Brazo de Orión

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Diagrama de la conocida Vía Láctea; el Brazo de Orion se indica en naranja.

El brazo de Orión, también conocido como el Brazo local, es un brazo menor de nuestra galaxia, la Vía Láctea ; su importancia está dada por el hecho de que nuestro sistema planetario se encuentra dentro de ella: el sistema solar .

De acuerdo con estudios llevados a cabo hacia el final de la década de 2000 , este brazo se origina desde el brazo de Sagitario más o menos en la dirección de la constelación de la Flecha y tiene una bifurcación, con una rama que sigue la tendencia de los demás brazos espirales y una rama dirigida hacia los brazos exteriores. [1]

Contiene un gran número de complejos de nebulosa moleculares y nubes moleculares gigantes , en gran parte oscurecer, así como algunos de los activos la mayoría de formación de estrellas regiones conocidas dentro de la Vía Láctea. Además de esto, casi todas las estrellas visibles a simple vista y los más brillantes objetos no estelares visibles desde la Tierra pertenecen a este brazo espiral, como el Pleiades , la escena de la Natividad y la Nebulosa de Orión . [2]

Características generales

El Cinturón de Orión , compuesto por algunas de las estrellas más brillantes y masivas del brazo de Orión; en la parte inferior de la imagen, por debajo del cinturón, brilla la estrella azul σ Orionis , que aquí aparece rodeado por un vasto y tenue nube de color anaranjado. A la izquierda de la estrella es la famosa Nebulosa Cabeza de Caballo .

El nombre del Brazo de Orión se deriva del hecho de que su punto más rica y más intensa visible desde la Tierra se encuentra en la dirección de la constelación de Orión ; su posición galáctico se encuentra entre los Sagitario y Perseo brazos, dos de los principales brazos espirales de nuestra galaxia. El Sol está posicionado dentro del brazo, cerca del borde interior de la Burbuja Local , sobre 8.000 parsecs (26.000 años luz ) del centro de la vía láctea, en una posición intermedia entre su núcleo y su extrema periferia. Como en el caso del brazo de Perseus, la estructura y extensión del brazo de Orion se determinó mediante el estudio de la posición de las nubes moleculares con emisiones en el CO banda. [1]

En las galaxias espirales, la espiral brazos tienen un patrón similar a la de una espiral logarítmica , una cifra que teóricamente se pueden mostrar como resultado de una alteración en la rotación uniforme de la masa de las estrellas. Como las estrellas, los brazos espirales giran alrededor del centro, pero con una velocidad angular que varía de un punto a punto: esto significa que el interior de las estrellas de tránsito y fuera de los brazos espirales, y su velocidad de revolución disminuciones en las estrellas que se encuentran en. las regiones fuera de los brazos, mientras que es más rápido para las estrellas que se encuentran en el interior. [3] Se cree que los brazos espirales ser zonas con una alta densidad de la materia, o más bien ondas de densidad que emanan desde el centro galáctico; De esto se deduce que los brazos espirales cambian constantemente morfología y posición. La onda de compresión aumenta la densidad de hidrógeno molecular, la cual, se manifiestan fenómenos de inestabilidad gravitacional , fácilmente colapsa dando lugar a la formación de protoestrellas ; de hecho, los brazos aparecen más brillantes que el resto del disco no porque su masa es significativamente mayor, pero debido a que contienen mucho más estrellas jóvenes y brillantes que otras áreas del disco. [4] [5] Como estrellas se mueven a través del brazo, la velocidad espacial de cada uno de ellos se cambia por las fuerzas gravitacionales de la densidad más alta; esta velocidad disminuye a medida que las estrellas salen del brazo espiral. Este efecto de "onda" se puede comparar con un punto de mucho tráfico en una autopista, con los coches obligados a reducir la velocidad en ciertos puntos. Los brazos son en realidad visible debido a su alta densidad, lo que también facilita la formación de estrellas , y con frecuencia se esconden las estrellas jóvenes y brillantes dentro de ellos. [4] [5]

En comparación con los brazos espirales más grandes, el brazo de Orión muestra algunas peculiaridades. Sería originados en el brazo de Sagitario a la altura de la gran formación de estrellas región W51 , indicado como el punto de bifurcación basado en paralaje estudios, [6] y continuar hacia la región de Cygnus X , la Cepheus Complex , la Burbuja Local (donde el Sun se encuentra) y el Orion Complejo . Más allá de la goma de la nebulosa , presentaría una bifurcación: una parte se desviaría hacia el Mayor perro e ir hacia el exterior de la Vía Láctea, la primera intersección del brazo de Perseo , la formación de un cúmulo de estrellas jóvenes, luego de alcanzar el exterior del brazo ; la segunda rama, más pequeño, se dirige hacia el Vele , en la región de la Vela Molecular de Ridge , por unos pocos miles de años luz, terminando más allá de la región de Puppis A y el Turner 5 asociación. [1] De acuerdo con otros estudios que siempre examinan las mediciones de paralaje de algunas regiones de formación de estrellas, el punto de origen del brazo de Orión no sería W51 pero la radiación infrarroja G59.7 fuente + 0,1 ( IRAS 19410 + 2336), situado en el primer plano con respecto a W51 (y por tanto más cerca), cerca de la nebulosa NGC 6820 ; W51 en lugar de otro ser plenamente parte del brazo de Sagitario. [7]

Una estructura similar a la Orion Arm, que es un brazo espiral intermedia que está dispuesto transversalmente va a intersectar otros brazos más exteriores, parece ser un elemento común a muchas otras galaxias espirales , tales como el famoso M74 , en la constelación de Piscis , o M101 , en la Osa Mayor . El punto donde el brazo de Perseus y el Brazo de Orion cruz, aproximadamente en el coordenadas galácticos l = 235 ° -245 °, muestra una presencia mayor de los jóvenes cúmulos de estrellas, mientras que las nubes moleculares con emisiones en el CO banda parece ser poco presente; esto probablemente denota una especie de escamas del brazo de Perseo coincidiendo con el tránsito de Perseo. [1]

El Brazo de Orión es responsable de la gran cantidad de estrellas visibles en la franja de cielo entre el Auriga y la Vele: este tramo de cielo es de hecho el más rico de estrellas desde la quinta hasta la novena magnitud de toda la bóveda celeste; muchas de estas estrellas son visibles a simple vista , mientras que las estrellas más débiles forman campos de estrellas muy ricos, especialmente en las constelaciones de Orión, Can Mayor y papá .

estructuras principales

Origen

Icono de lupa mgx2.svg W51 nube molecular de complejo y Vulpécula OB1 Región .
NGC 6820 , la mayor de las nubes vinculados a la asociación Vulpécula OB1.

Aunque no existe un consenso general sobre el punto exacto donde comienza el brazo de Orión, la mayoría de los estudiosos coinciden en que este brazo se origina en una ramificación del brazo de Sagitario en una dirección hacia fuera. La bifurcación se realiza a la altura de la parte norte de la constelación de Aquila o, a lo sumo, en la dirección de la flecha , en función de las interpretaciones. Esta región presenta considerables dificultades de observación, debido a la superposición de la línea de visión de varios bancos de interestelares de gas y polvo , que oscurecen la luz de los objetos que se encuentran más allá de ellos; estos bancos de nubes se encuentran a una distancia de alrededor de 200-300 parsecs (650-980 años luz ) y forman el llamado " de Eagle Rift ".

La parte norte de L'Aquila es el hogar de la gran W51 nube molecular compleja , que es una de las mayores regiones de formación de estrellas en la Vía Láctea y se cree que representa la primera etapa en el nacimiento de una masiva asociación OB . [8] Su distancia se determinó sobre la base de estudios sobre la trigonométrica paralaje y en la velocidad radial de algunos de agua máseres alojados en ella, con referencia particular a la región llamada W51 IRS2, una de las principales fuentes de radiación infrarroja en la región ; esta distancia se ha indicado como entre 5100 y 5800 parsecs del sistema solar. [7] Algunos estudios indican esta región como el posible punto de partida del brazo de Orión, mientras que de acuerdo con otros estudios, W51 pertenece enteramente al Brazo de Sagitario.

