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

Regiuni de formare a stelelor Cassiopeia

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Regiuni de formare a stelelor Cassiopeia
Regiunea galactică
Casformingreg.png
Regiunea formatoare de stele Cassiopeia
Date observaționale
( epoca J2000 )
Constelaţie Cassiopeia
Ascensiunea dreaptă 01 h : [1]
Declinaţie 65: [1]
Coordonatele galactice l = 110 ° -130 °
b = -5 ° - + 15 °
Distanţă Fratele lui Orione : 2600 al ;
Fratele lui Perseu : 6800 al [1]
(Fr. Of Orione: 800 buc ;
Fratele lui Perseu: 2100 buc ) [1]
Magnitudine aparentă (V) -
Dimensiunea aparentă (V) Întreaga constelație a Casiopei
Caracteristici fizice
Tip Regiunea galactică
Galaxia apartenenței calea Lactee
Vârsta estimată Maxim 10 milioane de ani
Caracteristici relevante Diferite sisteme de nebuloase neomogene distribuite în mai multe brațe ale Căii Lactee
Alte denumiri
vdB 1 - LDN 1287 - LDN 1293 - LDN 1302 - Sh2 -187
(în brațul lui Orion)
Nebuloasa Inimii - Nebuloasa Sufletului - LDN 1238 - W5
(în brațul lui Perseu)
Hartă de localizare
Regiuni de formare a stelelor Cassiopeia
Cassiopeia IAU.svg
Categoria regiunilor galactice

Coordonate : Carta celeste 01 h 00 m 00 s , + 65 ° 00 ′ 00 ″

Regiunile formatoare de stele ale Casiopei sunt o porțiune extinsă a cerului, bogată în nori moleculari gigantici și asociații de stele albastre foarte strălucitoare; numele derivă din constelația Cassiopeia , în a cărei direcție sunt situate, atunci când sunt privite de pe Pământ . Structurile galactice observabile în acest sector ceresc nu formează un singur complex, ci sunt de fapt mai multe complexe separate de câteva mii de ani lumină și apar pe linia noastră de vedere succesiv unul după altul. [1]

Regiunea cea mai apropiată de Pământ este situată pe marginea exterioară a brațului Orion , brațul spiral secundar pe care este situat și sistemul solar : [2] este compus în mare parte din densități mari de nebuloase întunecate unite cu sistemul Cepheus , situat în o poziție foarte nordică față de planul galactic și observată pentru prima dată de Edwin Hubble . [3]

Cele mai vizibile zone, precum și mult mai extinse, se găsesc pe Brațul lui Perseu , brațul imediat cel mai exterior față de al nostru, la o distanță de peste 7000 de ani lumină; spre deosebire de precedenta, această regiune nu ni se pare ascunsă, deoarece se află aproape exact pe planul galactic, unde linia de vedere pare mai clară în această direcție. Aici există unele asociații OB mari și deosebit de strălucitoare, [4] dintre care unele sunt asociate cu clustere deschise bine cunoscute, cum ar fi M103 și NGC 457 , precum și complexe nebuloase mari, vizibile în special pe partea de est a constelației și conectat cu faimosul Cluster dublu al lui Perseu . [5] [6]

Observare

Harta care urmează aproximativ imaginea din dreapta sus; există mai multe complexe de nebuloase izolate pe un fundal foarte întunecat.

Regiunile formatoare de stele ale Casiopei sunt situate în direcția celei mai nordice întinderi a Căii Lactee , foarte adânc în emisfera nordică , în constelația cu același nume; cu toate acestea, în ciuda dimensiunilor lor mari, nici măcar structurile lor cele mai strălucitoare nu sunt identificabile cu ochiul liber sau cu ajutorul instrumentelor mici: în această secțiune, de fapt, stelele strălucitoare sunt rare, iar câmpurile de stele de fundal sunt mai puțin bogate decât în ​​alte zone a planului galactic; chiar și urmele luminoase ale Căii Lactee apar puternic neregulate și traversate de benzi întunecate mari, datorită prezenței unor maluri mari de praf întunecat care protejează lumina din spatele ei.

Fiind la o declinație foarte nordică, în jurul valorii de 65 ° N, constelația Cassiopeia (și împreună cu ea regiunile sale nebuloase) se arată circumpolară din cea mai mare parte a emisferei nordice; Cassiopeia este una dintre cele mai clasice figuri ale serilor boreale de toamnă, când apare la zenit în Canada , Europa de Nord și Rusia . Cu toate acestea, din emisfera sudică, viziunea este penalizată și pentru majoritatea regiunilor sale rămâne întotdeauna sub orizont, fără a se arăta vreodată. [7] [8]

Regiunile de formare a stelelor din Cassiopeia cele mai apropiate de noi se află la câteva grade nord de ecuatorul galactic. Niciunul dintre obiectele lor nu poate fi identificat fără ajutorul unui telescop : de fapt, acestea sunt în mare parte îngroșarea nebuloaselor întunecate, în care din când în când un cocon luminos strălucește cu reflexie datorită uneia sau mai multor stele din apropiere; asociațiile de stele tinere sunt în mod similar ascunse, până la punctul în care întinderea cerului în care ar fi trebuit să fie vizibile apare ca și cum ar fi o regiune departe de urmele limpezi ale Căii Lactee. [3] În caz contrar, toate regiunile stelare ale brațului lui Perseu, aflate la peste 8000 de ani lumină distanță, sunt perfect observabile chiar și cu binocluri sau cu un telescop amator , datorită poziției lor pe ecuatorul galactic, mult mai puțin ascunse: astfel, cea mai mare parte a grupurile deschise vizibile în Cassiopeia, precum celebrele M103 , NGC 457 și NGC 663 , sunt situate în acest braț spiralat [9] , precum și unele dintre cele mai cunoscute nebuloase ale cerului nordic, Nebuloasa Inimii și Nebuloasa sufletului , conectată la o regiune extinsă de formare a stelelor. [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 . [10] [11]

Întinderea Căii Lactee a constelației Cassiopeia este în prezent la aproximativ 0h de ascensiune dreaptă , ceea ce este echivalent cu punctul în care ecliptica intersectează ecuatorul ceresc ( echinocțiul ); intersecția de 18h cu ecliptica corespunde solstițiului din 22 decembrie, cele de 6h cu solstițiul de 21 iunie.

În această fază precesională, complexul Cassiopeia tinde să ia declinări din ce în ce mai nordice. [12] Când, în aproximativ 5000 de ani, complexul va fi la 6 ore de ascensiune dreaptă, va ajunge în punctul cel mai nordic: cu acea ocazie, va fi, așa cum se vede în imaginea din lateral, la câțiva grade de nord polul ceresc , deoarece acesta din urmă va fi în direcția constelației din apropiere a Cefeu.

