există două mici regiuni H II legate probabil de marginea interioară a Brațului Lebedei. Primul este Sh2-226 , situat la 4200 parsecs distanță; [37] lumina sa apare puternic ascunsă de praful mediului interstelar care se află în linia sa de vedere. Sh2-226 este legat de sursa cu infraroșu IRAS 05075 + 3755 și de două masere. [38] La 4300 parsecuri există în cele din urmă puțin cunoscutul Sh2-227 , [11] ionizat de o stea din clasa O9V și legat de două surse de infraroșu. [38]

Notă

  1. ^ a b c d e f g Reipurth, B.; Yan, C.-H., Star Formation and Molecular Clouds către Galactic Anti-Center ( PDF ), Handbook of Star Forming Regions, Volumul I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, Bo Reipurth, decembrie 2008, p. 869, ISBN 978-1-58381-670-7 .
  2. ^ a b c Auriga Gap (170 ° - 160 °) , pe galaxymap.org . Adus pe 3 mai 2013 .
  3. ^ a b c Tadpole (180 ° - 170 °) , pe galaxymap.org . Adus pe 3 mai 2013 .
  4. ^ a b c d și Tovmasyan, HM; Ovanesyan, R. Kh.; Epremyan, RA; Huguenin, D.; Tovmasyan, HM, Distribuția stelelor OB în direcțiile asociațiilor stelare AUR OB 1 și 2 , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 266, ianuarie 1994, p. 337. Adus 3 mai 2013 .
  5. ^ După cum se poate vedea din: Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volumul I - emisfera nordică până la -6 ° , Richmond, Virginia, SUA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  6. ^ O declinație de 35 ° N pentru partea centrală a Auriga este egală cu o distanță unghiulară de polul ceresc sudic de 55 °; ceea ce echivalează cu a spune că la nord de 55 ° N obiectul este circumpolar, în timp ce la sud de 55 ° S obiectul nu se ridică niciodată.
  7. ^ The Precession , la www-istp.gsfc.nasa.gov . Adus 30.04.2008 .
  8. ^ Curs teoretic de astronomie - Precesiunea , pe astroarte.it . Adus la 3 mai 2013 (arhivat din original la 4 august 2008) .
  9. ^ a b Humphreys, RM, Studii ale stelelor luminoase din galaxiile din apropiere. I. Supergiants și O stele în Calea Lactee , în Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 38, decembrie 1978, pp. 309-350, DOI : 10.1086 / 190559 . Adus pe 3 mai 2013 .
  10. ^ Mayne, NJ; Naylor, Tim, Potrivirea secvenței principale tinere: distanțe, vârste și vârste se răspândește , în Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol. 386, nr. 1, mai 2008, pp. 261-277, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13025.x . Adus pe 3 mai 2013 .
  11. ^ a b c d Blitz, L.; Fich, M.; Stark, AA, Catalogul vitezelor radiale de CO către regiunile galactice H II , în Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 49, iunie 1982, pp. 183-206, DOI : 10.1086 / 190795 . Adus pe 3 mai 2013 .
  12. ^ Ng, C.-Y; Romani, Roger W.; Brisken, Walter F.; Chatterjee, Shami; Kramer, Michael, Originea și mișcarea PSR J0538 + 2817 în S147 , în Jurnalul astrofizic , vol. 654, nr. 1, ianuarie 2007, pp. 487-493, DOI : 10.1086 / 510576 . Adus pe 3 mai 2013 .
  13. ^ Negueruela, I.; Marco, A., Trasatori stelari ai bratului Cygnus. I. Studiu spectroscopic al candidaților fotometrici luminoși , în Astronomie și Astrofizică , vol. 406, iulie 2003, pp. 119-130, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030605 . Adus pe 3 mai 2013 .
  14. ^ a b c d Marco, A.; Negueruela, I., Stele pre-secvență principală în tânărul cluster deschis NGC 1893. I. O căutare spectroscopică a candidaților din zona cercetată fotometric , în Astronomy and Astrophysics , vol. 393, octombrie 2002, pp. 195-204, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020974 . Adus pe 3 mai 2013 .