Los estudios que niegan la tesis según la cual se origina el Orion brazo a la altura de W51, indican que el punto de bifurcación de la radiación infrarroja G59.7 fuente + 0,1 ( IRAS 19410 + 2336), situado cerca de la nube NGC 6820 ; [7] NGC 6820 es la más grande nube visible en la constelación de la Volpetta , vinculado a la asociación Vulpecula OB1 . Vulpecula OB1, situado a una distancia media de 2300 parsecs (7500 años luz), se compone de un centenar de estrellas de gran masa y medio y se extiende por un diámetro aparente de más de 6 °; su parte central coincide con el cúmulo NGC 6823 , mientras que sus miembros se pueden encontrar en un área mucho más grande ovalada. Las nebulosas asociadas con este anfitrión región de algunos fenómenos de formación de estrellas en las estrellas relativos generales de masa grande y mediano. Además de la extensa NGC 6820, ionizado por las estrellas del cúmulo NGC 6823, [9] Hay las pequeñas nubes Sh2-87 y Sh2-88 , ionizada por una estrella masiva de la clase espectral B0 oscurecida fuerte y rodeado por los gases de las nubes a sí mismos; [10] también en estos dos nubes fenómenos de formación de estrellas son activos, como se evidencia por la presencia de chorros bipolares, tales como objetos HH , y de agua máseres . [11]

La región de cisne

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Nube Molecular Complejo del cisne y de la grieta del cisne .
La parte más meridional de la nebulosa Sh2-109 compleja, con el protagonismo de la nebulosa oscura B147 .

Alrededor de 2.300 parsecs de distancia, el borde del brazo de Orión hacia afuera cae en la dirección de la constelación del cisne ; este rasgo incluye algunos enlaces de OB brillantes, como Cygnus OB3 y Cygnus OB8. La primera de ellas tiene unos cuarenta estrellas masivas de la clase O y B, además de dos Wolf-Rayet las estrellas catalogadas como WR 134 y WR 135; las estrellas dominantes son en cambio el supergigante azul HD 190429 y el gigante azul HD 191456. [12] Cygnus OB8 es el más externo de los dos y se encuentra a poca distancia de la Sh2-115 nube y se compone de una veintena de gigantes y supergigantes azules . [13]

En 1500 parsecs de distancia, el brazo de Orión está dominado en un sentido absoluto por el sistema nebulosa inmensa de la cisne Complex ; los dos componentes principales del sistema son el gran nube ionizada Sh2-109 y la nube molecular gigante Cygnus X , que en conjunto constituyen uno de los mayores complejos nebulosa conocidos dentro del grupo local de galaxias . Aunque el estudio de esta región se hace menos fácil debido a la superposición de nubes oscuras a lo largo de la línea de visión, tal como han sido identificados en ella hasta 159 nubes distintas, de las que se conocen diferentes características tales como la densidad, el tamaño y la masa; a estos se añaden siete grandes regiones H II, tres restos de supernovas, 45 estrellas T Tauri , 18 chorros moleculares y tantos como 215 fuentes de radiación infrarroja, coincidiendo con objetos estelares jóvenes y protoestrellas , probablemente asociado con las nubes moleculares. [14] [15] El complejo sería todavía en una fase temprana de su evolución, como se evidencia por la presencia de algunos cúmulos abiertos extremadamente jóvenes y concentradas con brillante y componentes estelares masivas. [16] En la parte más remota de la región, conectado con una de las asociaciones OB de la zona, es el bien conocido Cygnus X-1 objeto, un X- fuente de rayos considerado por muchos como un agujero negro que absorbe la la materia de su estrella compañera, una supergigante azul . [17]

Entre las regiones más estudiadas del complejo es la nube DR 21, también conocido como W75; [18] que es una de las regiones de formación de estrellas masivas la mayor parte de la Vía Láctea y estaría compuesto de dos nubes gigantes moleculares que interactúan entre sí: la región más densa y más masivo, ubicadas en una posición central, podría haber originado a partir de una generalizado fenómeno de colapso ; en esta zona la formación de estrellas calientes tuvo lugar, que ilumina los gases circundantes, la transformación de la nube molecular en la región compacta H II que ahora se puede observar. DR 21 es una estructura muy joven, donde las turbulencias y presiones originarios de los órganos circundantes aún no han alterado la estructura de una manera tal que cause una desaceleración de la contracción. [19]

Tres asociaciones OB grandes originó a partir de los gases de la compleja, conocida como Cygnus OB1, OB2 Cygnus y Cygnus OB9; Entre éstos, los más importantes y más estudiado es Cygnus OB2, famosa por ser una de las asociaciones OB más brillantes y más concentradas en la Vía Láctea; que se compone de un gran número de estrellas supergigantes azules, algunos de los cuales son también entre los intrínsecamente brillante más conocidos, como el famoso Cygnus OB2-12 . [20] Sus componentes son extremadamente joven y muestran una moderadamente reducida velocidad de rotación . [21] Algunos estudiosos, teniendo en cuenta la masa, densidad y tamaño de la asociación, han planteado la hipótesis de que Cygnus OB2 es en realidad un ejemplo de un cúmulo globular en la formación de: objetos similares se han observado tanto en la Nube de Magallanes y en la formación regiones estrella presentar en otras galaxias; También se señaló que esta sería la primera de esta clase de objetos conocidos dentro de nuestra galaxia. [22]

Superpuesta en el Complejo de cisne , pero a una distancia más corta (aproximadamente 1000 parsecs), son las dos pequeñas asociaciones Cygnus OB4 y Cygnus OB7. A unos 800 parsecs mentiras del gran cisne del Rift , un vasto complejo de nebulosas oscuras que casi completamente máscaras de la región detrás del cisne Complejo; parte de los gases de la Rift aparecer ionizado por las estrellas de la asociación Cygnus OB7 [23] y por lo tanto se hacen visibles, formando la famosa Norteamérica nebulosa y la nebulosa del pelícano ; En particular, el principal responsable de la excitación de los gases de estas dos nebulosas sería la fuente de 2MASS J205551.25 + 435224.6, coincidiendo con una joven estrella azul de la clase espectral O5V. [24]

Las regiones de Cefeo

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Cepheus complejo nube molecular .
La famosa nebulosa vdB 142 , apodado "trompa de elefante" debido a su forma alargada. capullos oscuros como estos a menudo albergan estrellas jóvenes en formación.

El brazo de Orion en la dirección de la constelación de Cepheus presenta una gran concatenación de regiones de formación de estrellas, cuya distancia media desde el Sol es de alrededor de 800 parsecs (2600 años luz). Este gran arco de estrellas y nebulosas atraviesa la región central del brazo, alcanzando sus bordes más exteriores; la concatenación incluye tres asociaciones OB grandes visibles en la dirección de Cepheus, conocido como Cepheus OB2, OB3 Cepheus y Cepheus OB4, continúa en la dirección de Cassiopeia incluyendo Cassiopeia OB14, y termina cerca de Camelopardalis OB1, en la constelación de Giraffa . La mayoría de estas regiones, en particular aquellos visible en Cepheus, aparecen oscurecidas por grandes bancos de nubes oscuras, que se extienden a altas latitudes galácticos precisamente en la dirección de los complejos nebulosos, también se extendió a altas latitudes galácticos, entre 0 ° y + 30 ° ; [25]

En el complejo Cefeo la formación de estrellas podría haber sido causado, en los últimos millones de años, por la acción de las diferentes fuerzas de actuación: la onda de choque de la expansión de restos de la supernova que causó la burbuja súper denominado bucle III, que comprime el gas de la medio circundante sería la principal causa de modelado de nube. [25] Una gran cantidad de evidencia de la actividad de formación se ha descubierto dentro de los complejos: de hecho, varios objetos jóvenes estelares y pre-secuencia principal son conocidos estrellas, varias estrellas T Tauri, más de un centenar de estrellas de emisión e infrarrojos fuentes de radiación y alrededor de cincuenta objetos Herbig-Haro . [26]

Entre la mayoría de los objetos nebulosos notables en la región es la gran nube IC 1396 ; su brillo es debido a la excitación de sus gases operado por el viento estelar de la HD gigante azul 206267, perteneciente a la asociación Cepheus OB2 . La expansión de esta región H II parece haber creado un gran anillo de gas molecular con un radio de unos 12 parsecs en un lapso de tiempo de al menos 3 millones de años. [27] La estructura de anillo se extiende por alrededor de 3 ° y está rodeado por un gran número de glóbulos oscuros, dentro de la cual la formación de nuevas estrellas probablemente tiene lugar debido a la compresión de la parte delantera de la ola por ionización . Impacto de vientos estelares y presión de la radiación ; los grandes glóbulos se encuentran en el lado noroeste de la región nebulosa. [25] Entre estos glóbulos se encuentra el famoso capullo apodado elefante probóscide . [28]

Nebulosa NGC 7023 , una de las referencias utilizadas en el intento de establecer la distancia del Complejo Cefeo.