Mediul galactic și linia de vedere

Întinderea Căii Lactee către Cassiopeia prezintă urme foarte evidente de întunecare provocate de nori mari de praf, în special pe partea de nord; acest sistem de nori este același vizibil în constelația adiacentă a lui Cepheus, din care reprezintă continuarea naturală spre est. Sistemul nebulos cel mai apropiat de noi în această direcție și principala cauză a obscurității este situat la puțin peste 900 de ani lumină [3] [13], iar extensia sa reală este de aproximativ 260 de ani lumină. Această structură apare legată de un alt complex, puțin mai îndepărtat și mai extins, cunoscut sub numele de Norul lui Cefeu ; în interior există câteva substructuri, printre care se remarcă o bine-cunoscută globulă Bok care poartă denumirea de catalog Sh2-136 (în Cepheus): este un cocon întunecat evident pe un fundal slab tulbure, cu o lumină de aproximativ 2 ani și în interiorul căruia există în formare obiecte stelare tinere . [14]

Harta schematică a regiunii galactice dintre Soare și complexul Cepheus-Cassiopeia.

Relația acestor două obiecte cu Centura Gouldian , adică banda de stele uriașe vizibile de la Perseu la grupul de constelații sudice aparținând navei Argo , nu a fost încă stabilită: deși viteza radială indică o relație cu o super-bulă în expansiune conectată la Centură, poziția sa, mai degrabă detașată de planul în care se află Centura, ar sugera o structură separată și independentă de ea. [3]

Dincolo de acest sistem de nori obscuri, se extinde o regiune mai puțin bogată în complexe nebuloase, dar în care există, la sud de linia de vedere a lui Cepheus, o asociație OB destul de împrăștiată, cunoscută sub numele de Lacerta OB1 ; la o distanță de 2600 de ani lumină (800 parsec) se află unul dintre cei mai mari nori moleculari ai brațului nostru spiralat: este o centură lungă de praf care se extinde de mii de ani lumină peste braț, formată din fanta Lebedei și Vulturului , care se conectează cu o altă bandă întunecată, vizibilă în direcția lui Cefeu, ale cărei ramuri se întind până ajung la Cassiopeia. [3]

Zonele complexului Cassiopeia în sens strict cad în marginea exterioară a Braccio di Orione, dominată de o asociație OB catalogată ca Cassiopeia OB14; [2] Cele mai notabile clustere deschise prezente în zonă sunt Cr 463 și ASCC 4 , primul bine observabil chiar și cu un telescop amator , în timp ce cel din urmă este mult mai slab și mai dispersat. [5]

Dincolo de Braccio di Orione se extinde Braccio di Perseo , una dintre brațele majore ale Căii Lactee ; unele dintre cele mai mari nebuloase, cum ar fi complexul Inimă și Suflet , și asociațiile stelare vizibile în Cassiopeia aparțin acestui braț spiralat. [6] În această regiune, departe de complexele nebuloase ale brațului nostru spiralat, există unele dintre cele mai strălucite asociații OB ale întregii galaxii: acestea sunt Cassiopeia OB1, Cassiopeia OB2, Cassiopeia OB4, Cassiopeia OB5, Cassiopeia OB7 și în special Cassiopeia OB6. [2]

Structura

Imagine cartografiată a constelației Cefeu, evidențiind structurile complexului; informațiile sunt preluate din publicația Star Forming Regions din Cepheus . Cunoașterea structurii acestei regiuni este fundamentală pentru a înțelege ramurile sale extinse spre Cassiopeia.

Regiunea Cassiopeia nu are o structură uniformă: de fapt regiunile H II vizibile în acest sector al bolții cerești sunt plasate, așa cum s-a văzut deja, la diferite distanțe; pe brațul nostru spiralat este posibil să distingem două zone principale: cea mai apropiată, care este și cea mai mică și cea mai întunecată, la o distanță de 180-600 buc , și regiunea din spate, mai bogată și mai extinsă, situată pe marginea exterioară a Brațul lui Orion, 600-800 buc. [1]

Regiunea vizibilă cea mai apropiată de noi în această direcție, dacă excludem norii mici pe o rază de 200 parsec, este cea formată din extensia naturală a complexului Cepheus. Termenul Cepheus Flare (literalmente „Flăcarea lui Cepheus”) a fost inventat de Edwin Hubble pentru a indica zona cerului din partea centrală a Cepheus și nordul Cassiopeei lipsită de obiecte extragalactice, extinse de la planul galactic la regiuni la latitudini mari galaxii în care lumina Căii Lactee devine din nou vizibilă, indicând astfel prezența unei cantități mari de praf care ne ascunde Galaxia; extensia sa este cuprinsă între 100 ° și 120 ° longitudine galactică. [15]

Un studiu privind distribuția hidrogenului neutru în regiune a relevat prezența, la aproximativ 300-500 parsec (aproximativ 1000-1600 ani lumină ), a două structuri de gaze interstelare diferite dinamic situate la latitudini galactice între + 13 ° și + 17 °, care se deplasează cu o viteză de aproximativ 1,5 km / s una față de cealaltă; sunt probabil regiuni în expansiune sau în coliziune. [16] O regiune vastă de radio continuum a fost, de asemenea, descoperită în regiune, numită ulterior Ring III ( Bucla III ), centrată la coordonatele galactice l = 124 ± 2 °; b = + 15 ± 3 ° și extins pentru 65 °, care ar fi putut fi creat de o serie de explozii de supernova ; această structură cu bule în mișcare indică, de asemenea, faptul că mediul interstelar este afectat de o dinamică energetică viguroasă: gama largă de mișcări diferite întâlnite ar putea fi o reflectare a acțiunii diferitelor unde de șoc . [17]

Regiunile situate dincolo de brațul nostru spiralat sunt mult mai extinse și mai complexe, precum și mult mai puțin cunoscute datorită distanței lor mari (peste 7000 de ani lumină) și întunecării unora dintre zonele sale; brațul spiralat de care aparțin, Brațul lui Perseu, este, împreună cu brațul Shield-Cross , unul dintre cele două brațe spirale majore ale Căii Lactee. Cele mai izbitoare structuri sunt de departe asociațiile extinse ale OB, rezultatul fenomenelor intense de formare a stelelor încă în curs, și steaua Herbig Ae / Be MWC1080, una dintre cele mai cunoscute și studiate stele din această clasă. [18] [19] Cel mai notabil complex al acestui braț în direcția Cassiopeia este cel al Nebuloaselor Inimii și Sufletului, cunoscute și sub numele de W3 / W4 / W5, de care sunt legate două asociații OB masive și luminoase: Cassiopeia OB6 și Perseus OB1. [6]

Regiuni apropiate de Soare

POSS2 ( Observatorul Palomar ) imagine alb-negru a norului LDN 1340, în partea de nord a Cassiopeei.