  15. ^ a b Marco, Amparo; Bernabeu, Guillermo; Negueruela, Ignacio, Studiu fotometric și spectroscopic al tânărului cluster deschis NGC 1893 , în The Astronomical Journal , vol. 121, nr. 4, aprilie 2001, pp. 2075-2088, DOI : 10.1086 / 319950 . Adus pe 3 mai 2013 .
  16. ^ Bally, J.; Walawender, J.; Johnstone, D.; Kirk, H.; Goodman, A., Norul Perseus , în Handbook of Star Forming Regions, Volumul I: The Northern Sky ASP Monograph Publications , vol. 4, decembrie 2008, p. 308. Adus 3 mai 2013 .
  17. ^ Kenyon, SJ; Gómez, M.; Whitney, BA, Formarea stelelor cu masă redusă în norii Taur-Auriga , în Manualul regiunilor de formare a stelelor, volumul I: Cerul nordic , vol. 4, Publicații monografice ASP, 2008, p. 405. Adus 3 mai 2013 .
  18. ^ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT, Despre originea stelelor de tip O și B cu viteze mari. II. Stelele fugare și pulsarii expulzați din grupurile stelare tinere din apropiere , în Astronomy and Astrophysics , vol. 365, ianuarie 2001, pp. 49-77, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20000014 . Adus pe 3 mai 2013 .
  19. ^ Gualandris, Alessia; Portegies Zwart, Simon; Eggleton, Peter P., N-body simulations of stars escaping from the Orion nebula , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 350, n. 2, maggio 2004, pp. 615-626, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.07673.x . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  20. ^ Leahy, DA; Tian, WW, Radio spectrum and distance of the SNR HB9 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 461, n. 3, gennaio 2007, pp. 1013-1018, DOI : 10.1051/0004-6361:20065895 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  21. ^ a b Heyer, Mark H.; Carpenter, John M.; Ladd, EF, Giant Molecular Cloud Complexes with Optical H II Regions: 12CO and 13CO Observations and Global Cloud Properties , in Astrophysical Journal , vol. 463, giugno 1996, p. 630, DOI : 10.1086/177277 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  22. ^ Green, DA, Galactic supernova remnants: an updated catalogue and some statistics. , in Bulletin of the Astronomical Society of India , vol. 32, dicembre 2004, pp. 335-370. URL consultato il 3 maggio 2013 .
  23. ^ Jose, Jessy; Pandey, AK; Ojha, DK; Ogura, K.; Chen, WP; Bhatt, BC; Ghosh, SK; Mito, H.; Maheswar, G.; Sharma, Saurabh, Stellar contents and star formation in the young open cluster Stock 8 , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 384, n. 4, marzo 2008, pp. 1675-1700, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2007.12825.x . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  24. ^ a b Porras, A.; Cruz-González, I.; Salas, L., Young stellar clusters and H_2 nebulosities in S233IR , in Astronomy and Astrophysics , vol. 361, settembre 2000, pp. 660-670. URL consultato il 3 maggio 2013 .
  25. ^ Georgelin, YM; Lortet-Zuckermann, MC; Monnet, G., Interaction of hot stars and of the interstellar medium. VII - The rate and fate of stellar ultraviolet photons , in Astronomy and Astrophysics , vol. 42, n. 2, agosto 1975, pp. 273-285. URL consultato il 3 maggio 2013 .
  26. ^ Harju, J.; Lehtinen, K.; Booth, RS; Zinchenko, I., A survey of SiO emission towards interstellar masers. I. SiO line characteristics , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 132, ottobre 1998, pp. 211-231, DOI : 10.1051/aas:1998448 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  27. ^ Israel, FP; Felli, M., Aperture synthesis observations of galactic H II regions. VIII - S106 and S235: Regions of star formation , in Astronomy and Astrophysics , vol. 63, n. 3, febbraio 1978, pp. 325-334. URL consultato il 3 maggio 2013 .