Entre los menos visibles nubes se encuentra Sh2-140 , una región H II situado en el extremo sudoeste de la oscuridad nebulosa LDN 1204, en la burbuja de Cepheus, a una distancia de unos 900 parsecs (2900 años luz) desde el dom [29 ] Cefeo es una estructura situada cerca de Cefeo OB2, probablemente causada por la explosión de supernovas múltiple. Para esta nube se añaden los nebulosas de reflexión NGC 7129 y NGC 7023 ; en el centro de este último es una pequeña cúmulo abierto de estrellas que muestran líneas de variables de emisión Hα, [30] además de cuatro estrellas T Tauri; Según algunos estudios, la estrella variable PV Cephei, situado a unos 10 parsecs al oeste de la nube, fue expulsado de la nube hace unos 100.000 años. [31]

Entre las asociaciones OB en la región Cepheus, la más occidental (más cercano a Cygnus OB7) es Cepheus OB2; esta asociación se divide en dos subgrupos de diferentes edades: los más jóvenes, catalogados como Cefeo OB2b, coincide con el cúmulo abierto Tr 37, uno de los más pequeños cúmulos conocidos, con una edad estimada de 3,7 millones de años; [32] el famoso μ Cephei , estrella de Herschel granada, que también pertenecen a este subgrupo. [33] El segundo subgrupo, Cepheus OB2a, contiene un gran número de estrellas masivas evolucionadas que se han propagado sobre una vasta área entre latitudes galácticos 100 ° -106 ° y longitudes + 2 ° - + 8 °; su edad se estima en 8 millones de años y contiene la NGC 7160 clúster. [25] Cefeo OB2a está rodeado por una estructura de anillo nebuloso, la burbuja de Cefeo, tal vez lo que queda de la explosión de una antigua supernova; esta explosión podría haber sido la causa del inicio de los procesos de formación estelar que dio lugar al nacimiento de la asociación, como parece ser evidenciado por la presencia de algunas regiones H II y fuentes de radiación infrarroja que parecen contener estrellas jóvenes en formación. [34]

Cefeo OB3 aparece parecer más pequeña que la anterior, a pesar de la distancia, que se estima en 725 parsecs, es comparable a la de la anterior; dentro hay unas cuarenta estrellas jóvenes y brillantes [35] y se asocia con la nube Sh2-155 , a veces apodado la Nebulosa de la cueva. Esta asociación también se compone de dos subgrupos, que se distinguen sobre la base de la edad de sus miembros. [36] Cepheus OB4 lugar estaría compuesta de 42 gigantes azules, colocados a una distancia de 845 parsecs del Sol; estos componentes muestran una fuerte enrojecimiento debido a su localización en las regiones dentro de la nube, donde los gases actúan como un filtro impidiendo su luz pase a través. La edad de las estrellas de la asociación estaría entre 0,6 y 6 millones de años. [37] fuera del arco formado por las asociaciones anteriores, a una distancia de alrededor de 1.100 parsecs (3600 años luz), no es la asociación Cassiopeia OB14, compuesto de cuatro estrellas supergigantes extremadamente brillantes, entre los que kappa Cassiopeiae destaca; Según algunos estudios, la intensa radiación de esta estrella sería responsable de la iniciación de algunos fenómenos de formación de estrellas en las nubes adyacentes a la misma. [38] [39]

En correspondencia con Cefeo OB2, pero en una latitud galáctica diferente, la región Lacerta OB1 se observa, un pequeño complejo de nebulosas de reflexión y ioniza vinculado a una muy extensa asociación OB bastante joven y no. A pesar de la baja luminosidad de sus componentes, Lacerta OB1 es una de las asociaciones OB más cercano al sistema solar, está situada a unos 370 parsecs (1200 años luz). [40]

La región local

El borde interior

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Scorpius-Centaurus Asociación , Rho Ophiuchi nube y nube Lobo .
La nube de Ophiuchi Rho, una de las regiones más cercanas de formación estelar en el sistema solar.

El borde interior del brazo de Orión, que es la que da el centro galáctico , tiene una larga serie de nubes moleculares que a partir de las nubes del cisne Rift se extienden hasta menos de 200 parsecs del sistema solar; esta cadena nebulosa es claramente evidente incluso para el ojo desnudo como un muy largo rastro oscuro que los recortes longitudinalmente el Norte Vía Láctea desde la constelación de cisne a la de Aquila, se ensancha en la dirección de Ophiuchus y se desvía hacia las altas latitudes galácticos. estas mismas nubes también son responsables del oscurecimiento del complejo W51, como se ha visto anteriormente. La larga secuencia de extremos nebulosas oscuras en la dirección de la parte norte del escorpión , donde una parte del gas es iluminada por la radiación de estrellas jóvenes azules y brillantes, como la masiva ρ Ophiuchi ; toda la nebulosa debe su nombre a esta estrella, conocida como la Ophiuchi Nube Rho .

Con una distancia media de sólo 130 parsecs (420 años luz ), la Ophiuchi Nube Rho es de uno de los más cercanos de formación de estrellas regiones al sistema solar y representa un laboratorio de excelencia para el estudio de los fenómenos de formación de estrellas de grandes, medianos y pequeños masa. [41] El cuerpo principal de la nube, indicado por las iniciales LDN 1688, se encuentra cerca de la estrella ρ Ophiuchi, que ilumina parcialmente, convirtiéndose así visible también ópticamente como una reflexión y emisión nebulosa; la radiación ultravioleta de esta estrella y su color azulado da los gases de la nube de un color azulado notablemente. La nube se extiende en una dirección sur y SSE, hacia el brillante rojo supergigantes Antares; parte de los gases se iluminan directamente por esta estrella, como es evidente por el color rojizo asumido por la nube en esta región. Otras estrellas situado al sur de ρ Ophiuchi son en cambio responsable de la iluminación de las distintas secciones de la nube, como vdB 105 . Dos largos filamentos periféricos se extienden hacia el este de la nube, indicado por las iniciales LDN 1709, al noreste, y LDN 1704, al norte; la nube secundaria, situada al sureste de la principal, se indica como LDN 1689; conectado a él es un filamento orientado hacia noreste, conocido como LDN 1712. El conjunto de estos filamentos oscuros, constituyendo dos corrientes paralelas evidentes, también se indican con las abreviaturas B44 y B45, respectivamente el sureste y el noreste . El principal responsable del calentamiento directo del gas y el polvo de la compleja nebulosa son las estrellas de clase espectral B, es decir, las estrellas azules de gran masa, colocados en el interior de la propia nube, mientras que las regiones más occidentales se ven afectados por la influencia de HD 147889, una séptima estrella de magnitud ubicado al sur de ρ Ophiuchi. [41] En total, el complejo nebulosa tiene una masa igual a 3,000 M , más de la mitad de la cual se concentra en la nube LDN 1688. [42] Parte de los gases en la nube recibe la intensa radiación de las supergigantes rojas Antares , situada en el cercano, asumiendo así un color rojo-naranja.

Dinámica de los posibles procesos de formación estelar que dio lugar al nacimiento de la Asociación Scorpius-Centaurus. En rojo las áreas en las que se agote la formación de las estrellas, es decir, los tres subgrupos en los que se divide la asociación, en verde aquellos en los que todavía es activo y en gris las nubes inactivos.

Unas pocas decenas de parsecs de la nube de Ophiuchi Rho se encuentra el brillante asociación OB2 Scorpius , claramente visibles incluso a simple vista, ya que se compone de las estrellas que forman la "cabeza" de Escorpión; Scorpius OB2 tiene 120 estrellas de gran masa esparcidas sobre una región de 35 parsecs y es parte de la gran asociación de Scorpius-Centaurus , que incluye casi todas las estrellas azules que forman las constelaciones de Lobo y Centaurus . [43]

La región de la Asociación Scorpius-Centaurus representa un ejemplo excelente de los resultados de procesos de formación de mediana escala, en la que una nube molecular gigante, después de tener estrellas generados de gran masa (unido en una asociación OB) y de la masa inferior, se desintegra, mientras que el viento estelar de las mismas estrellas que ha generado y posibles explosiones de las estrellas más masivas, tales como supernovas, se acumulan, compacto y erosionar el gas residual y el polvo que da lugar a fenómenos marginales de la formación de estrellas. El así - llamado Scorpius-Centaurus Complex, vinculado a la Asociación Scorpius-Centaurus, de hecho incluye un gran número de pequeñas nubes menores, todos ellos situados en los bordes de la misma asociación estelar: las nubes más occidentales, orientada de acuerdo con la inclinación de la grupo estelar con respecto a la Vía Láctea, incluya la nube camaleón y la Nebulosa Saco de Carbón , mientras que en el extremo oriental, en la misma línea de visión como el galáctico abultamiento , que incluye el lobo de la nube , la Corona Austral Cloud y la Rho Ophiuchi Nube, hasta que la nebulosa de la pipa . En todas estas regiones, con la excepción de algunas nubes en la dirección de Moscú, los fenómenos de formación de estrella están activos, la generación de estrellas de baja masa y a una velocidad relativamente baja. [44] [45] asociación El Scorpius-Centaurus está dividido tradicionalmente en tres grupos, que muestran ligeramente diferentes edades y características de la otra. La sección norte, coincidiendo con Scorpius OB2, se llama Alto Escorpión (Scorpius superior, que se abrevia con las siglas de EE.UU.) e incluye todas las estrellas azules que forman la parte noroeste de Escorpión, incluyendo Antares; la sezione centrale, la più estesa, è denominata Centauro superiore-Lupo ( Upper Centaurus-Lupus , abbreviazione UCL) e comprende quasi tutte le stelle del Lupo e gran parte delle stelle settentrionali e centrali del Centauro. La parte più meridionale dell'associazione è indicata come Centauro inferiore-Croce ( Lower Centaurus-Crux , sigla LCC); questa sezione giace sulla scia della Via Lattea e comprende la parte meridionale del Centauro con l'eccezione di α Centauri , e la Croce del Sud , esclusa γ Crucis . L'estremità sudoccidentale dell'associazione coincide col brillante ammasso delle Pleiadi del Sud , visibile nella costellazione della Carena . [44]

La fascia centrale

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Bolla Locale , Cintura di Gould e Nube del Toro .
Illustrazione d'artista della Bolla Locale, contenente il Sole, e la Bolla Loop I , contenente Antares .

Nella fascia mediana compresa fra la Fenditura del Cigno e la biforcazione del braccio in direzione della Poppa e delle Vele giace il nostro sistema solare; di conseguenza, la gran parte degli oggetti visibili ad occhio nudo nei cieli notturni terrestri sono compresi in questa regione galattica.

L'associazione Scorpius-Centaurus costituisce una parte di una vastissima struttura ad anello incompleto formata da stelle relativamente giovani e massicce, orientato su un piano inclinato rispetto al piano galattico ; questo semicerchio, identificato da Benjamin Gould nel 1879 , è noto col nome di Cintura di Gould e comprende gran parte delle stelle luminose visibili nelle costellazioni di Cassiopea , Perseo , Toro , Orione , Cane Maggiore (eccetto la stella Sirio ), ex Nave Argo ( Poppa , Carena e Vele ), Croce del Sud , Centauro , Lupo e Scorpione . [46] Gli astronomi tendono ad assegnare a questa struttura dinamica un'età di circa 20-30 milioni di anni, e prevedono che le stelle in essa contenute possano vivere ancora per un periodo di 60 milioni di anni; il suo processo di creazione non è del tutto chiarito e ci sono in merito diverse teorie. Vari scenari ipotizzati assumono che il passaggio di una nube ad alta velocità attraverso il braccio della Via Lattea causò un incremento della formazione stellare, a cui seguirono molte esplosioni di supernovae ( starburst ); successivamente a ciò si sarebbe formata la cintura. Il punto più probabile in cui avrebbe avuto luogo il fenomeno di formazione che fece scattare la serie di supernovae è quello del gruppo Perseus OB3. Secondo alcuni studi, circa 50 milioni di anni fa si originarono alcune grandi associazioni OB, oggi in parte dissolte; a quella generazione di stelle appartengono anche due associazioni superstiti, l' Ammasso di Alfa Persei ( Mel 20) e Cepheus OB6 . L'azione combinata del vento stellare e le esplosioni di supernovae generate dalle stelle più massicce di queste associazioni avrebbero prodotto una potente onda d'urto che avrebbe spazzato via eventuali nubi interstellari, generando così una superbolla del raggio di 200-500 parsec. Il gas si sarebbe così accumulato ai bordi di questa struttura, dove si sarebbero innescati fenomeni di formazione stellare che hanno infine portato alla nascita di molte delle associazioni OB osservabili attorno al Sole, che costituiscono il grande anello della Cintura di Gould. Il gas residuo, disposto attorno alla Cintura di Gould, viene chiamato Anello Lindblad , dal nome del suo scopritore. [47] [48]

L'ammasso aperto delle Pleiadi è uno degli oggetti meglio noti e riconoscibili fra quelli appartenenti al Braccio di Orione.

All'interno dell'anello formato dalla Cintura di Gould si trova la Bolla Locale , una regione del mezzo interstellare con una densità più bassa rispetto alle zone circostanti; il nome è dovuto al fatto che al suo interno si trova il nostro sistema solare e tutte le stelle situate entro un raggio di alcune decine di anni luce di distanza dal Sole. [49]

La fascia mediana del Braccio di Orione in questo tratto, ossia la parte situata in direzione opposta al centro galattico rispetto alla posizione del Sole, contiene una seconda sequenza di nubi molecolari giganti, che producono un forte oscuramento della scia della Via Lattea visibile in direzione di Perseo, della Giraffa e del Toro . Gli oggetti più notevoli visibili sul bordo di queste nubi oscure sono l'Associazione di Alfa Persei (Perseus OB3), l'ammasso delle Iadi e quello delle Pleiadi ; gli oggetti retrostanti appaiono fortemente oscurati. I grandi complessi di nebulose oscure della Giraffa giacciono a circa 300 parsec di distanza, mentre l'Associazione di Alfa Persei è posta a 200 parsec; la sequenza nebulosa prosegue in direzione del Toro, dove, a latitudini galattiche meridionali, si trova la grande Nube del Toro , che trovandosi a soli 140 parsec di distanza risulta essere una delle nubi molecolari giganti più vicine in assoluto al sistema solare.

All'interno della Nube del Toro è presente una ricca popolazione di stelle di pre-sequenza principale , fra cui le famose stelle T Tauri e la stessa stella prototipo di questa classe, T Tauri ; queste stelle possiedono una variabilità dell'emissione luminosa e appartengono alle classi spettrali G, K e M, con forti linee di emissione dell'idrogeno neutro e del calcio ionizzato. Nel corso di varie osservazioni condotte a più lunghezze d'onda sono state scoperte tre popolazioni di stelle giovani; queste stelle giovani, note come protostelle , sono otticamente invisibili e raggiungono il picco di emissione fra il medio e il lontano infrarosso . Nelle regioni più centrali del complesso è stato osservato che molte delle stelle pre-sequenza principale presenti qui si trovano nei pressi delle nubi più dense e oscure, come B7, B18 e B22, mentre altre stelle appaiono proiettate lungo le sottili venature scure che collegano i vari bozzoli. Poiché queste stelle sono spesso più vecchie, le stelle T Tauri di questa regione appaiono meno concentrate nelle nubi oscure rispetto alle classiche stelle T Tauri. [50] Non essendo presenti in prossimità della regione stelle di classe spettrale O e B, ossia giganti blu, le nubi oscure sono composte prevalentemente da gas non ionizzato e dunque non luminoso, la cui massa complessiva si aggira fra le 30.000 e le 40.000 M . Tramite osservazioni condotte alle linee del CO a vari isotopi e all' OH è stata confermata la natura filamentosa osservabile nella banda della luce visibile e nel vicino infrarosso ; [51] all'interno di queste strutture le osservazioni alle onde radio hanno permesso di scoprire alcuni raddensamenti di gas molecolare con masse di 1-100 M . [52]

Perseo

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nube di Perseo e Regione oscura della Giraffa .
La Nebulosa California , posta all'estremità nordorientale della Nube di Perseo, è illuminata da una delle stelle dell'Associazione Per OB2.

Una seconda grande nube oscura che si estende quasi in parallelo alla Nube del Toro è la Nube di Perseo , ben nota presso gli astronomi per essere una delle regioni di formazione stellare meglio studiabili della volta celeste. [53] Questa nube è costituita da un grande addensamento di polveri oscure e gas ed è situata a circa 300 parsec dal sistema solare, dunque a una distanza maggiore rispetto alla precedente. Al suo interno sono presenti alcune regioni in cui è stata attiva in tempi astronomicamente recenti (pochi milioni di anni fa) la formazione stellare ; ciò è testimoniato dalla presenza di una dozzina di stelle di classe spettrale O e B, molto giovani e di grande massa, che vanno a costituire l'associazione Per OB2, dell'estensione di 50 parsec (circa 160 anni luce). Fra le stelle formatesi in questa nube vi è la brillante ξ Persei , una stella fuggitiva la cui radiazione è la principale responsabile dell'illuminazione della Nebulosa California. La massa totale della nube è di circa 10 4 M , dunque si tratta di una nube relativamente piccola rispetto alle grandi regioni di formazione stellare galattiche; tuttavia la sua grande vicinanza ne consente uno studio molto approfondito, in particolare per quanto riguarda i fenomeni di formazione di stelle di piccola e media massa, dato che le sue dimensioni favoriscono la nascita di questo tipo di stelle. [53] La sua struttura si presenta di natura filamentosa, con lunghe colonne di polveri non illuminate che si estendono per decine di primi d'arco e anche più; le parti più dense di questi filamenti coincidono con delle strutture più larghe, osservabili nella banda del CO . [54]

Nella Nube di Perseo sono distinguibili due generazioni di stelle: la più antica è quella che ha dato origine all'associazione Per OB2, e comprende anche il sito della nube IC 348, in cui i fenomeni di formazione stellare hanno avuto luogo fino a 2-4 milioni di anni fa; la seconda generazione è invece ancora in atto ed è evidente nella porzione occidentale della Nube, in particolare nel giovanissimo ammasso NGC 1333, associato a nebulose brillanti e contenente 150 stelle giovanissime. In aggiunta a queste due nubi, fisicamente situate fra le due vi sono alcuni bozzoli oscuri, catalogati come B 1, LDN 1448 e LDN 1455, cui sono associate alcune piccole nebulose a riflessione catalogate da Sidney van den Bergh negli anni sessanta . La parte più orientale è invece catalogata come B5. [53]

Alla Nube di Perseo sono associate alcune piccole nebulose brillanti, come NGC 1333 e IC 348 . Le componenti stellari più massicce della regione sono invece raggruppate nell'associazione Perseus OB2, che costituisce il prodotto della prima generazione di stelle formatesi nei pressi della nube circa 6 milioni di anni fa; tramite la parallasse determinata dal satellite Hipparcos sono stati identificati 41 membri dell'associazione, gran parte delle quali hanno una classe spettrale B e A. Le componenti sono tutte sulla sequenza principale e mancano stelle di grande massa, come giganti e supergiganti blu . [55] Secondo i dati dell'Hipparcos, la stella con la massa maggiore è la 40 Persei, una stella bianco-azzurra di classe B0.5V. Estendendo il censimento anche alle stelle di massa inferiore, fino a 17 M , si arriva a ottenere una popolazione di oltre 800 membri, tutti racchiusi entro una regione dal diametro di circa 50 parsec; se si estende il conto fino alle stelle con massa pari a un decimo di quella solare si arriva invece a circa 20.000 componenti. [56]

Al di là della Nube di Perseo si estende una vasta regione priva sia di stelle particolarmente luminose, sia di grandi complessi nebulosi; questo spazio, dominato dai due ammassi M34 e NGC 752 , termina con la debole associazione Camelopardalis OB1, situata a 1010±210 parsec (3292±685 anni luce).[57]

La regione di Orione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Complesso nebuloso molecolare di Orione e Nebulosa di Orione .
Immagine del Complesso di Orione;sono evidenti le strutture principali e il grande Anello di Barnard, posto in primo piano rispetto ad esso.

La regione locale del Braccio di Orione contiene anche un complesso nebuloso in cui è attiva la formazione di stelle di grande massa; questo complesso è posto entro un raggio di 300 parsec dalla Nube di Perseo e dalla Nube del Toro ea circa 500 parsec dal sistema solare ed è visibile in direzione della costellazione di Orione. Essendo la caratteristica dominante della regione locale, nonché la regione di formazione stellare più luminosa ed estesa visibile dalla Terra, da essa prende il nome l'intero braccio di spirale in cui giace, ossia il Braccio di Orione.

Il complesso nebuloso molecolare di Orione è la grande regione di formazione stellare più studiata; i suoi fenomeni e le sue dinamiche hanno consentito agli astronomi di tracciare un quadro sempre più preciso di come evolvono le nubi molecolari, come e perché avviene la formazione di nuove stelle, come il loro vento stellare interagisce coi gas circostanti e come agisce l'effetto di questo vento quando le stelle più calde sono raggruppate in associazioni OB. Questo complesso di gas, ben osservabile nelle fotografie sensibili all'infrarosso, ricopre per intero la costellazione di Orione, addensandosi in alcuni punti, come nei pressi della Cintura di Orione e nella Spada , ad nordest della Cintura ea nord del grande rettangolo di stelle brillanti che caratterizza la costellazione, mentre il campo di fondo è permeato da una tenue nebulosità diffusa attraversata da vene oscure. [58]

La parte più cospicua e interessante dal punto di vista astronomico è la struttura chiamata Orion A : essa racchiude tutti i sistemi nebulosi presenti lungo l' asterismo della Spada di Orione , fra cui la celeberrima Nebulosa di Orione , e la nube NGC 1977 che assieme alle sue stelle di quinta e sesta grandezza rappresentano la parte settentrionale della Spada. La parte settentrionale di Orion A è anche la regione di formazione stellare più attiva compresa entro un raggio di 500 parsec (circa 1600 anni luce) dal Sole ed è anche una delle più studiate; tuttavia, la massima parte delle osservazioni si concentra nella sezione meridionale, dove risplende la Nebulosa di Orione e le sue aree circostanti. La regione compresa fra i due estremi è occupata da alcune piccole nubi e da filamenti di gas eccitati dalla luce delle stelle vicine, prive però dell'intensa radiazione ultravioletta che caratterizza l'ambiente della Nebulosa di Orione. [59] La regione possiede un aspetto cometario e con delle creste di gas molto compatto sul bordo settentrionale (il cosiddetto "integral shaped filament") e delle code di gas in evaporazione diretto nella direzione opposta al centro dell'associazione Orion OB1. [58]

La regione situata sull'estremo sudorientale della Cintura di Orione è chiamata Orion B (o LDN 1630); con una distanza di circa 410 pc (1340 al), viene a trovarsi anche fisicamente molto vicina alla struttura precedente e comprende le più tenui nebulose NGC 2024 (nota anche come Nebulosa Fiamma ), NGC 2023 , NGC 2071 e M78 . Le prime due sono situate nel settore sudoccidentale della regione e presentano un'elevata attività dei fenomeni di formazione stellare. [60] Verso est è presente una rete di filamenti gassosi e di polveri, spazzati via dall'azione del vento dell'associazione Orion OB1. [58]

La Nebulosa di Orione, la più famosa nebulosa diffusa della volta celeste.

L'oggetto più famoso facente parte del complesso è la Nebulosa di Orione (nota anche come M 42), una delle nebulose diffuse più brillanti del cielo notturno. È perfettamente distinguibile ad occhio nudo come un oggetto di natura non stellare ed è posta a sud del famoso asterismo della Cintura di Orione; [61] appare come una "stella" un po' nebulosa al centro della Spada di Orione, un asterismo composto da tre stelle disposte in senso nord-sud, visibile poco a sud della Cintura di Orione. Tale caratteristica nebulosità è ben accentuata vista attraverso binocoli o telescopi amatoriali .

La Nebulosa di Orione possiede una forma grosso modo circolare, la cui massima densità si trova in prossimità del centro; [62] la sua temperatura si aggira mediamente sui 10.000 K , ma scende notevolmente lungo i bordi della nebulosa. [63] Diversamente dalla distribuzione della sua densità, la nube mostra una variazione di velocità e turbolenza in particolare nelle regioni centrali. I movimenti relativi superano i 10 km/s , con variazioni locali fino ai 50 km/s, e forse superiori. Gli attuali modelli astronomici della nebulosa mostrano che la regione è centrata sulla stella θ 1 Orionis C , nell'ammasso del Trapezio, la stella responsabile della gran parte della radiazione ultravioletta osservata. [64] Questa regione è circondata da un'altra nube ad alta densità, di forma concava e irregolare, ma più neutra, con campi di gas neutro che giacciono all'esterno della concavità. A pochi primi in direzione nord-ovest da questa stella si trova uno dei complessi nebulosi molecolari più notevoli dell'intera nebulosa; in quest'area, nota come OMC-1 , il processo di formazione stellare è notevolmente accelerato, sia per la densità dei banchi di gas e polveri, sia per la radiazione ed il vento stellare di θ 1 Orionis C. [65]

La nebulosa si trova in una regione centrale del complesso e contiene un giovanissimo ammasso aperto , noto come Trapezio a causa della disposizione delle sue stelle principali; due di queste possono essere risolte nelle loro componenti binarie nelle notti propizie. Il Trapezio potrebbe essere parte del grande Ammasso della Nebulosa di Orione , un' associazione di circa 2000 stelle con un diametro di 20 anni luce. Fino a due milioni di anni fa questo ammasso potrebbe aver ospitato quelle che ora sono note come le stelle fuggitive , ossia AE Aurigae , 53 Arietis e μ Columbae , le quali si dirigono in direzioni opposte all'ammasso con una velocità superiore ai 100 km/s. [66] A partire dal settore meridionale del Trapezio si estende per alcuni gradi in direzione sudest una nube oscura catalogata come LDN 1641; contiene al suo interno una ricca popolazione stellare ancora avvolta nei gas, le cui componenti sono osservabili specialmente nella banda dell'infrarosso. La sezione settentrionale, LDN 1641 nord, è in particolare oggetto di studio a causa della presenza di un'estesa popolazione di protostelle e stelle T Tauri : in questo settore le stelle meno giovani sono due giganti gialle la cui età si aggira sui 6 milioni di anni, a cui si aggiungono una decina di astri dall'età inferiore ai 2 milioni di anni. [67]

IC 434, la lunga nebulosa rossa visibile sulla destra, su cui si sovrappone l'oscura Nebulosa Testa di Cavallo; a sinistra invece la Nebulosa Fiamma e la brillante stella Alnitak. Il nord è a sinistra.

Le altre nebulose brillanti facenti parte del complesso si trovano a nord della Nebulosa di Orione e fanno quasi tutte parte della nube Orion B; fra queste vi è la Nebulosa Fiamma , una grande regione H II visibile poco ad est della brillante Alnitak ; la sua caratteristica fisica principale è una grande banda scura di polveri che l'attraversa da nord a sud, allargandosi progressivamente e conferendo alla parte brillante della nebulosa una forma a fiamma; la sorgente illuminante non è, come potrebbe sembrare, Alnitak, poiché questa stella si trova a circa in primo piano a una distanza quasi dimezzata rispetto alla nebulosa. La fonte potrebbe essere un giovane ammasso di circa 300 stelle scoperte nella parte meridionale della nube nel corso degli anni novanta , le cui componenti possiedono una magnitudine apparente che arriva fino alla tredicesima, o anche meno luminose; [68] oltre a queste sono note alcune sorgenti nel lontano infrarosso, di cui due sono associate a protostelle di classe 0. [69]

Un'altra struttura molto famosa è IC 434 , una regione H II che si estende a sud di Alnitak, sul bordo sudoccidentale della grande nube Orion B; presenta una forma molto allungata in senso nord-sud e riceve il vento ionizzante direttamente dalla stella σ Orionis , un brillante membro della grande associazione Orion OB1. [70] La nebulosa raggiunge i 70' di lunghezza e si mostra con facilità nelle foto a lunga posa o nelle riprese CCD , sebbene il suo spessore sia di pochi primi d'arco. La sua fama è dovuta alla presenza di una piccola protuberanza della vicina nube oscura LDN 1630 che si sovrappone alla scia chiara della nube IC 434, formando una delle nebulose oscure più celebri e fotografate del cielo, B 33, meglio nota come Nebulosa Testa di Cavallo . [71]

M78, la nebulosa a riflessione più brillante del cielo, facente parte della nube Orion B.

Al complesso appartiene anche M78 (nota anche come NGC 2068), famosa per essere la nebulosa a riflessione più luminosa del cielo; emette un colore bluastro caratteristico per questo genere di oggetti, in quanto la fonte di luce è una stella di colore azzurro. Nella nube sono note 45 stelle giovani con forti emissioni , [72] più una candidata protostella di classe 0, catalogata come LBS 17-H. [73]

Le stelle massicce originatesi nella regione del complesso di Orione sono raggruppate nella grande e brillante Associazione Orion OB1 , una delle associazioni OB meglio conosciute della volta celeste. Orion OB1 è suddivisibile in base alla sua evoluzione e alla dislocazione delle sue componenti in quattro sottogruppi principali; il più antico è definito Orion OB1a: le stelle di questo sottogruppo sono dislocate a nordovest della Cintura di Orione e possiedono un'età compresa fra 8 e 12 milioni di anni. Il secondo gruppo per età è Orion OB1b, che corrisponde alle stelle di fondo della Cintura e possiede un'età compresa fra 1,7 e 8 milioni di anni, sebbene fra queste ricadano anche le tre supergiganti che fanno parte della Cintura stessa, con un'età compresa attorno ai 5 milioni di anni. Orion OB1c coincide invece con le stelle visibili nella Spada di Orione e che si addensano attorno e davanti alla Nebulosa di Orione; di questo sottogruppo fanno parte pure due associazioni stellari poco concentrate, catalogate come NGC 1980 e NGC 1981 , rispettivamente ai limiti meridionali e settentrionali dell'asterismo della Spada. La loro età è compresa fra i 2 ei 6 milioni di anni. Di questo sottogruppo non fanno parte le stelle più giovani direttamente avvolte nel sistema nebuloso di OMC-1, OMC-2 e OMC-3 e nella stessa Nebulosa di Orione, che invece compongono il sottoinsieme Orion OB1d. [74]

L'azione combinata del vento stellare e l'esplosione di supernovae avvenuta nel complesso hanno generato una grande superbolla che si estende fino ad oltre la metà della distanza fra il Sole e il complesso stesso; i bordi di questa superbolla arrivano fino a lambire la Nube del Toro e sono visibili come dei lunghi filamenti nebulosi anche nella banda dell'infrarosso. Il più spesso di questi filamenti è l' Anello di Barnard , che descrive una grande semicirconferenza nebulosa sul lato orientale del complesso; le propaggini della superbolla poste alle latitudini galattiche più elevate sono delineate dai tenui filamenti visibili nella costellazione di Eridano , da cui deriva il nome " Bolla di Eridano ". [75] [76] [77]

Alla regione di Orione appartiene anche la Regione di Lambda Orionis , un'estesa nube di gas ionizzato legata a una piccola associazione OB. [78]

Unicorno e Cane Maggiore

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Complesso nebuloso molecolare di Monoceros OB1 , Complesso nebuloso molecolare di Monoceros R2 e Nebulosa Gabbiano .
La regione centrale del complesso di Monoceros OB1; in basso vi è la punta della Nebulosa Cono, mentre le stelle blu appartengono a Mon OB1.

Al di là del complesso di Orione, il bordo esterno del Braccio di Orione è ben delineato da una sequenza di grandi regioni nebulose ben visibili fra le costellazioni dell' Unicorno e del Cane Maggiore .

Il primo di questi complessi nebulosi si trova a circa 760 parsec di distanza dal Sole ea 400 parsec dal complesso di Orione; di esso fa parte la celebre Nebulosa Cono e la brillante associazione Monoceros OB1. [79] Il complesso nebuloso molecolare di Monoceros OB1 è uno dei più studiati della volta celeste, sia a causa della sua relativa vicinanza, sia a causa della sua somiglianza col complesso di Orione: entrambe le regioni infatti sono ben osservabili senza l'anteposizione di banchi di polveri oscure che ne mascherano la vista, entrambe presentano una ricchissima e giovane popolazione stellare ed entrambe generano stelle di grande massa , sebbene nel complesso di Mon OB1 la formazione di tali stelle sia inferiore a quella della regione di Orione. Nel complesso sono contenute oltre mille componenti, raggruppate in giovani ammassi aperti e associazioni di stelle massicce, gruppi di stelle di piccola e media massa e un gran numero di stelle di pre-sequenza principale . La stella dominante è la S Monocerotis , una stella blu di sequenza principale di classe spettrale O7V, che possiede diverse stelle compagne di massa inferiore; la radiazione di questa e delle stelle vicine illumina e ionizza i gas della nube circostante, compresa quella davanti a cui si staglia la piramide oscura della Nebulosa Cono. [79]

La regione centrale è costituita dalla nube ionizzata da S Monocerotis, la stessa Nebulosa Cono e le regioni a nord della stella; attorno alla regione centrale si raggruppano una ventina di nubi molecolari relativamente dense, legate all' associazione OB che domina la regione ea cui appartengono tutte le stelle massicce originatesi dai gas del complesso, l'associazione Monoceros OB1 (Mon OB1). [80] Le componenti più orientali dell'associazione Mon OB1 illuminano dei frammenti di gas che brillano per riflessione, emettendo a loro volta una luce bluastra, ricevuta dalle stelle vicine. Nella regione meridionale del complesso si estende un gran numero di archi nebulosi, posizionati in uno spazio fra il Braccio di Orione e quello di Perseo, dove si trova la Nebulosa Rosetta; [79] molte di queste strutture ad arco si posizionano ad oriente della nube centrale, costituendo alcune piccole regioni di formazione stellare. [80]

La parte centrale del complesso di Monoceros R2; la nube rossastra posta fra le tre nebulose a riflessione più luminose è la regione ionizzata in cui si trova l'ammasso centrale.

L'associazione Monoceros OB1 coincide fondamentalmente con l'ammasso NGC 2264, ben noto anche col nome proprio Albero di Natale a causa del suo aspetto se osservato dall'emisfero australe; è dominata da S Monocerotis, una stella di grande massa di classe O7V con forti linee di emissione , posta nella parte centro-settentrionale dell'associazione stessa e responsabile dell'illuminazione dei gas attorno alla Nebulosa Cono. [81] A S Mon si aggiungono 27 stelle di classe B, fra le quali 3-4 giganti blu e diverse stelle azzurre di sequenza principale tutte comprese fra la settima e la decima magnitudine, cui si aggiunge una gigante di classe A nota come HD 45827, di sesta magnitudine. [79] Sei delle stelle centrali dell'associazione OB sono binarie o multiple, compresa la stessa S Mon, mentre HD 47755, di classe B5V, è una variabile a eclisse catalogata anche come V641 Mon. [82] [83]

A circa 200 parsec da Monoceros OB1 ea 830 parsec dal Sole si estende un altro complesso nebuloso, le cui dimensioni sono paragonabili al precedente; [84] il complesso di Monoceros R2 possiede un'ampia sequenza di nebulose a riflessione, estesa fino a 2° sulla volta celeste; queste nebulose sono illuminate da un gruppo di stelle giovani e molto calde, di grande massa e di classe spettrale B e A, che costituiscono un' associazione stellare ; le è stata assegnata la sigla R2 poiché fu la seconda associazione OB scoperta nella costellazione dell'Unicorno che appare associata a delle nebulose a riflessione, dopo Mon R1, facente parte di Mon OB1. [85] La regione centrale del complesso nebuloso si trova in coincidenza delle nubi vdB 67 e vdB 69, in cui sono attivi dei fenomeni di formazione stellare . Le stelle dell'associazione sono in prevalenza di classe B, ossia stelle dal colore azzurro; la loro età si aggira sui 6-10 milioni di anni e rappresentano la generazione stellare più massiccia che abbia avuto luogo nella regione. Queste stelle illuminano le stesse nubi da cui si sono formate; infatti data la loro giovane età, il loro vento stellare non ha ancora disperso i banchi di gas attorno ad esse. [86]

Il complesso ha subito due ondate di fenomeni di formazione stellare. Il primo, risalente a circa 6 milioni di anni fa, è quello che ha generato le stelle di grande massa osservabili nella regione e costituenti l'associazione Mon R2, responsabili dell'illuminazione delle nebulose a riflessione; l'età di queste stelle è paragonabile a quella della superbolla in espansione. La seconda ondata invece è ancora in atto ed è testimoniata dalla presenza all'interno delle nubi oscure di piccole regioni di idrogeno ionizzato , maser e oggetti HH ; secondo i modelli evolutivi, la seconda ondata di formazione stellare sarebbe stata causata dall'azione combinata del vento stellare delle giovani giganti della prima ondata, che avrebbe compresso ulteriormente i gas delle nubi attorno a loro. [87] La prima ondata di formazione stellare sarebbe avvenuta invece circa 6 milioni di anni fa, a seguito della compressione dei gas del complesso causata dall'espansione di un'enorme superbolla denominata GSH 238+00+09, che si sarebbe originata in una regione intermedia fra gli attuali complessi nebulosi di Orione e della Nebulosa di Gum , influenzandole e favorendo il collasso in più punti delle due nubi; l'origine di questa grande superbolla potrebbe essere l'associazione stellare denominata Cr 121 , visibile in direzione del Cane Maggiore. [88]

La Nebulosa Gabbiano, un'estesa regione H II.

A 1000 parsec da sistema solare, probabilmente non lontano dal punto in cui avviene la diramazione del Braccio di Orione, [89] giace la Nebulosa Gabbiano (IC 2177), situata a cavallo fra le costellazioni dell'Unicorno e del Cane Maggiore. La Nebulosa Gabbiano presenta una forma arcuata con la cavità aperta verso est; si tratta di una regione di idrogeno ionizzato molto allungata in senso nord-sud e costituisce la parte più brillante di un complesso nebuloso molecolare non illuminato che comprende le regioni oscure LDN 1657 e LDN 1658, poste rispettivamente ad ovest e ad est della nube luminosa. Associate a questa nube vi è un gran numero di nebulose a riflessione, legate fisicamente al complesso e illuminate dalle stelle calde e blu dell'associazione Canis Major OB1; queste nebulose a riflessione presentano delle forti emissioni del lontano infrarosso , in particolare nei pressi di alcune delle stelle più massicce dell'associazione, come HD 53367, Z CMa e HD 53623. [90] Alcune delle stelle avvolte nelle nebulose a riflessione presentano dei dischi protoplanetari . [91]

La forma arcuata di questa nebulosa potrebbe essere stata causata dall'esplosione di una supernova, esplosione che ha anche favorito i più recenti fenomeni di formazione stellare avvenuti in essa; quest'ipotesi è suffragata da diversi indizi, come la forma a semicerchio ben evidente osservando la Nebulosa Gabbiano e la sua vicina LBN 1036, che formano due lati di una cavità aperta sul lato meridionale. [92] Le ultime stime dell'età della bolla causata dalla supernova indicano 1,5 milioni di anni, in seguito all'analisi dei dati ottenuti tramite il satellite Hipparcos , che hanno rivelato l'esistenza di stelle fuggitive come HD 57682. [93]

Il ramo delle Vele

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nebulosa di Gum , Vela Molecular Ridge e Regioni di formazione stellare delle Vele .
La Nebulosa di Gum. La stella luminosa in basso a destra è Canopo .

Il Braccio di Orione in direzione della Poppa e delle Vele è dominato dalla presenza dell'immensa e tenue Nebulosa di Gum , generato da una supernova esplosa nei pressi di un'antica regione H II. Secondo alcuni studi, una delle stelle che avrebbero dato origine a questa nebulosa è stata una compagna fisica della stella Naos (ζ Puppis) che, esplodendo come supernova, avrebbe alterato il moto di quest'ultima facendola accelerare, diventando così una stella fuggitiva. L'espansione della Nebulosa di Gum avviene in modo disomogeneo nelle sue differenti porzioni: la parte rivolta verso il Sole si espanderebbe infatti a una velocità superiore rispetto alla parte opposta, dove potrebbe essere ostacolata dalla presenza di altri complessi nebulosi, come il Vela Molecular Ridge . [94] La distanza media della Nebulosa di Gum è di circa 450 parsec, la stessa della brillante associazione Vela OB2 . [95] L' onda d'urto causata dall'espansione della Nebulosa di Gum e l'intensa radiazione ultravioletta delle stelle di grande massa della regione hanno eroso e compresso i gas delle nubi circostanti, favorendo in molti casi i fenomeni di formazione stellare; questi fenomeni riguardano in particolare la nascita di stelle di piccola e media massa . Attorno alla nebulosa sono presenti infatti alcune piccole nubi di polveri e gas neutri, composti da un nucleo denso e da una lunga chioma; queste strutture sono note come globuli cometari e si sono generati a causa dell'erosione di nubi molecolari indipendenti ad opera dell'intensa radiazione delle stelle giganti presenti nella regione, in particolare γ Velorum e la stessa ζ Puppis. [96] [97]

Leggermente in primo piano rispetto alla Nebulosa di Gum giace la celebre Nebulosa delle Vele , un resto di supernova di dimensioni nettamente inferiori, i cui filamenti sono visibili a sudest della Nebulosa di Gum.

Il Vela Molecular Ridge, una delle strutture nebulose maggiori del Braccio di Orione.

Oltre la Nebulosa di Gum avverrebbe la diramazione del Braccio di Orione; il ramo più interno, quello che segue l'andamento degli altri bracci di spirale della Via Lattea, si allunga in direzione della costellazione delle Vele ed è dominato dal grande complesso nebuloso del Vela Molecular Ridge (VMR). Al Vela Molecular Ridge appartengono tradizionalmente quattro nubi maggiori, indicate con le lettere ABCD, dalla più orientale alla più occidentale; tre di queste, A, C e D, si trovano a circa 700-1000 parsec di distanza e costituiscono un unico sistema nebuloso, mentre la nube B si trova in una posizione più remota, a circa 2000 parsec di distanza. La nube D e ha ospitato i primi fenomeni generativi in un periodo compreso fra 1 e 10 milioni di anni fa; [98] successivamente questi fenomeni, sia a causa dell'espansione di una bolla causata dal vento stellare delle giovani stelle calde, [99] sia probabilmente a causa della stessa azione della radiazione di queste stelle, [98] si sono estesi alle regioni Gum 14 e forse Gum 17 , [100] dove si osservano diverse popolazioni di stelle T Tauri . Tali fenomeni si sono infine estesi alla nube C [98] e in particolare a Gum 20 .

Alle nubi situate a 700 parsec è legata l'associazione Vela R2; fra le stelle appartenenti ad essa è presente una gran quantità di gas e polveri interstellari, in parte illuminata per la riflessione della luce delle stelle. La sua età è stimata fra poche centinaia di migliaia di anni e pochi milioni di anni. [101] Alla nube B invece sarebbe legata la grande associazione Vela OB1, che conta diverse decine di stelle di grande massa, fra le quali due supergiganti gialle . Gran parte di queste stelle appare però oscurata dalle polveri interstellari che si frappongono sulla linea di vista. [102]

Le restanti regioni di formazione stellare situate nel Braccio di Orione visibili in questa direzione sono comprese entro una distanza di circa 2500 parsec; le regioni più estreme si collocano nelle vicinanze della sorgente Puppis A , un antico resto di supernova visibile al confine fra Poppa e Vele, e l'estesa associazione Turner 5 , un gruppo di stelle bianco-azzurre molto disperso situato fra le Vele e la Macchina Pneumatica .

Il ramo esterno

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Sh2-310 e Regione di Puppis OB1 .
Sh2-310 è una delle regioni H II più estese conosciute.

La ramificazione del Braccio di Orione in direzione del Cane Maggiore e della Poppa, a circa l =240° e b =-7°, sarebbe testimoniata dalla presenza di una regione apparentemente sovrappopolata di stelle; questo addensamento è stato a volte messo in relazione alla presenza di una galassia satellite cannibalizzata dalla Via Lattea, la cosiddetta Galassia Nana Ellittica del Cane Maggiore , il cui centro, disgregato, compone l'addensamento stesso. Tuttavia, alcuni studi mostrano che questo addensamento non dovrebbe appartenere ad una galassia cannibalizzata, dal momento che la sua posizione giace sullo stesso piano del disco della Via Lattea. È stata così introdotta l'idea che questo addensamento sia imputabile alla presenza di una sezione del Braccio di Orione, visibile in questa direzione in senso longitudinale, che interseca il Braccio di Perseo e raggiunge il Braccio Esterno. [103] A supporto di questa teoria vi sarebbe anche la scoperta all'interno dell'addensamento di stelle con un'età inferiore a 100 milioni di anni, che indicherebbe un evento di formazione stellare notevolmente più recente rispetto a quelli che si suppone essere avvenuti nella Nana del Cane Maggiore, datati 1-2 miliardi di anni. Queste stelle sono per altro inquadrate all'interno di ammassi aperti situati presso i due bracci di spirale maggiori sopra citati, come NGC 2302 , NGC 2362 e NGC 2477 . [104]

Fra gli oggetti situati in questa ramificazione si estende Sh2-310 , una delle nubi singole di gas ionizzato più grandi conosciute, situata a circa 1500 parsec dal sistema solare; questa nube, che rappresenta quasi un proseguimento della sequenza di complessi nebulosi visibili fra Unicorno e Cane Maggiore, si estende per oltre 200 parsec e riceve la radiazione delle stelle supermassicce τ Canis Majoris e UW Canis Majoris , entrambe doppie . Nella regione sono presenti diverse stelle di classe spettrale O e B, delle supergiganti azzurre raggruppate in parte nel brillante ammasso aperto NGC 2362. [105] Sh2-310 si trova in uno stadio molto avanzato della sua evoluzione, in cui ha già avuto luogo la massima parte dei fenomeni di formazione stellare che la nube stessa poteva ospitare; l'esito più evidente di questi fenomeni è la nascita del brillantissimo ammasso aperto NGC 2362, composto da una quarantina di stelle blu molto massicce e luminose, estremamente concentrate. L'età media delle componenti dell'ammasso si aggira sui 5 milioni di anni; le stelle T Tauri in esso contenute avrebbero un'età stimata sui 1,8 milioni di anni, o, a seconda dei modelli, fino a 5 milioni di anni. [106] [107]

Oggetti principali

Ricostruzione del Braccio di Orione con la posizione delle maggiori strutture galattiche.
Mappa delle strutture maggiori del Braccio di Orione.

La stragrande maggioranza degli oggetti visibili dalla Terra appartengono al Braccio di Orione; tra questi: [2]

  • M6 , l'Ammasso Farfalla; dista 215 parsec e si colloca oltre la Nube di Rho Ophiuchi, sul bordo interno del braccio.
  • M7 , ammasso aperto ; dista 245 parsec e si trova nello stesso ambiente galattico del precedente.
  • M23 , ammasso aperto; dista 659 parsec e giace all'estremo bordo del braccio, oltre i due ammassi precedenti.
  • M25 , ammasso aperto; dista 613 parsec, a breve distanza da M23.
  • M27 , la Nebulosa Manubrio; dista 417 parsec e si trova fisicamente vicino alle nubi oscure visibili in direzione della Volpetta.
  • M29 , ammasso aperto; dista 1200-2200 parsec e appare fortemente oscurato dalle nubi della Fenditura del Cigno. Si trova nella stessa regione del Complesso del Cigno.
  • M34 , ammasso aperto; dista 400 parsec ed è situato a poche decine di parsec dalla Nube di Perseo.
  • M35 , ammasso aperto; dista 860 parsec e si trova sul bordo esterno del braccio, oltre il Complesso di Orione e la Nebulosa Cono.
  • M39 , ammasso aperto; dista 253 parsec e si colloca a breve distanza dalle grandi nubi molecolari che oscurano la Via Lattea in direzione di Cefeo.
  • M40 , stella doppia; dista 156 parsec e si trova ad elevate latitudini galattiche.
  • M41 , ammasso aperto; dista 721 parsec e si trova a poche decine di parsec dal Complesso di Monoceros R2.
  • M42 , la Nebulosa di Orione; dista 500 parsec e costituisce la parte più luminosa del Complesso di Orione.
  • M43 , parte della Nebulosa di Orione; condivide con M42 distanza e posizione.
  • M44 , il Praesepe; dista 178 parsec e si trova ad una latitudine galattica elevata. Sul lato opposto del piano galattico in corrispondenza del Presepe si estendono le propaggini più avanzate della Bolla di Orione-Eridano.
  • M45 , le Pleiadi; dista 135 parsec e sta attraversando una regione nebulosa adiacente alla Nube del Toro. Parte di queste nubi e polveri viene illuminata dalla luce delle stelle dell'ammasso.
  • M46 , ammasso aperto; dista 1700 parsec e si troverebbe sul ramo che interseca il Braccio di Perseo.
  • M47 , ammasso aperto; dista 490 parsec e giace in una posizione intermedia fra il Complesso di Orione e la Nebulosa di Gum.
  • M48 , ammasso aperto; dista 460 parsec e si trova ad elevate latitudini galattiche, a poche decine di parsec dal precedente.
  • M50 , ammasso aperto; dista 920 parsec e si trova in una regione intermedia fra il Complesso di Monoceros R2 e la Nebulosa Gabbiano, sebbene a una diversa latitudine galattica.
  • M57 , la Nebulosa Anello; dista 705 parsec e si colloca ad un'elevata latitudine galattica. Alla stessa distanza, ma a ridosso dell' equatore galattico , si estende la Fenditura del Cigno.
  • M67 , ammasso aperto; dista 830 parsec e si posiziona ad un'elevatissima latitudine galattica, quasi all'esterno del Braccio di Orione. A causa della sua posizione viene considerato un ammasso aperto atipico.
  • M73 , asterismo; le sue componenti stellari si trovano a distanze diverse fra loro.
  • M76 , la Piccola Nebulosa Manubrio; dista 1042 parsec e si trova sul bordo esterno del braccio, nella regione di Camelopardalis OB1.
  • M78 , nebulosa diffusa; dista 490 parsec e costituisce una piccola porzione illuminata della nube Orion B, nel Complesso di Orione.
  • M93 , ammasso aperto; dista 1100 parsec e si trova nella stessa regione cui appartiene anche Sh2-310.
  • M97 , la Nebulosa Civetta; dista 797 parsec e si trova ad un'elevata latitudine galattica, in corrispondenza delle nubi oscure di Cefeo-Cassiopea.
  • NGC 2264 , la Nebulosa Cono; dista 750 parsec e costituisce la parte centrale del complesso di Monoceros OB1.
  • NGC 2451 , ammasso aperto; si tratta di una sovrapposizione di due ammassi aperti situati a 206 e 370 parsec. Il più distante si trova sul bordo della grande Nebulosa di Gum.
  • IC 2602 , le Pleiadi del Sud; dista 147 parsec e viene considerato come l'estremità sudoccidentale dell'Associazione Scorpius-Centaurus. Si trova a metà strada fra la Nube di Rho Ophiuchi e la Nebulosa di Gum.

Note

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Bibliografia

Libri

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Pubblicazioni scientifiche

Carte celesti

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  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I & II , 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

Oggetti e strutture

Fenomeni e processi

Collegamenti esterni

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