La o distanță de 180 ± 20 parsec (590 ± 65 ani lumină) se află LDN 1333 , un mic nor întunecat cu clasa de opacitate 6, ale cărui coordonate galactice sunt l = 128,88 ° și b = + 13,71 °; [20] distanța a fost estimată în schimb la sfârșitul anilor nouăzeci , când a fost mapată și la lungimea de undă de 13 CO și C 18 O. [21] [22] Conform datelor derivate din aceste studii, LDN 1333 ar fi un nor întunecat, fără stele, care face parte dintr-o structură de nori lungi cu fir, care se întinde pe aproximativ 30 parsec. [22] Mai mult, același lucru se referă la acest complex ca un „nor molecular”: de fapt, s-au descoperit dovezi ale prezenței fenomenelor de formare a stelelor în curs de desfășurare, în primul rând prezenței unor surse de radiații infraroșii , cum ar fi IRAS 02086 + 7600, emis de protostele și care coincide cu stelele cu emisie de ; o comparație între aceste surse și cele cunoscute în cadrul altor complexe din apropiere, cum ar fi cea a Toro-Auriga și a Cameleonului , sugerează că LDN 1333 este cel mai mic dintre diferitele complexe de nebuloase moleculare cunoscute în care are loc formarea de noi stele. [23] [24] O altă dovadă este dată de prezența unor tinere stele T Tauri în regiunea dintre LDN 1333 și longitudinile înalte [25] ale Flarei Cefeu , într-o zonă lipsită de nori. [24] Prin studierea dinamicii și distribuției materiei interstelare în această zonă s-a descoperit că Flare Cepheus și regiunea Cassiopeia formează o superbubă în expansiune care cuprinde un rest vechi de supernovă ; presupunând o valoare a distanței de 300 parsec pentru centrul său, raza bulei ar fi de aproximativ 50 parsec, cu o viteză de expansiune de 0,4 km / s . [26] Masa totală a structurii este estimată la aproximativ 720 M ; masa medie a celor treisprezece zone cele mai concentrate ale nebuloasei este în schimb egală cu 9 M . [22]

La o distanță mai mare, estimată la aproximativ 600 de bucăți, [27] este norul cunoscut sub numele de LDN 1340 ; este o nebuloasă întunecată de clasa 5 pe scara opacității, [20] iluminată în unele puncte de unele stele din clasa spectrală A și B. În interiorul ei sunt cunoscute unele condensări, catalogate ca RNO 7, 8 și 9, a căror existență este de obicei interpretată ca dovadă a prezenței recente a fenomenelor de formare a stelelor; [28] Mai mult, observând la C 18 O, este posibil să se împartă norul în trei regiuni caracterizate printr-o densitate mai mare decât mediul interstelar înconjurător: LDN 1340 A, B și C. [27] Masa totală a structurii este estimat la 1300 M . [29] Conform rezultatelor unui studiu realizat în 2002 în infraroșu apropiat în căutarea unor obiecte stelare tinere, există o duzină de obiecte HH în nebuloasă: unul dintre cele mai studiate este HH 487, despre care se crede că a fost emis de la sursa IRAS 02224 +7227, coincizând cu o stea T Tauri din clasa M; alte obiecte bine cunoscute sunt HH 488, care provine din RNO7 și HH 489, generat de sursa IRAS 02250 + 7230. [30] [31] HH 671 și HH 672 provin, de asemenea, din RNO7. [32]

Regiuni de pe marginea exterioară a brațului lui Orion

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Brațul lui Orion și complexul de nori moleculari Cepheus .

Dovada faptului că fenomenele de formare a stelelor sunt active pe marginea exterioară a brațului Orion, în direcția Casiopei, este dată de prezența unui număr mare de tinere obiecte stelare înconjurate de coconi luminoși și conectate cu jeturi de materie; aceste formațiuni sunt tipice etapelor timpurii ale evoluției stelare . [33] [34] Cele mai importante obiecte ale acestui sector sunt observabile în cea mai mare parte în banda infraroșie .

V633 Cassiopeiae și cloud vdB 1

Nebuloasa vdB 1, vizibilă lângă steaua strălucitoare β Cassiopeiae . (Credit: CAST )

vdB 1 (cunoscut și ca LDN 1265) este o nebuloasă întunecată situată la coordonatele RA = 0h11m și DEC = + 58 ° 50 '; importanța sa este legată de prezența unei stele de secvență pre-principală cunoscută sub numele de V633 Cassiopeiae (sau HBC 3 sau LkHα 198), identificată pentru prima dată în 1960 . Spectrul său a fost estimat ca B3, B9 sau A5 în funcție de interpretări, distanța sa este de 600 parsec (aproape 2000 de ani lumină) și luminozitatea reală este de 160 L ; prezintă, de asemenea, o puternică activitate cataclismică , cu rachete (flare). [1] În anii 1990, a fost descoperit un însoțitor cuibărit adânc în nor, care pare a fi cauza principală a multor emisii de infraroșu aproape observate în regiune; separarea reală cu primarul ar fi de aproximativ 3300 UA și luminozitatea sa ar fi de aproximativ 100 L . [35]

În interiorul norului, sunt cunoscute mai multe jeturi de materie, care coincid cu tot atâtea obiecte HH : acesta este cazul HH 161, la sud-est de V633 Cas și legat de partenerul său ascuns, HH 162, asociat cu V376 Cas din apropiere și HH 164 , a cărui sursă este același V633 Cas. [36] [37] Alte trei avioane ar fi conectate la V633 Cas și însoțitorul său, catalogate ca HH 800, HH 801 și HH 802, cu un jet puternic vizibil și în lumină optică cu o lungime de 2 parsec (aproximativ 7 lumini ani). [38]

LDN 1287

LDN 1287 este un nor întunecat cu aspect filamentos, situat la aproximativ 850 parsec (aproximativ 2800 ani lumină) de sistemul solar și care se întinde de-a lungul planului galactic timp de aproximativ 10 parsec (33 ani lumină); a fost mapat la diferite lungimi de undă și masa sa a fost estimată într-un studiu realizat la începutul anilor 1990, când s-a obținut o valoare de 240 M . [39] În interior există cel puțin patru densități separate aliniate cu filamentul nebulos, plus o sursă de radiații infraroșii catalogată sub numele de IRAS 00338 + 6312, provenind dintr-un protostel complet învelit într-un cocon dens de gaz și praf; un jet molecular bipolar este legat de această sursă, cu emisii în lungimea de undă a apei și a metanolului . [39] [40] [41] Norul găzduiește și tânăra stea RNO1, din clasa spectrală F5e; [28] la o distanță mică, doar 50 ", echivalent cu 0,2 parsec real, există un al doilea obiect mai slab numit RNO1B, o variabilă FU Orionis , în corelație cu o altă stea de același tip, RNO1C, cu care ar forma un binar sistem , această pereche ar fi , de asemenea , sursa dirijarea jetului molecular. [42]

În plus față de acestea, alte șase surse de origine stelară sunt cunoscute în interiorul norului, precum și o altă regiune de densificare nebuloasă. [43]

LDN 1293

Regiunea întunecată a LDN 1265 (vdB 1), iluminată în puncte mici de lumina unor stele din apropiere; iese în evidență V633 Cas.