  28. ^ Pandey, AK; Mahra, HS, Photometry of open cluster NGC 1931 , in Astrophysics and Space Science , vol. 120, n. 1, marzo 1986, pp. 107-113, DOI : 10.1007/BF00653902 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  29. ^ Han, F.; Mao, RQ; Lu, J.; Wu, YF; Sun, J.; Wang, JS; Pei, CC; Fan, Y.; Tang, GS; Ji, HR, New detections of H_2O maser sources on the 13.7 M radio telescope of Purple Mountain Observatory , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 127, gennaio 1998, pp. 181-184, DOI : 10.1051/aas:1998342 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  30. ^ Chen, Yafeng; Yao, Yongqiang; Yang, Ji; Zeng, Qin; Sato, Shuji, Near-Infrared Imaging of the Star Formation Region AFGL 5142 , in The Astrophysical Journal , vol. 629, n. 1, agosto 2005, pp. 288-298, DOI : 10.1086/431320 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  31. ^ a b Snell, Ronald L.; Huang, Y.-L.; Dickman, Robert L.; Claussen, MJ, Molecular outflows associated with bright far-infrared sources , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 325, febbraio 1988, pp. 853-863, DOI : 10.1086/166056 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  32. ^ Zhang, Qizhou; Hunter, TR; Brand, J.; Sridharan, TK; Cesaroni, R.; Molinari, S.; Wang, J.; Kramer, M., Search for CO Outflows toward a Sample of 69 High-Mass Protostellar Candidates. II. Outflow Properties , in The Astrophysical Journal , vol. 625, n. 2, giugno 2005, pp. 864-882, DOI : 10.1086/429660 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  33. ^ Magnier, EA; Volp, AW; Laan, K.; van den Ancker, ME; Waters, LBFM, Transitional YSOs: candidates from flat-spectrum IRAS sources , in Astronomy and Astrophysics , vol. 352, dicembre 1999, pp. 228-238, DOI : 10.1134/1.1463097 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  34. ^ Borissova, J.; Pessev, P.; Ivanov, VD; Saviane, I.; Kurtev, R.; Ivanov, GR, Discovery of new Milky Way star cluster candidates in the 2MASS Point Source Catalog. II. Physical properties of the star cluster CC 01 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 411, novembre 2003, pp. 83-90, DOI : 10.1051/0004-6361:20034009 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  35. ^ Fitzsimmons, A., CCD Stromgren UVBY photometry of the young clusters NGC 1893, NGC 457, Berkeley 94 and Bochum 1 , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 99, n. 1, maggio 1993, pp. 15-29. URL consultato il 3 maggio 2013 .
  36. ^ Campbell, Bel; Persson, SE; Matthews, K., Identification of new young stellar objects associated with IRAS point sources. III - The northern Galactic plane , in Astronomical Journal , vol. 98, agosto 1989, pp. 643-658, DOI : 10.1086/115164 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  37. ^ Russeil, D., Star-forming complexes and the spiral structure of our Galaxy , in Astronomy and Astrophysics , vol. 397, gennaio 2003, pp. 133-146, DOI : 10.1051/0004-6361:20021504 . URL consultato il 3 maggio 2013 .
  38. ^ a b Avedisova, VS, A Catalog of Star-Forming Regions in the Galaxy , in Astronomy Reports , vol. 46, n. 3, marzo 2002, pp. 193-205, DOI : 10.1134/1.1463097 . URL consultato il 3 maggio 2013 .

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 .

Sulle regioni di formazione stellare dell'Auriga

Carte celesti

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
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Regioni_di_formazione_stellare_dell%27Auriga&oldid=118602010 "