LDN 1293 este un nor întunecat de clasa 4 de opacitate; conține două surse de radiații infraroșii, plus o a treia vizibilă în direcția sa, dar care este probabil un obiect mai îndepărtat și independent. [44] Liniile sale de emisie, apropiate ca caracteristici și poziție de cele din împrejurimile L 1287, sugerează că cei doi nori fac parte din aceeași structură moleculară alungită, asociată cu asocierea stelară Cas OB14, plasată la o distanță de aproximativ 850 parsec. [44]

Regiunea întunecată a V594 Cas.

Extensia LDN 1293 este egală cu 9x5 parsec și masa sa a fost estimată la aproximativ 640 M ; cea mai puternică dintre sursele identificate aici este IRAS 00376 + 6248, care are un jet bipolar molecular și este învelită de o regiune nebuloasă de înaltă densitate. [44] Distribuția spațială și dinamica mediului interstelar al regiunii sugerează existența unei bule mari în expansiune a cărei zonă centrală are coordonate galactice l = 122 ° și b = + 10 °, situată la o distanță de 800 parsec și cu o raza de 100 parsecs; masa hidrogenului neutru pe care o conține este egală cu 10.000 M . Conform observațiilor efectuate în regiune, atât LDN 1287 cât și LDN 1293 se află la marginea acestei bule. [26]

LDN 1302

LDN 1302 aparține, de asemenea, grupului celor doi nori anteriori, un mic cocon întunecat care ascunde în interior diferite obiecte tinere stelare; printre acestea se remarcă V594 Cassiopeiae (BD + 61 154), din clasa spectrală B8, plus alte șapte stele cu puternice emisii de , catalogate de la LkHα 199 la LkHα 205. [45] La o distanță mică, atât fizică cât și reală, există un mic cluster deschis cunoscut sub numele de NGC 225 ; cu toate acestea, legăturile fizice dintre nor și stelele sale tinere și acest grup par să fie doar evidente, deoarece vârstele lor sunt deosebit de diferite: de fapt NGC 225 s-ar fi format acum aproximativ 120 de milioane de ani, în timp ce stelele norului, ca V594 Cas, au doar câteva milioane de ani și, în unele cazuri, chiar mai puțin. De asemenea, mișcarea lor corectă pare să fie diferită. [46] Un studiu ulterior, totuși, a pus sub semnul întrebării această concluzie, afirmând că până la 15 dintre cele 28 de stele membre principale ar prezenta exces de radiații în infraroșu apropiat, sugerând că vârsta clusterului poate fi mult mai mică, de ordinul a câteva milioane ani și, prin urmare, poate conține, de asemenea, stele secvenței pre-principale. [47] Pe de altă parte, există o anumită unanimitate la distanță, estimată la 650 parsec sau puțin mai mică. [48]

Sh2-187

Imagine cartografiată a constelației Cassiopeia, cu structurile complexului de pe Braccio di Orion evidențiate; informațiile sunt preluate din publicația Distribuția spațiului și cinematica supergigantelor .

Sh2-187 este o regiune H II vizibilă și în lumină optică, cu dimensiuni aparente destul de mici (diametru 0,9 ') și situată pe marginea exterioară a brațului Orion; vizual pare a fi înconjurat de nebuloasa întunecată LDN 1317. Distanța a fost estimată prin studii spectrofotometrice la aproximativ 1440 parsec (4700 ani lumină), prin observarea excitatorilor de gaz ai acestui și al altor nori din jur; [49] coordonatele sale sunt RA = 1h 23m și DEC = + 61 ° 51 ', coincizând cu cele ale sursei 2MASS J 01230704 + 6151527.

Norul aparține unui complex molecular mare, identificat la mijlocul anilor '80 și cartografiat de diverși cercetători, [50] [51] în centrul căruia se află un jet molecular de mare viteză, provenind dintr-o sursă de radiații în infraroșu catalogată ca S 187 IRS, situat foarte aproape de o altă sursă puternică, IRAS 01202 + 6133. Prin aceste mapări s-a descoperit că partea vizibilă a norului este înconjurată de un anvelopă extinsă de hidrogen neutru, identificabilă la alte lungimi de undă decât cea vizibilă, a cărei masă totală poate fi estimată la aproximativ 7600 M . [29]

Dovezile prezenței fenomenelor de formare a stelelor pot fi identificate în numeroasele surse de infraroșu descoperite în nebuloasă, cum ar fi cele menționate recent, inclusiv jetul molecular; în special, una dintre cele mai puternice surse este IRAS 01202 + 6133, [52] inserat adânc într-un cocon luminos dens, care este bine identificabil în infraroșu (S 187 IRS), [53] al cărui omolog în lumina vizibilă este cunoscut sub numele de S187Hα: da ar fi o stea Herbig Ae / Be . [54]

Cassiopeia OB14

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. [55] În câteva milioane de ani, cele mai strălucitoare stele din asociație explodează ca supernove , 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. [55] 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. [56]

În detaliu, Cassiopeia OB14 este definită de patru stele supergigante extrem de strălucitoare, situate în aceeași regiune spațială ca LDN 1287 și LDN 1293; valoarea distanței sale, obținută prin medierea distanței celor patru stele principale, este de aproximativ 1100 parsec (3600 ani lumină), prin urmare ușor mai mare decât asociațiile vecine, în special Cepheus OB4. [18] Conform unor studii efectuate la începutul anilor nouăzeci , legătura fizică reală dintre Cas OB14 și LDN 1287 este dovedită de faptul că vântul stelar al celor patru giganți, și în special al κ Cassiopeiae , cel mai strălucit, ar fi principalul responsabil pentru declanșarea formării stelelor în interiorul norului. [39] [40] De asemenea, s-a emis ipoteza că LDN 1287 și LDN 1293 fac parte dintr-un sistem molecular gigant cu aspect filamentos, extins de la Cas OB14 la Cep OB4. [39]

Regiuni pe brațul lui Perseu

IC 1805 , cunoscut și sub numele de Nebuloasa Inimii , este un nor mare plasat pe Brațul lui Perseu în care este activă formarea de stele.
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Brațul lui Perseu și Regiunea de formare a stelelor din Nebuloasele Inimii și Sufletului .

Dincolo de marginea exterioară a brațului Orion se extinde o regiune vastă mai puțin densă de stele strălucitoare și gaze interstelare, o regiune intermediară între două brațe spirale; dincolo de acest spațiu, aproximativ 2100 parsec (6800 ani lumină), se află Brațul lui Perseu , una dintre cele două brațe spirale majore ale galaxiei noastre. Multe obiecte astronomice non-stelare observabile între constelațiile Cassiopeia și Auriga aparțin de fapt acestui braț major, precum M37 și faimosul Cluster dublu al Perseu. [5] În detaliu, grupurile deschise NGC 457 , NGC 663 și NGC 7789 aparțin acestui braț către Cassiopeia. [5]

Sectorul brațului lui Perseu în direcția Cassiopeia are câteva zone mari de formare a stelelor și mai multe asociații OB compuse din stele foarte luminoase. O structură de nebuloasă mult studiată este LDN 1238 , la o distanță de 2200-2500 parseci; [57] questa nube è ben nota in ambito astronomico perché contiene una particolare stella di pre-sequenza principale nota come MWC 1080. [45] Questa stella Ae/Be di Herbig, di classe spettrale B0 (una stella azzurra e molto calda), fa parte di un sistema multiplo , dove la primaria, che è a sua volta una binaria a eclisse , è separata da una compagna visibile all'infrarosso da 0,75"; [58] possiede inoltre una forte emissione di raggi X (da cui deriva la denominazione Be del suo spettro) ed è circondata da un piccolo ammasso di sorgenti infrarosse racchiuse in un raggio di 0,7 parsec. [59] MWC 1080 è associata ad un getto catalogato come HH 170, scoperto nel 1992 ; si estende ad est della stella e possiede una velocità radiale molto alta, che raggiunge un valore di 400 km/s sulla linea del flusso. [60]

Una delle maggiori aree di formazione stellare del Braccio di Perseo visibili in direzione di Cassiopea è la regione delle nebulose Cuore e Anima , posta nel settore più orientale della costellazione sul confine con la Giraffa e Perseo ; i complessi nebulosi in cui avviene la formazione di nuove stelle sono noti anche presso gli astronomi amatoriali come IC 1805 (Nebulosa Cuore) e IC 1848 (Nebulosa Anima). [6] A questo grande complesso sono associati numerosi ammassi aperti ben noti, fra cui spicca il celebre Ammasso Doppio, e due grandi associazioni OB, note come Cassiopeia OB6 e Perseus OB1. [4]

Associazioni OB

Mappa schematica che mostra la porzione galattica fra il Braccio di Orione e il Braccio di Perseo. Il Sole è in basso a sinistra.

Come prodotto diretto degli intensi fenomeni di formazione stellare che avvengono su larga scala nel Braccio di Perseo esiste una serie di associazioni OB, alcune delle quali molto estese e luminose. Il primo studio completo sulle stelle più brillanti appartenenti a queste associazioni poste a 2000 parsec di distanza è stato pubblicato nel 1978 ; negli anni successivi si è indagato sulle stelle membri delle associazioni, tramite il loro posizionamento sul diagramma HR . Le associazioni principali sono Cassiopeia OB1, Cassiopeia OB2, Cassiopeia OB5, Cassiopeia OB6, Cassiopeia OB7 e Cassiopeia OB8. [1]

Cassiopeia OB1

Cassiopeia OB1 è una piccola associazione OB formata da quattro stelle giganti di classe B di magnitudine apparente comprese fra l'ottava e la nona, situate alle coordinate galattiche l=122–125° eb=-1– -3°; [4] appare in interazione con alcune piccole aree nebulose. Si trova in direzione dell'ammasso aperto NGC 457 , con cui condivide pure una certa similitudine nella distanza dalla Terra .

Cassiopeia OB2

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Regione di Cassiopeia OB2 .

Cassiopeia OB2 è situata in una regione molto densa del braccio di spirale a cui appartiene; contiene una ventina di giganti e supergiganti blu di classe B e due di classe O, più, probabilmente, alcune stelle di Wolf-Rayet molto giovani, ma non è ben chiaro se si tratti di una reale associazione oppure se le sue componenti sono poste a distanze diverse senza formare una vera e propria associazione. Le coordinate galattiche in cui si trova sono l=108–115° eb=-2,5–+2° (a cavallo dell'equatore galattico), sulla linea di vista di alcuni ammassi aperti come NGC 7510 e NGC 7654 ; attorno a Cas OB2 si estende un vasto complesso nebuloso, che comprende la nebulosa ad anello catalogata come Sh2-157 e un giovane ammasso aperto noto come Mrk 50 (Basel 3). La forma ad anello della nebulosa è causata dall'azione del vento stellare di diverse stelle giganti, mentre il settore meridionale appare eccitato dalla radiazione luminosa delle stelle di classe O. [61] Fra i membri dell'associazione vi è una variabile Cefeide , catalogata come SU Cassiopeiae : si tratta di un astro noto per le sue pulsazioni particolari, che suggeriscono che non abbia attraversato la striscia di instabilità per la prima volta; ciò rende difficile studiare sia la sua evoluzione che la sua appartenenza alla stessa associazione. [62] La metallicità delle componenti è relativamente simile a quella del Sole , in particolare due stelle (HD 17327b e HD 17443) note per la loro alta velocità di rotazione. [62]

Cassiopeia OB5

Immagine mappata della costellazione di Cassiopea, con evidenziate le strutture del complesso sul Braccio di Perseo; le informazioni sono tratte dalla pubblicazione The space distribution and kinematics of supergiants .

Cassiopeia OB5 è composta da una quarantina di stelle nel cuore del Braccio di Perseo; si trova alle coordinate equatoriali RA =0h e DEC =+63° e appare avvolta in un grande sistema nebuloso di cui fanno parte le nubi Sh2-172 , Sh2-173 e Sh2-177 . [63] La distanza dell'associazione è stata stimata dalla gran parte degli studiosi sui 2200 parsec; tuttavia, in uno studio condotto nel 2007 questo complesso viene posto alla distanza di 3100 parsec circa. [64] Fra le stelle principali ve n'è una al limite della visibilità ad occhio nudo , la 6 Cassiopeiae : si tratta di una stella supergigante di fase intermedia fra supergigante blu e gialla ; la sua età è stimata sui 6,4 milioni di anni e la distanza sugli 8100 anni luce, pari a circa 2500 parsec. [65] Uno studio incentrato sull'individuazione delle masse di idrogeno neutro a diverse lunghezze d'onda ha permesso di scoprire una vasta superbolla che racchiude interamente l'associazione OB: il suo raggio è stato stimato in 190 parsec e la velocità di espansione sarebbe di circa 2 km/s; [66] si sospetta inoltre che una bolla così estesa non sia il frutto di una singola esplosione di supernova , la cui onda d'urto spazzi via il gas circostante, ma sia piuttosto il frutto dell'azione della somma del vento stellare proveniente dalle stelle dell'associazione stessa. [66]

Cassiopeia OB6

Cassiopeia OB6 è una vasta e brillante associazione OB; si estende per alcune centinaia di anni luce e ingloba diversi oggetti, come le nebulose Cuore e Anima, gli ammassi aperti associati a IC 1805 e IC 1848, la nube IC 1795 , Sh2-196 e Sh2-201 e il resto di supernova HB 3, un gigante involucro di gas e polveri. [67] La connessione fra tutti questi oggetti fu ipotizzata per la prima volta negli anni cinquanta , quando venne teorizzata l'esistenza di un'associazione di stelle giovani e calde che eccitasse i gas della regione; le osservazioni di grandi gusci di idrogeno neutro in prossimità di queste stelle calde fece pensare a un'interazione fra le stelle e il mezzo interstellare locale. [67] Cas OB6 appare anche in relazione con una delle più estese e brillanti associazioni OB della nostra Galassia, l'Associazione Perseus OB1, a cui appartengono anche le stelle dell'Ammasso Doppio. [4]

La formazione delle stelle brillanti attualmente osservabili è iniziata nella regione di IC 1805 circa tre milioni di anni fa; l'età si è potuta calcolare tramite la distribuzione delle stesse stelle sul diagramma HR. Circa tre milioni di anni è anche il tempo di espansione dell'involucro gassoso W4, che possiede un raggio di 35 parsec, che avrebbe dunque un'età paragonabile all'associazione; la bolla HB3 sarebbe invece stata causata dall'esplosione di una supernova avvenuta all'interno della stessa Cas OB6, che è infatti molto più giovane e il suo effetto sulle nubi di idrogeno neutro circostanti è molto inferiore rispetto a W4. [67]

Cassiopeia OB7

NGC 663 , un ammasso aperto facente parte dell'associazione Cas OB8.

Cassiopeia OB7 è un'associazione molto estesa situata alle coordinate galattiche l=123° eb=+1°, [68] sebbene, per le sue dimensioni, non sia particolarmente ricca di stelle di grande massa: conta infatti una trentina di stelle supergiganti di classe O e B; si tratta anche di un oggetto poco noto e studiato. L'associazione è situata sul bordo interno del Braccio di Perseo e l'intera regione in cui si trova è connessa con una superbolla in espansione, che il vento stellare di Cas OB7 sospinge verso il settore intermedio fra il suo braccio di appartenenza e il nostro. [69] Si pensa che la distribuzione stellare di Cas OB7 sia stata disturbata da un'esplosione di supernova, che ha modificato la velocità radiale delle stelle più vicine ad essa, alcune delle quali, come HD 5689, sono sfuggite via dall'associazione. [69] L'interazione del vento stellare con i gas del mezzo interstellare circostante potrebbe inoltre aver favorito l'avvento di una serie di fenomeni di formazione stellare sequenziali, come sarebbe testimoniato dalla presenza di alcuni oggetti stellari giovani e stelle T Tauri. [68]

Cassiopeia OB8

Cassiopeia OB8 si estende in direzione del settore più centrale della costellazione di Cassiopea; con una distanza stimata sui 2600 parsec (8500 anni luce), viene a trovarsi nel Braccio di Perseo fra Cas OB1 e Per OB1. Diverse sue stelle membri sono ben osservabili anche con un piccolo binocolo e ingloba al suo interno alcuni fra gli ammassi aperti più famosi di Cassiopea, come M103 , NGC 663 , NGC 654 e NGC 659 . [9] Per Cas OB8 è stata stimata un'età di 20-25 milioni di anni, dunque maggiore di altre associazioni vicine; contiene una quindicina di stelle supergiganti estremamente luminose e calde, alcune delle quali sono incluse negli ammassi elencati in precedenza, che raggiungono la sesta e la settima magnitudine apparente. [70]

Note

  1. ^ a b c d e f g h Mária Kun, Star Forming Regions in Cassiopeia ( PDF ), vol. 1, Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, Bo Reipurth, dicembre 2008, p. 24, ISBN 978-1-58381-670-7 .
  2. ^ a b c 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 l'8 marzo 2009 .
  3. ^ a b c d e Grenier, IA; Lebrun, F.; Arnaud, M.; Dame, TM; Thaddeus, P., CO observations of the Cepheus flare. I - Molecular clouds associated with a nearby bubble , in Astrophysical Journal , vol. 347, dicembre 1989, pp. 231-239. URL consultato l'8 marzo 2009 .
  4. ^ a b c d Humphreys, RM, The space distribution and kinematics of supergiants , in Astronomical Journal , vol. 75, n. 602, giugno 1970, DOI : 10.1086/110995 . URL consultato l'8 maggio 2009 .
  5. ^ a b c d Dias, WS; Alessi, BS; Moitinho, A.; Lépine, JRD, New catalogue of optically visible open clusters and candidates , in Astronomy and Astrophysics , vol. 389, luglio 2002, pp. 871-873, DOI : 10.1051/0004-6361:20020668 . URL consultato il 18 febbraio 2009 .
  6. ^ a b c d e Megeath, ST; Townsley, LK; Oey, MS; Tieftrunk, AR, Low and High Mass Star Formation in the W3, W4, and W5 Regions ( PDF ), vol. 1, Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, Bo Reipurth, dicembre 2008, p. 24, ISBN 978-1-58381-670-7 .
  7. ^ 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 .
  8. ^ Una declinazione di 60°N equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 30°; il che equivale a dire che a nord del 30°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 30°S l'oggetto non sorge mai.
  9. ^ a b Murdin, P., M103 , in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Edited by Paul Murdin, article 6103. Bristol: Institute of Physics Publishing , novembre 2000, DOI : 10.1888/0333750888/6103 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  10. ^ La precessione , su www-istp.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 30 aprile 2008 .
  11. ^ Corso di astronomia teorica - La precessione , su astroarte.it . URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2008) .
  12. ^ 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.
  13. ^ Dame, TM; Ungerechts, H.; Cohen, RS; de Geus, EJ; Grenier, IA; May, J.; Murphy, DC; Nyman, L.-A.; Thaddeus, P., A composite CO survey of the entire Milky Way , in Astrophysical Journal , vol. 332, novembre 1987, pp. 706-720, DOI : 10.1086/165766 . URL consultato il 19 febbraio 2009 .
  14. ^ Massi, F.; Codella, C.; Brand, J.; Di Fabrizio, L.; Wouterloot, J., Outflows and jets from low mass protostars in Bok globules: the case of CB230 , in Memorie della Società Astronomica Italiana , vol. 76, 2005, p. 40. URL consultato l'8 marzo 2009 .
  15. ^ Dobashi, Kazuhito; Uehara, Hayato; Kandori, Ryo; Sakurai, Tohko; Kaiden, Masahiro; Umemoto, Tomofumi; Sato, Fumio, Atlas and Catalog of Dark Clouds Based on Digitized Sky Survey I , in Publications of the Astronomical Society of Japan , vol. 57, SP1, febbraio 2005, pp. S1-S368. URL consultato il 10 marzo 2009 .
  16. ^ Heiles, Carl, Observations of the Spatial Structre of Interstellar Hydrogen. I. High-Resolution Observations of a Small Region , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 15, dicembre 1967, p. 97, DOI : 10.1086/190164 . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  17. ^ Berkhuijsen, EM 1973, A&A, 24, 143
  18. ^ a b Humphreys, RMStudies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way , in Astrophysical Journal, Supplement Series , vol. 38, dicembre 1978, pp. 309-350, DOI : 10.1086/190559 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  19. ^ Garmany, CD; Stencel, RE, Galactic OB associations in the northern Milky Way Galaxy. I - Longitudes 55 deg to 150 deg , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 94, n. 2, agosto 1992, pp. 211-244. URL consultato l'11 maggio 2009 .
  20. ^ a b Lynds, Beverly T., Catalogue of Dark Nebulae , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 7, maggio 1962, p. 1, DOI : 10.1086/190072 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  21. ^ Il primo è monossido di carbonio con l' isotopo 13 del carbonio; il secondo è monossido di carbonio con l'isotopo 18 dell'ossigeno.
  22. ^ a b c Obayashi, Ayano; Kun, Mária; Sato, Fumio; Yonekura, Yoshinori; Fukui, Yasuo, Star formation in the L1333 molecular cloud in Cassiopeia , in Astronomical Journal , vol. 115, gennaio 1998, p. 274, DOI : 10.1086/300172 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  23. ^ Onishi, Toshikazu; Kawamura, Akiko; Abe, Rihei; Yamaguchi, Nobuyuki; Saito, Hiro; Moriguchi, Yoshiaki; Mizuno, Akira; Ogawa, Hideo; Fukui, Yasuo, NANTEN Observations of the Pipe Nebula; A Filamentary Massive Dark Cloud with Very Low Star-Formation Activity , in Publ. of the Astronomical Society of Japan , vol. 51, dicembre 1999, pp. 871-881. URL consultato il 7 maggio 2009 .
  24. ^ a b Tachihara, K.; Onishi, T.; Mizuno, A.; Fukui, Y., Statistical study of C 18 O dense cloud cores and star formation , in Astronomy and Astrophysics , vol. 385, aprile 2002, pp. 909-920, DOI : 10.1051/0004-6361:20020180 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  25. ^ Longitudini galattiche, ossia la regione più ad est, verso Cassiopea. l=116-124°; b=-17°.
  26. ^ a b Olano, CA; Meschin, PI; Niemela, VS, The interstellar medium in the Upper Cepheus-Cassiopeia region , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 369, n. 2, giugno 2006, pp. 867-874, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2006.10343.x . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  27. ^ a b Kun, M.; Obayashi, A.; Sato, F.; Yonekura, Y.; Fukui, Y.; Balazs, LG; Abraham, P.; Szabados, L.; Kelemen, J., Study of L 1340: A star-forming cloud in Cassiopeia , in Astronomy and Astrophysics , vol. 292, n. 1, dicembre 1994, pp. 249-260. URL consultato il 7 maggio 2009 .
  28. ^ a b Cohen, M., Red and nebulous objects in dark clouds - A survey , in Astronomical Journal , vol. 85, gennaio 1980, pp. 29-35, DOI : 10.1086/112630 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  29. ^ a b Yonekura, Yoshinori; Dobashi, Kazuhito; Mizuno, Akira; Ogawa, Hideo; Fukui, Yasuo, Molecular Clouds in Cepheus and Cassiopeia , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 110, maggio 1997, p. 21, DOI : 10.1086/312994 . URL consultato il 10 marzo 2009 .
  30. ^ Nanda Kumar, MS; Anandarao, BG; Yu, Ka Chun, Ongoing Star Formation Activity in the L1340 Dark Cloud , in The Astronomical Journal , vol. 123, n. 5, maggio 2002, pp. 2583-2589, DOI : 10.1086/339966 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  31. ^ Kun, M.; Nikolić, S.; Johansson, LEB; Balog, Z.; Gáspár, A., Low-mass star formation in Lynds 1333 , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 371, n. 2, settembre 2006, pp. 732-738, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2006.10698.x . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  32. ^ Magakian, T. Yu.; Movsessian, TA; Nikogossian, EG, Search for HH-Objects and Emission-Line Stars in Star Forming Regions. I. The Lynds 1340 Dark Cloud , in Astrophysics (English translation of Astrofizika) , vol. 46, n. 1, gennaio 2003, pp. 1-9, DOI : 10.1023/A:1022925317242 . URL consultato il 7 maggio 2009 . Citato in Handbook of Star Forming Regions.
  33. ^ Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  34. ^ A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  35. ^ Lagage, PO; Olofsson, G.; Cabrit, S.; Cesarsky, CJ; Nordh, L.; Rodriguez Espinosa, JM, A Deeply Embedded Companion to LkH alpha 198 , in Astrophysical Journal Letters , vol. 417, novembre 1993, pp. L79, DOI : 10.1086/187099 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  36. ^ Strom, KM; Strom, SE; Wolff, SC; Morgan, J.; Wenz, M., Optical manifestations of mass outflows from young stars - At atlas of CCD images of Herbig-Haro objects , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 62, settembre 1986, pp. 39-80, DOI : 10.1086/191133 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  37. ^ Corcoran, D.; Ray, TP; Bastien, P., Optical outflows in the vicinity of LkHα 198 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 293, gennaio 1995, pp. 550-558. URL consultato il 9 maggio 2009 .
  38. ^ McGroarty, F.; Ray, TP; Bally, J., Parsec-scale Herbig-Haro outflows from intermediate mass stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 415, febbraio 2004, pp. 189-201, DOI : 10.1051/0004-6361:20034202 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  39. ^ a b c d Yang, Ji; Umemoto, Tomofumi; Iwata, Takahiro; Fukui, Yasuo, A millimeter-wave line study of L1287 - A case of induced star formation by stellar wind compression? , in Astrophysical Journal , vol. 272, maggio 1991, pp. 137-145, DOI : 10.1086/170032 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  40. ^ a b Snell, Ronald L.; Dickman, Robert L.; Huang, Y.-L., Molecular outflows associated with a flux-limited sample of bright far-infrared sources , in Astrophysical Journal , vol. 352, marzo 1990, pp. 139-148, DOI : 10.1086/168521 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  41. ^ Kalenskii, SV; Promyslov, VG; Winnberg, A., Thermal lines of methanol towards bipolar outflows , in Astronomy Reports , vol. 151, n. 1, gennaio 2007, pp. 44-54, DOI : 10.1134/S1063772907010052 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  42. ^ Kenyon, Scott J.; Hartmann, Lee; Gomez, Mercedes; Carr, John S.; Tokunaga, Alan, RNO 1B/1C - A double FU Orionis system , in Astronomical Journal , vol. 105, n. 4, aprile 1993, pp. 1505-1510, DOI : 10.1086/116529 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  43. ^ Weintraub, David A.; Kastner, Joel H.; Gatley, Ian; Merrill, KM, Diffraction-Limited 3.8 Micron Imaging of Protostellar Outflow Sources , in Astrophysical Journal Letters , vol. 468, settembre 1996, pp. L45, DOI : 10.1086/310233 . URL consultato il 9 maggio 2009 .
  44. ^ a b c ( EN ) J Yang, A Study of Molecular Clouds and Star Formation in the Cepheus–Cassiopeia Region , Thesis, Nagoya University, 1990.
  45. ^ a b Herbig, George H., The Spectra of Be- and Ae-TYPE Stars Associated with Nebulosity , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 4, marzo 1960, p. 337, DOI : 10.1086/190050 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  46. ^ Lattanzi, Mario G.; Massone, Giuseppe; Munari, Ulisse, Memberships and CM diagrams of young open clusters. I - NGC 225 , in Astronomical Journal , vol. 102, luglio 1991, pp. 177-199, DOI : 10.1086/115865 . URL consultato il 10 maggio 2009 .
  47. ^ Subramaniam, Annapurni; Mathew, Blesson; Kartha, Sreeja S., Star formation in the region of young open cluster - NGC 225 , in Bulletin of the Astronomical Society of India , vol. 34, n. 4, dicembre 2006, p. 315. URL consultato il 10 maggio 2009 .
  48. ^ Hagen, Gretchen L., An atlas of open cluster colour-magnitude diagrams , in Publications of the David Dunlap Observatory, Toronto: David Dunlap Observatory , 1970. URL consultato il 10 maggio 2009 .
  49. ^ Russeil, D.; Adami, C.; Georgelin, YM, Revised distances of Northern HII regions , in Astronomy and Astrophysics , vol. 470, luglio 2007, pp. 161-171, DOI : 10.1051/0004-6361:20066051 . URL consultato l'11 maggio 2009 .
  50. ^ Casoli, F.; Combes, F.; Gerin, M., Observations of molecular clouds in the second galactic quadrant , in Astronomy and Astrophysics , vol. 133, n. 1, aprile 1984, pp. 99-109. URL consultato l'11 maggio 2009 .
  51. ^ Joncas, G.; Durand, D.; Roger, RS, The Sharpless 187 gas complex - A multifrequency study , in Astrophysical Journal , vol. 387, marzo 1992, pp. 591-611, DOI : 10.1086/171109 . URL consultato l'11 maggio 2009 .
  52. ^ Bally, J.; Lada, CJ, The high-velocity molecular flows near young stellar objects , in Astrophysical Journal, , vol. 265, febbraio 1983, pp. 824-847, DOI : 10.1086/160729 . URL consultato l'11 maggio 2009 .
  53. ^ Hodapp, Klaus-Werner, AK' imaging survey of molecular outflow sources , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 94, n. 2, ottobre 1994, pp. 615-649, DOI : 10.1086/192084 . URL consultato l'11 maggio 2009 .
  54. ^ Zavagno, A.; Deharveng, L.; Caplan, J., A new young stellar object in the S 187 complex: Photometry and spectroscopy , in Astronomy and Astrophysics , n. 2, gennaio 1994, pp. 491-504. URL consultato l'11 maggio 2009 .
  55. ^ 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 .
  56. ^ 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 .
  57. ^ Canto, J.; Rodriguez, LF; Calvet, N.; Levreault, RM, Stellar winds and molecular clouds - Herbig Be and AE type stars , in Astrophysical Journal , vol. 282, luglio 1984, pp. 631-640, DOI : 10.1086/162242 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  58. ^ Leinert, C.; Richichi, A.; Haas, M., Binaries among Herbig Ae/Be stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 318, febbraio 1997, pp. 472-484. URL consultato il 7 maggio 2009 .
  59. ^ Testi, L.; Palla, F.; Natta, A., A search for clustering around Herbig Ae/Be stars. II. Atlas of the observed sources , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 133, novembre 1998, pp. 81-121, DOI : 10.1051/aas:1998451 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  60. ^ Poetzel, R.; Mundt, R.; Ray, TP, Herbig-Haro outflows associated with high-luminosity young stellar objects - AFGL 2591 and MWC 1080 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 262, 1992 agosto, pp. 229-247. URL consultato il 9 maggio 2009 .
  61. ^ Lozinskaia, TA; Sitnik, TG; Lomovskii, AI, Nebular complex in the region of Cas OB2 association - Ring nebula Sh157 , in Astrophysics and Space Science , vol. 121, n. 2, aprile 1986, pp. 357-385, DOI : 10.1007/BF00653708 . URL consultato l'8 maggio 2009 .
  62. ^ a b Usenko, IA; Kovtyukh, VV; Klochkova, VG; Panchuk, VE; Yermakov, SV, Spectroscopic investigations of classical Cepheids and main-sequence stars in galactic open clusters and associations. I. Association Cas OB2 and the small-amplitude Cepheid SU Cassiopeae , in Astronomy and Astrophysics , vol. 367, marzo 2001, pp. 831-839, DOI : 10.1051/0004-6361:20000531 . URL consultato l'8 maggio 2009 .
  63. ^ Galaxy map , su Result for Sh2-173 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  64. ^ Russeil, D.; Adami, C.; Georgelin, YM, Revised distances of Northern HII regions , in Astronomy and Astrophysics , vol. 470, n. 1, luglio 2007, pp. 161-171, DOI : 10.1051/0004-6361:20066051 . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  65. ^ Big and Giant stars , Result for 6 Cas . URL consultato il 7 maggio 2009 .
  66. ^ a b Moór, A.; Kiss, Cs., Multiwavelength Study of the Cas OB5 Supershell , in Communications of the Konkoly Observatory , Hungary Proceedings of the conference: 'The interaction of stars with their environment II.', held at the Eötvös Loránd University, Budapest, Hungary , gennaio 2003, pp. 149-152. URL consultato il 7 maggio 2009 .
  67. ^ 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 .
  68. ^ a b Cazzolato, F.; Pineault, S., Cas OB7 and its Surrounding ISM , in Seeing Through the Dust: The Detection of HI and the Exploration of the ISM in Galaxies, ASP Conference Proceedings , vol. 276, dicembre 2002, p. 312, ISBN 1-58381-118-4 . URL consultato l'8 maggio 2009 .
  69. ^ a b Cazzolato, François; Pineault, Serge, Large-Scale Structure and Dynamics of Cassiopeia OB7 , in The Astronomical Journal , vol. 125, n. 4, aprile 2003, pp. 2050-2063, DOI : 10.1086/368242 . URL consultato l'8 maggio 2009 .
  70. ^ Double Cluster ( PDF ), su tristram.uklinux.net . URL consultato il 9 maggio 2009 (archiviato dall' url originale il 22 novembre 2008) .

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 Cassiopea

Carte celesti

Pubblicazioni scientifiche

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 10 giugno 2009 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki