Complesso nebuloso molecolare di Cefeo

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
Se riscontri problemi nella visualizzazione dei caratteri, clicca qui.
Complesso nebuloso molecolare di Cefeo
Regione H II
La Via Lattea in direzione del complesso nebuloso molecolare di Cefeo
La Via Lattea in direzione del complesso nebuloso molecolare di Cefeo
Dati osservativi
(epoca J2000)
Costellazione Cefeo
Ascensione retta 22h :
Declinazione +60° :
Coordinate galattiche 125° ; +10°
Distanza circa 2600 a.l. [1][2]
(circa 800 pc)
Magnitudine apparente (V) -
Dimensione apparente (V) 12°[1]
Caratteristiche fisiche
Tipo Regione H II
Galassia di appartenenza Via Lattea
Dimensioni 365 a.l. [3]
(112 pc)
Caratteristiche rilevanti Vasta nube molecolare gigante
Altre designazioni
IC 1396 (parte della nube)
Categoria di regioni H II

Il complesso nebuloso molecolare di Cefeo (o Regione di formazione stellare di Cefeo) è una vasta regione del Braccio di Orione ricca di nubi molecolari giganti e di associazioni di stelle blu molto giovani e brillanti; prende il nome dalla costellazione boreale di Cefeo, nella cui direzione si trova se visto da Terra. Assieme al Complesso nebuloso molecolare di Orione, è una delle regioni di formazione stellare più vicine a noi, sebbene quest'ultima sia di dimensioni molto inferiori; inoltre, a differenza del Complesso di Orione, la regione di Cefeo ci appare notevolmente oscurata, specie per quanto riguarda le associazioni OB, da estese nebulose oscure più vicine poste lungo la nostra linea di vista.[4][5]

Gran parte del complesso si trova piuttosto decentrato rispetto al piano galattico, in una fascia compresa fra le latitudini galattiche 0° e +30°;[6] il primo ad accorgersi che quest'area di cielo poco più a nord della scia della Via Lattea presentava delle stranezze fu l'astronomo Edwin Hubble, che riscontrò una totale assenza di galassie in questa direzione, sintomo questo di un forte oscuramento ad opera di polveri galattiche. Nonostante ciò, fu solo negli anni sessanta che si iniziò a studiare sistematicamente la regione, che si rivelò essere uno dei complessi nebulosi e stellari più brillanti del nostro braccio di spirale.[1]

Il complesso è formato da otto strutture differenti per caratteristiche e posizione, che a loro volta contengono complessivamente oltre 200 singole nebulose più o meno brillanti, individuabili nella luce visibile e soprattutto nell'infrarosso;[7] molte di queste nebulose sono associate a degli ammassi aperti, come nel caso di NGC 7129,[8] o a grandi e brillanti associazioni OB, come nel caso di IC 1396.[9] Le associazioni OB presenti in questa regione sono quattro, alcune delle quali sono composte da stelle formatesi in fasi diverse dell'evoluzione del complesso.[10]

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

Mappa che ricalca grosso modo l'immagine presente in alto a destra; sono presenti diversi complessi nebulosi isolati, su uno sfondo molto oscurato.

Il complesso di Cefeo si trova in direzione di uno dei tratti più settentrionali della Via Lattea boreale, in direzione dell'omonima costellazione; tuttavia, nonostante la sua relativa vicinanza a noi, le sue strutture più brillanti non sono individuabili né ad occhio nudo né con l'ausilio di piccoli strumenti: infatti, in questo tratto le stelle luminose sono scarse e i campi stellari di fondo sono meno ricchi rispetto ad altre aree del piano galattico; persino la stessa scia luminosa della Via Lattea appare molto frammentata, a causa della presenza di grossi banchi di polveri oscure che ne schermano la luce retrostante.

Trovandosi ad una declinazione molto settentrionale, attorno ai 55-60°N, la costellazione di Cefeo e con essa il complesso nebuloso si mostrano circumpolari da gran parte dell'emisfero nord; nelle sere di fine estate e inizio autunno boreali, questo ramo della Via Lattea raggiunge il punto più alto sull'orizzonte, presentandosi allo zenit in Canada, Europa settentrionale e Russia. Dall'emisfero australe invece la visione è penalizzata e per una parte dell'emisfero resta sempre al di sotto dell'orizzonte, non mostrandosi mai.[11][12]

La struttura più facilmente individuabile del complesso è la ben nota nebulosa IC 1396, che sembra sovrapporsi alla famosa "Stella Granata di Herschel", μ Cephei, una stella di quarta grandezza dal colore marcatamente rosso rubino. Nelle foto a lunga posa o digitali si individuano con facilità le nebulose oscure che mascherano la luce del complesso e anche degli oggetti extragalattici al di fuori del piano galattico; Edwin Hubble infatti fu il primo ad accorgersi che gran parte dell'area di cielo in direzione di Cefeo non mostrava la presenza di galassie.[1]

Nelle epoche precessionali[modifica | modifica sorgente]

Moto di precessione e spostamento del polo nord celeste nel corso dei millenni; la stella luminosa in basso è Vega.

A causa del fenomeno conosciuto come precessione degli equinozi, le coordinate celesti di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dal polo nord e sud dell'eclittica.[13][14]

Il tratto di Via Lattea della costellazione di Cefeo si trova attualmente a circa 22h di ascensione retta, ossia non lontano dalle 0h, che equivalgono al punto in cui l'eclittica interseca l'equatore celeste (equinozio); l'intersezione delle 18h con l'eclittica corrisponde al solstizio del 22 dicembre.

Attualmente, avendo passato le 18h di ascensione retta alcune migliaia di anni fa, il complesso di Cefeo tende ad assumere delle declinazioni sempre più settentrionali.[15] Quando, fra circa 7000 anni, il complesso si troverà alle 6h di ascensione retta, raggiungerà il punto più settentrionale: in quell'occasione, si troverà, come si vede nell'immagine a lato, a pochissimi gradi dal polo nord celeste, poiché quest'ultimo si troverà in direzione di Cefeo.

Ambiente galattico e linea di vista[modifica | modifica sorgente]

Il tratto di Via Lattea in direzione di Cefeo mostra evidenti tracce di oscuramento ad opera di grandi nubi di polveri, specialmente nel lato più settentrionale. Il sistema nebuloso più vicino a noi in questa direzione, nonché il principale responsabile dell'oscuramento, si trova a poco più di 900 anni luce[1][16] e la sua estensione reale è di circa 260 anni luce. La struttura appare connessa con un altro complesso, appena più distante e più esteso, noto come Nube di Cefeo; al suo interno si trovano alcune sottostrutture, fra cui spicca un ben noto globulo di Bok che porta la sigla di catalogo Sh2-136: si tratta di un bozzolo oscuro evidente su uno sfondo debolmente nebuloso, delle dimensioni di circa 2 anni luce e al cui interno si trovano degli oggetti stellari giovani in formazione.[17]

Mappa schematica della regione galattica fra il Sole e il complesso di Cefeo.

La relazione di questi due oggetti con la Cintura di Gould non è stata ancora accertata: sebbene la velocità radiale indichi una relazione con una superbolla in espansione connessa alla Cintura, la sua posizione, piuttosto distaccata rispetto al piano in cui la Cintura giace, farebbe pensare ad una struttura separata e indipendente da essa.[1]

Oltre questo sistema di nubi oscuranti, si estende una regione meno ricca di complessi nebulosi, ma in cui si trova, a sud rispetto alla linea di vista di Cefeo, un'associazione OB piuttosto sparsa, nota come Lacerta OB1; a una distanza di 2600 anni luce (800 parsec) giace una delle nubi molecolari giganti più estese del nostro braccio di spirale: si tratta di una lunga cintura di polveri estesa per migliaia di anni luce in senso trasversale rispetto al braccio, formato dalla Fenditura del Cigno e dell'Aquila, che si connette con un'altra banda oscura, visibile in direzione di Cefeo, le cui parti illuminate sono IC 1396 e diverse altre nebulose minori, che in alcuni punti circoscritti sono illuminate da stelle vicine e quindi brillano per riflessione.[1]

Immerse nelle regioni retrostanti del sistema nebuloso, si trovano alcuni grandi gruppi di giganti blu giovani e molto calde, riunite nelle associazioni Cepheus OB2, Cepheus OB3 e Cepheus OB4,[18] a cui si aggiunge, ad ovest, Cygnus OB7 e, nei settori più remoti e orientali, Cassiopeia OB14.[19] Gli ammassi aperti più notevoli immersi nella zona sono Tr 37 e NGC 7243, sebbene quest'ultimo si trovi su un piano diverso rispetto alle associazioni OB.[20]

Proseguendo ulteriormente, superando dunque il complesso molecolare e le associazioni OB, ci si lascia il Braccio di Orione alle spalle e si raggiunge il Braccio di Perseo, uno dei bracci maggiori della nostra Galassia, nel quale si trovano, soprattutto in direzione di Cassiopea, degli estesi e brillanti raggruppamenti di stelle blu;[19] nello stesso braccio si trova pure il complesso nebuloso gigante di NGC 7538, a una distanza di oltre 6000 anni luce.[18]

Struttura[modifica | modifica sorgente]

Immagine mappata della costellazione di Cefeo, con evidenziate le strutture del complesso; le informazioni sono tratte dalla pubblicazione Star Forming Regions in Cepheus.

Nel complesso di Cefeo è possibile distinguere un gran numero di strutture, di dimensioni variabili, che a loro volta includono formazioni minori e addensamenti nebulosi e stellari.

La locuzione Cepheus Flare (letteralmente il "Brillamento di Cefeo") fu coniata da Edwin Hubble per indicare l'area di cielo della parte centrale di Cefeo priva di oggetti extragalattici, estesa dal piano galattico fino a delle regioni ad alte latitudini galattiche in cui il chiarore della Via Lattea ridiventa visibile, indicando dunque la presenza di una grande mole di polveri che oscura la nostra Galassia; la sua estensione è compresa fra i 100° e i 120° di longitudine galattica.[7][21]

Uno studio sulla distribuzione dell'idrogeno neutro della regione ha rilevato la presenza, a circa 300-500 parsec (circa 1000-1600 anni luce) di due strutture di gas interstellare dinamicamente diverse poste a latitudini galattiche comprese fra +13° e +17°, che si muovono alla velocità di circa 1,5 km/s l'una rispetto all'altra; probabilmente si tratta di regioni in espansione o in collisione.[22] Nella regione è stata inoltre scoperta una vasta area di continuum radio, chiamata poi Anello III (Loop III), centrata alle coordinate galattiche l=124±2°; b=+15±3° ed estesa per ben 65°, che potrebbe essere stata creata da una serie di esplosioni di supernovae; questa struttura a bolla in movimento indica inoltre che il mezzo interstellare è interessato da dinamiche energetiche vigorose: la vasta gamma di movimenti diversi riscontrati potrebbe essere un riflesso dell'azione di diverse onde d'urto.[23]

Agli infrarossi e basandosi sulla distribuzione dell'estinzione visuale, si è potuto identificare ben 208 nubi, suddivise in 8 complessi maggiori;[7][24] Studiando la distribuzione spaziale e le dinamiche della materia interstellare in Cefeo e Cassiopea, nonché analizzando il suo spettro, le cui linee spettrali sono larghe e spesso a doppio picco, si è ipotizzato che il Cepheus Flare sia parte di una vasta superbolla che racchiude un antico resto di supernova; assumendo una distanza di 300 parsec (quasi 1000 anni luce) per il centro geometrico della superbolla, si è ottenuto un raggio di circa 50 parsec (160 anni luce), una velocità di espansione di 0,4 km/s e una massa di idrogeno neutro pari a 13.000 M.[25]

Studi a bassa risoluzione condotti nella banda del CO hanno rivelato che le nubi di questa regione formano un complesso nebuloso molecolare gigante uniforme; basandosi poi sulle osservazioni delle nebulose a riflessione, si è indicata per il complesso una stima di distanza compresa fra 300 e 500 parsec.[26] Successivamente fu esteso lo studio su questa banda di emissione ad una regione di 490 gradi quadrati posta fra le costellazioni di Cefeo e Cassiopea ad una latitudine galattica b=+10°, scoprendo così che le nubi possono essere divise in due sottosistemi ben distinti per le loro proprietà dinamiche, e separati da una regione in cui il gas è molto rarefatto compresa fra i 118° e i 124° di longitudine galattica; si è ipotizzato che questa regione più rarefatta fra Cefeo e Cassiopea sia stata originata da una supernova, la cui violenta onda d'urto avrebbe creato la superbolla di "vuoto". L'età di questo resto di supernova fu stimata essere di circa 40.000 anni e sarebbe stata causata da una supernova di tipo Ib o Ic.[27] Un ulteriore studio, condotto al 13CO, ha permesso di determinare che su 188 nubi molecolari osservate fra Cefeo e Cassiopea, 51 fanno parte del complesso di Cefeo, mentre le restanti sono o sovrapposte ad esso oppure retrostanti.[28]

Misurazioni della distanza[modifica | modifica sorgente]

La nebulosa NGC 7023, uno dei riferimenti utilizzati nel tentativo di stabilire la distanza del Complesso di Cefeo.

La distanza del Complesso di Cefeo fu calcolata per la prima volta verso la fine degli anni sessanta, tramite studi spettroscopici e fotometrici delle stelle che illuminano le nebulose a riflessione situate all'interno del Cepheus Flare; prima di aver compreso che la regione era in realtà un unico complesso nebuloso molecolare, si era scoperto che queste aree nebulose a riflessione si trovavano a distanze diverse.[1][29] Alle latitudini galattiche prossime all'equatore galattico si trovano, a una distanza di circa 800 parsec, le associazioni Cepheus OB2 e Cepheus OB3, mentre le nubi molecolari sembrerebbero essere a una distanza inferiore.[30]

Probabilmente, il livello di distanze è un po' più complesso: sia le componenti più remote che quelle più vicine sono infatti composte da più strutture, forse poste in differenti aree dello spazio e quindi a differenti distanze.[30] Le distanze delle nubi possono essere derivate tramite lo studio degli effetti delle nubi stesse sulla luce delle stelle ad esse associate; sempre analizzando spettroscopicamente e fotometricamente queste stelle, si è potuto ottenere un valore di distanza pari a 400±80 parsec (1300±250 anni luce) per l'associazione Cepheus R2, interna alla regione, situata alla latitudine galattica +10°.[29]

Nelle regioni più remote del complesso, oltre alle associazioni Cepheus OB2 e Cepheus OB3, si trova la nube NGC 7129; esistono a proposito di quest'oggetto due teorie contrastanti: una afferma che questa nebulosa sia parte del sistema di Cefeo e che si trovi dunque a una distanza, seppur leggermente maggiore, sempre compatibile con quella del sistema stesso;[31] l'altra insiste sul fatto che NGC 7129 si troverebbe al di là di esso, a 1250 parsec di distanza da noi.[29] Tuttavia, studiando la velocità radiale di questa e di altre nubi minori, si è arrivati a ipotizzare che gran parte della massa del complesso si troverebbe a una distanza maggiore di quanto creduto, a circa 1000 parsec (circa 3300 anni luce).[28] Un'altra determinazione di distanza del complesso è stata condotta tramite lo studio della nebulosa a riflessione NGC 7023, basandosi sulla spettroscopia ad alta risoluzione della stella responsabile della sua illuminazione, HD 200775; la distanza ottenuta è di 440±100 parsec.[32] Nel 2008 tuttavia, basandosi sui dati della sonda Hipparcos, si è scoperto che questa stella è un sistema binario distante solo 350 parsec; resta comunque il dubbio che questo dato possa essere stato falsato dal moto orbitale delle due componenti.[33]

Sebbene alcune strutture del complesso abbiano dunque un valore di distanza ben determinato, permangono dei dubbi su altre strutture, specie quelle associate ad un componente di velocità negativo alle longitudini galattiche 107°-111° e latitudine +13°.[33]

Regioni H II e fenomeni di formazione stellare[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Regione H II e Formazione stellare.

La formazione stellare ha luogo nelle aree centrali e dense delle nubi molecolari; le aree più scure di queste nubi (e quindi più dense) vengono di solito indicate con delle lettere seguite dal numero di catalogo della nube di cui fanno parte.[33]

Nel complesso di Cefeo la formazione stellare sarebbe stata provocata, negli ultimi milioni di anni, dall'azione di diverse forze agenti: l'onda d'urto del resto di supernova in espansione che ha causato la superbolla descritta sopra, che ha compresso il gas del mezzo circostante, sarebbe la causa principale del modellamento della nube.[30] All'interno del complesso sono stati scoperti una gran quantità di prove dell'attività di formazione: sono infatti noti diversi oggetti stellari giovani e di stelle di pre-sequenza principale, diverse stelle T Tauri, oltre un centinaio di stelle ad emissione e di sorgenti di radiazione infrarossa e una cinquantina di oggetti di Herbig-Haro.[34][35]

Curiosamente, la distribuzione spaziale delle stelle T Tauri differisce da quella degli altri oggetti stellari giovani: è stato infatti rinvenuto un gruppo di queste stelle separato dalla nube originaria di oltre 10 parsec, una distanza ben maggiore di quanto si osserva in altre regioni ricche di stelle T Tauri.[1] Esiste una teoria secondo la quale queste stelle si sarebbero formate nella posizione in cui si osservano; secondo questa teoria, la nube molecolare originaria che le ha formate possedeva una massa pari a 800 M, mentre alla fine del processo di formazione la nube avrebbe avuto una massa di appena 200 M. Successivamente, un evento esterno, come l'esplosione di una supernova, avrebbe contribuito a spazzare via questa nube nell'arco di alcune centinaia di migliaia di anni.[36]

IC 1396[modifica | modifica sorgente]

IC 1396, una delle regioni del complesso osservabili anche nella banda della luce visibile.

IC 1396 è una vasta regione H II visibile in parte anche nella luce visibile; la sua luminosità è dovuta all'eccitamento dei suoi gas operato dal vento stellare della gigante blu HD 206267, appartenente all'associazione Cepheus OB2. Sembra che l'espansione di questa regione H II abbia creato un ampio anello di gas molecolare dal raggio di circa 12 parsec, in un lasso di tempo di almeno 3 milioni di anni.[37] La struttura ad anello si estende per circa 3° ed è circondata da un gran numero di globuli scuri, al cui interno probabilmente avviene la formazione di nuove stelle a causa della compressione ad opera della ionizzazione, del fronte dell'onda d'urto dei venti stellari e della pressione di radiazione; i globuli maggiori si trovano sul lato nord-occidentale della regione nebulosa.[38]

In uno studio condotto negli anni ottanta sono stati identificati 32 globuli, che hanno ricevuto una designazione numerica da 1 a 32 con prefisso GRS (Globules of Radial Systems); quattro sistemi radiali di globuli sono stati identificati nei pressi di IC 1396, mentre uno di questi è centrato esattamente sulla nebulosa. Fra i globuli è presente anche la famosa struttura nota come Proboscide d'elefante (vdB 142).[39] All'infrarosso sono state invece condotte delle ricerche per la localizzazione degli oggetti stellari giovani associati ai globuli; si è scoperto così che solo sei sorgenti associate con globuli possiedono una struttura e luminosità tali da poter essere state causate da un riscaldamento esterno, mentre la gran parte di queste non sarebbero legate ai fenomeni di formazione stellare.[40] Nel 2005, tramite uno studio condotto nel vicino infrarosso, sono stati identificati 25 globuli, dei quali quattro non erano stati riportati nel catalogo SIMBAD; per tutti i globuli eccetto quattro, fu possibile determinare la massa, mentre non fu possibile misurare il diametro per sette di essi. Cinque globuli contengono un ricca popolazione di oggetti dalla luce arrossata, probabilmente stelle in formazione; questi cinque globuli possiedono il più alto tasso di estinzione, che farebbe pensare ad una relazione fra l'intensità dell'attività di formazione stellare e la massa dei globuli stessi.[40]

Nei globuli con la massa più piccola si crede che la formazione stellare sia spesso influenzata dalla pressione di radiazione di una stella brillante posta nelle vicinanze; in uno studio condotto su uno di questi, illuminato dalla brillante gigante blu HD 206267, è stato evidenziato un legame con la distanza di questa stella, suggerendo che l'evaporazione a causa della fotoionizzazione influenzi la distribuzione della massa del globulo attorno alla gigante blu. L'influenza della stella è data dalla compressione dei gas ad opera della pressione di radiazione.[41]

Sh2-140[modifica | modifica sorgente]

Sh2-140, nel cuore del Complesso di Cefeo.

Sh2-140 è una regione H II situata sul bordo sudoccidentale della nebulosa oscura LDN 1204, nella Bolla di Cefeo, a una distanza di circa 900 parsec (2900 anni luce) dal Sole.[42] La stella responsabile della ionizzazione della nebulosa è HD 211880, una stella azzurra sulla sequenza principale; la regione centrale è completamente invisibile nelle immagini ottiche, mentre dalle immagini al vicino infrarosso e nelle onde radio si evince la presenza di un ammasso di stelle molto concentrato. La temperatura delle polveri sarebbe di appena 35 K, mentre la sua massa sarebbe pari a 600 M.[43]

Su questa nebulosa sono state condotte diverse osservazioni a più lunghezze d'onda, centrate soprattutto nella regione brillante sul bordo di LDN 1204 e sulle sorgenti infrarosse situate posteriormente ad essa.[44] Le osservazioni su tutta la banda dell'infrarosso sono state condotte principalmente allo scopo di individuare eventuali giovani stelle presenti nella regione; a seguito di questi studi fu redatto un primo catalogo comprensivo di tutti gli oggetti stellari giovani di Sh2-140, consistente in tre sorgenti infrarosse, IRS 1, IRS 2 e IRS 3,[45] a cui vennero aggiunte altre due sorgenti scoperte in seguito.[46] Dagli indici spettrali delle prime tre sorgenti venne dedotto che esse si originano da una debole regione H II ionizzata dai fotoni provenienti da una singola stella di sequenza principale di classe B.[46]

Dall'osservazione delle protostelle è stato invece sviluppato un modello semplificato della regione che è stato utilizzato per ottenere le condizioni fisiche delle polveri e dei gas qui presenti; la sorgente IRS 1 appare circondata da un denso disco di polveri, illuminato in parte dai fotoni che emergono dalle sue regioni polari assieme al bordo interno di un involucro di gas molecolare. Il modello sviluppato a partire da queste osservazioni è in grado di spiegare la distribuzione diffusa dell'intensità di luce; il colore blu delle regioni circostanti implica poi l'esistenza di un campo di radiazione con temperature relativamente basse, di 800-900 K.[47]

Attraverso un monitoraggio a grande campo condotto con un CCD sono stati individuati nei pressi di Sh2-140 alcuni oggetti di Herbig-Haro associati a dei bow shock, catalogati come HH 616 e HH 617; il più settentrionale dei due, HH 617, è probabilmente associato con l'idrogeno molecolare espulso dalla sorgente IRS 3, mentre la sorgente del bow-shock osservabile a sud, HH 616, non è ben compresa: sembra che possa derivare da una sorgente sconosciuta posta nella regione più meridionale della nebulosa, che mostrerebbe tracce di un getto.[48]

NGC 7129[modifica | modifica sorgente]

NGC 7129, una nebulosa a riflessione parte del complesso di Cefeo.

La nebulosa a riflessione NGC 7129, nota anche come Ced 196, è una delle strutture del Complesso di Cefeo più distanti da noi: si trova infatti in una regione ricca di giovani stelle blu posta al di là delle regioni nebulose più dense.[49] A sud e a est si estende una nube a forma di rene delle dimensioni di circa 11 parsec (36 anni luce), in una cui cavità si trovano molti dei membri più deboli dell'ammasso aperto associato, nel cui bordo orientale è presente una cresta nebulosa di grandi dimensioni.[8] NGC 7129 è circondata da un anello di idrogeno neutro (H I) esteso per mezzo grado, che fa parte di un sistema più vasto di nubi molecolari, centrato su una stella azzurra catalogata come BD+65° 1638; studiando lo spettro di questa stella, si è scoperto che si tratta di un raro tipo di "stella dissociante" appena emergente dalla nube di gas che l'ha formata, con un'età stimata in poche migliaia di anni e una massa pari a 6M.[50]

Attraverso lo studio delle stelle variabili e delle sorgenti nel vicino infrarosso sono state identificate circa una sessantina di stelle di pre-sequenza principale di piccola massa, gran parte delle quali si trovano esternamente rispetto alla regione di fotolisi centrale;[51] molte di queste sono associate alle parti più dense della nube molecolare, indice ciò di una formazione stellare attiva anche all'esterno dell'ammasso stellare centrale.[52] Si segnalano pure diversi oggetti di Herbig-Haro, sia all'interno che nelle regioni circostanti di NGC 7129.[53]

Regioni minori e globuli individuali[modifica | modifica sorgente]

NGC 7023 è una nebulosa a riflessione illuminata dalla giovane stella massiccia HD 200775 e da un gruppo di stelle più deboli; fu scoperta da William Herschel nel 1794. Al centro della nebulosa si trova un piccolo ammasso aperto di stelle che mostrano delle linee di emissione Hα variabili,[54] più quattro stelle T Tauri; secondo alcuni studi, la stella variabile PV Cephei, situata circa 10 parsec ad ovest della nube, sarebbe stata espulsa dalla nube stessa circa 100.000 anni fa.[55]

LDN 1082 è una nube di aspetto filamentoso, visibile nei pressi di NGC 7023, catalogata per la prima volta da Edward Emerson Barnard come B 150; al suo interno sono presenti alcuni raddensamenti, come pure quattro sorgenti di radiazione infrarossa.[56] Le stime sulla sua distanza non sono disponibili, se non sotto forma di speculazioni; secondo alcuni LDN 1082 sarebbe vicina a NGC 7023 non solo apparentemente nel cielo, ma anche fisicamente, indicandone così un valore di distanza pari a 440 parsec.[57] A questa distanza, la separazione di 10° fra questa e NGC 7023 sarebbe di circa 70 parsec. Secondo altre stime, LDN 1082 sarebbe invece più vicina, a soli 150 parsec di distanza.[58]

LDN 1157, un oggetto stellare giovane dall'aspetto probabilmente simile a quello del Sole durante la sua formazione, ripreso dal Telescopio Spaziale Spitzer.

LDN 1228 è una è una piccola nube estesa per circa 3° in direzione nord-sud; la sua distanza sarebbe di 180 parsec e differisce dal resto del complesso per la sua dinamica, suggerendo che si trovi nella parte più vicina a noi della superbolla Cepheus Flare. Al suo interno sono state scoperte diverse stelle Hα e oggetti di Herbig-Haro.[59][60] LDN 1228 contiene tre aree di formazione stellare: la più settentrionale è formata da un gruppo di stelle circondate da nebulosità e associata con una sorgente di radiazione infrarossa; quella centrale contiene due oggetti di Herbig-Haro, HH 199 e HH 200. Quella più meridionale contiene invece un piccolo aggregato di stelle di piccola massa in fase di pre-sequenza principale, con associate nove sorgenti infrarosse visibili nelle immagini riprese con il Telescopio Spaziale Spitzer.[61]

LDN 1157 è un oggetto di Herbig-Haro consistente in un getto di materia particolarmente forte; è stato studiato a più linee di emissione, come il CO, il SiO, H, CH3OH ed è stato indicato come il prototipo dei getti chimicamente attivi.[62] I modelli dell'onda d'urto del gas sono stati utilizzati per studiare il modo in cui si è formata la struttura osservabile, mentre osservazioni condotte alla linea di emissione del metanolo suggeriscono la presenza di uno strato di gas riscaldato nel disco di accrescimento.[63] La protostella avrebbe un'età di poche migliaia di anni e secondo gli scienziati della NASA somiglia a come doveva apparire il nostro sistema solare miliardi di anni fa, durante la formazione del nostro Sole.[64]

LDN 1219 (B 175) è una piccola nebulosa dalla forma che ricorda vagamente una cometa, situata sul bordo più meridionale del Complesso di Cefeo; riflette la luce della stella blu BD +69° 1231 ed è associata alla nebulosa a riflessione Ced 201.[65] Uno studio spettroscopico ha rilevato alcune caratteristiche interessanti, come la presenza dell'oggetto di Herbig-Haro HH 450 e alcune strutture filamentose delle dimensioni di circa 1 parsec che ricalcano una figura circolare, ossia un resto di supernova, il quale, trovandosi alla distanza di circa 400 parsec, è anche uno dei resti conosciuti a noi più vicini.[66] Si ipotizza che la formazione stellare in questa nebulosa possa essere stata provocata dalla regione di fotolisi associata a Ced 201.[67]

LDN 1121 è una nebulosa oscura piccola e isolata situata nella parte meridionale del Complesso di Cefeo; non è nota la distanza con certezza, ma le speculazioni sono concordi nell'indicare un valore di circa 200 parsec.[68] Contiene al suo interno una struttura a getti bipolare proveniente da una sorgente da radiazione infrarossa e un piccolo e compatto oggetto di Herbig-Haro, HH 363, più altre tre sorgenti infrarosse.[69]

LDN 1251 è una nube allungata in senso est-ovest sul bordo orientale del complesso; la sua forma a cometa suggerisce che sia in interazione con la grande superbolla causata dall'esplosione di supernova[68] descritta in precedenza nel paragrafo "Struttura". La sua distanza da noi è stata determinata in vari modi e la nube è stata mappata a diverse linee di emissione, come il 13CO, il SiO, l'NH3, l'HCN ed altri ancora.[70] Studiando la popolazione di oggetti stellari giovani, alcuni autori hanno rinvenuto una dozzina di stelle Hα e una sorgente di radiazione infrarossa,[71] dalla quale emerge un getto ottico, classificato come HH 149.[72] Sono presenti anche due sorgenti di onde radio termali.[73]

Associazioni OB[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Associazione OB.

Un'associazione OB è un'associazione stellare di recente formazione che contiene decine di stelle massicce di classe spettrale O e B, ossia blu e molto calde; si formano assieme nelle nubi molecolari giganti, il cui gas residuo, una volta che le stelle sono formate, viene spazzato via dal forte vento stellare.[74] Entro pochi milioni di anni, gran parte delle stelle più luminose dell'associazione esplodono come supernovae, mentre le stelle più piccole sopravvivono per molto più tempo, avendo una massa inferiore. Si crede che la gran parte delle stelle della nostra Galassia siano in origine appartenute ad associazioni OB.[74] Paradossalmente, si possono conoscere più facilmente le associazioni OB di altre galassie piuttosto che della nostra, a causa della presenza delle nubi oscure che mascherano la gran parte degli oggetti interni alla Via Lattea.[75]

Le associazioni OB del Complesso di Cefeo sono le principali responsabili dell'eccitazione dei gas e delle polveri, che diventano luminose e possono essere osservate anche otticamente.

Cepheus OB2[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Regione di Cepheus OB2.
L'associazione Cepheus OB2.

Cepheus OB2 è la più orientale e la più meridionale delle varie associazioni di Cefeo; fu scoperta nel 1968 e si trova a breve distanza, sia in termini prospettici che reali, dal grande complesso nebuloso oscuro che forma la Fenditura del Cigno ed è quasi a contatto con l'associazione Cygnus OB7. La distanza da noi è stimata in circa 800 parsec, ossia comparabile con le nubi della Fenditura, con cui condivide pure la stessa velocità radiale.[5] Sono note 75 stelle membri molto brillanti, fra le quali si trova la gigante blu fuggitiva λ Cephei.

Si crede che Cepheus OB2 sia divisa in due sottogruppi di diverse età: il più giovane, catalogato come Cepheus OB2b, coincide con l'ammasso aperto Tr 37, uno dei più giovani ammassi conosciuti, con un'età stimata sui 3,7 milioni di anni;[76] negli anni settanta si è suggerito che la brillante stella μ Cephei (La Stella Granata) fosse un membro di Tr 37, mentre la principale responsabile dell'eccitamento della grande nebulosa che appare associata all'ammasso, IC 1396, appartiene a quest'associazione.[9] Il secondo sottogruppo, Cepheus OB2a, contiene un gran numero di stelle massicce evolute che si sono sparse in una vasta area compresa fra le latitudini galattiche 100°–106° e longitudini +2°–+8°; la sua età è stimata sugli 8 milioni di anni e contiene al suo interno l'ammasso NGC 7160.[10] Cepheus OB2a è circondato da una struttura nebulosa ad anello, la Bolla di Cefeo, forse ciò che resta dell'esplosione di un'antica supernova; questa esplosione potrebbe essere stata la causa dell'avvio dei processi di formazione stellare che hanno portato alla nascita dell'associazione, come sembra essere testimoniato dalla presenza di alcune regioni H II e sorgenti di radiazione infrarossa che paiono contenere giovani stelle in formazione.[77]

Studi sulla metallicità delle stelle dell'associazione indicano che queste sono povere di metalli.[78] Le stelle di piccola e media massa appartengono a diverse popolazioni stellari e sono nate in tempi diversi e in vari sottogruppi durante l'evoluzione dell'associazione; i gruppi di stelle di piccola massa coetanee si troverebbero in entrambe le sottoassociazioni di Cepheus OB2.[79]

Cepheus OB3[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Regione di Cepheus OB3.
Sh2-155, la regione H II in interazione con Cepheus OB3.

Cepheus OB3 appare di dimensioni apparentemente più ridotte rispetto alla precedente, sebbene la distanza, stimata sui 725 parsec, sia paragonabile a quella del precedente; al suo interno si trovano una quarantina di stelle giovani e brillanti.[80] Studi fotometrici condotti negli anni novanta hanno ridefinito questa lista di componenti, estendendola alle stelle più deboli.[81]

Come la precedente, anche questa associazione mostra evidenze di una suddivisione delle sue stelle membri in due sottogruppi, catalogati come Cepheus OB3a e Cepheus OB3b, la cui caratteristica discriminante è l'età: Cepheus OB3a sarebbe infatti il più giovane, con un'età inizialmente stimata sui 4 milioni di anni, mentre il secondo avrebbe 8 milioni di anni;[82] Con l'affinarsi delle tecniche di rilevazione, è stata in seguito indicata un'età di 5,5 milioni di anni per il primo e di 7,5 milioni di anni per il secondo.[81] Le stelle più luminose del sottogruppo Cepheus OB3b eccitano i gas di una vicina nebulosa, la regione H II Sh2-155 (la famosa Nebulosa Grotta).[82] Secondo uno studio condotto sfruttando i dati del Satellite Hipparcos, è stato avanzato il dubbio che la già citata stella fuggitiva λ Cephei possa essere originaria di quest'associazione, e non della precedente.[83]

Cepheus A, una delle regioni di formazione stellare più compatte che si conoscano.

Tramite una mappatura dell'area dell'associazione al 12CO, è stato individuato fin dagli anni settanta un complesso nebuloso molecolare dell'estensione di 20x60 parsec, nel quale si possono distinguere alcune aree più dense, catalogate da Cepheus A a Cepheus F; in alcune di queste, specialmente nella prima, sarebbe molto attiva la formazione stellare, provocata dell'interazione della nube stessa con la regione H II in espansione Sh2-155.[84] Cepheus OB3 può pertanto essere considerata come un esempio di fenomeno di formazione stellare sequenziale.[85]

Cepheus A è una delle regioni nebulose più studiate del cielo: si tratta di una regione di formazione stellare di grande massa estremamente attiva, al cui interno sono note diverse sorgenti di origine termica e non termica, alcune piccole regioni H II e forti emissioni di radiazione infrarossa, il tutto in un'area di cielo inferiore a un primo d'arco.[86]

Nell'associazione Cepheus OB3 sono note oltre cinquanta sorgenti di raggi X, molte delle quali individuate dal ROSAT; si sospetta che la maggior parte di esse siano originate da stelle T Tauri poste nelle regioni circostanti la nube molecolare (ma non nel suo interno).[87] Sempre ai raggi X, tramite il Chandra X-ray Observatory sono stati scoperti, negli anni duemila, due ammassi aperti molto ricchi, composti da 321 stelle di pre-sequenza principale; uno di questi si estende all'esterno della nube molecolare ed è parte dell'associazione Cepheus OB3b. Queste osservazioni suggeriscono che la funzione di luminosità ai raggi X di quest'associazione differisca da quella ottenuta con altri ammassi simili, come quello nella Nebulosa di Orione: infatti in Cepheus OB3b sono presenti più stelle con massa inferiore alle 0,3 M.[88]

Cepheus OB4[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Regione di Cepheus OB4.
L'area dell'associazione Cepheus OB4, con la nebulosa NGC 7822.

Cepheus OB4 fu scoperta nel 1959, con l'individuazione di 16 stelle giovani e calde comprese in una piccola regione di cielo alle coordinate galattiche l=118°, b=+4°, compreso l'ammasso aperto Berkeley 59; appare connesso con una nebulosa oscura molto densa e irregolare contenente alcune regioni a emissione, fra le quali la densa regione H II Sh2-171 (Ced 214 o W1) al centro e NGC 7822 a nord.[89] L'associazione sarebbe composta da 42 giganti blu, poste alla distanza di 845 parsec da noi; esiste inoltre una correlazione fra la luminosità e l'arrossamento di queste componenti: infatti le stelle di classe spettrale O e B si trovano solo nelle regioni interne alla nube, mentre le componenti di classe B più tendenti al bianco ne sono poste al di fuori, a causa soprattutto dell'incompletezza dei rilevamenti.[90] L'età delle stelle dell'associazione sarebbe compresa fra 0,6 e 6 milioni di anni.[90]

Come le altre due associazioni, anche Cepheus OB4 consiste in due aree con proprietà dinamiche ed evoluzionistiche differenti: la più antica e più dispersa di queste si estende in un'area di 15' (pari a circa 4 parsec) di diametro ed è situata sul bordo meridionale di una struttura nebulosa circolare chiamata Cepheus Loop (Anello di Cefeo); tramite il moto proprio delle sue componenti si è individuato il suo possibile punto di formazione, situato presso il centro di quello che è ora il Cepheus Loop. Il Cepheus Loop sarebbe stato così originato dal vento stellare delle stelle dell'associazione e si è in seguito espanso fino a raggiungere altre nubi molecolari; dall'esito di questi scontri si sarebbe poi formato l'ammasso aperto Berkeley 59.[91]

Studiando la morfologia e le dinamiche delle regioni H II associate a Cepheus OB4 a varie linee di emissione, si è scoperta l'esistenza di due strutture a guscio in espansione: una di queste, del raggio di 0,7°, contiene le nebulose NGC 7822 e Sh2-171, più la gran parte delle stelle dell'associazione, il cui vento stellare favorisce la sua espansione; l'altra struttura, del raggio di 1,5°, è centrata sulla seconda nebulosa e potrebbe essere il risultato di un'esplosione di supernova o dell'azione del vento stellare delle stelle più massicce.[89] Indagando invece la distribuzione spaziale e le proprietà dinamiche del mezzo interstellare dell'area, si è scoperta un'ulteriore struttura a bolla, il cui centro ricade alle coordinate galattiche l=122°, b=+10°; data una distanza di 800 parsec, è stato calcolato che il raggio della bolla dovrebbe essere pari a circa 100 parsec, una velocità di espansione di 0,4 km/s e una massa di idrogeno neutro pari a 99.000 M.[25] All'interno delle nubi oscure presenti in questa regione sono state identificate diverse sorgenti con linee di emissione , alcune delle quali sarebbero stelle T Tauri.[90]

Cepheus OB6[modifica | modifica sorgente]

L'associazione Cepheus OB6 è visibile in direzione delle coordinate galattiche l=104°, b=-0,5°, in sovrapposizione all'associazione Cepheus OB2; fu scoperta nel 1999, identificando un gruppo di 27 stelle riportate nel catalogo Hipparcos, fra le quali spicca la celebre supergigante δ Cephei, il prototipo delle variabili cefeidi. Queste componenti mostrano una debole concentrazione e, a differenza delle altre associazioni di Cefeo, si distinguono per una gamma più ampia di classi spettrali: le componenti maggiori sono infatti 6 di classe B, 7 di classe A, 1 di classe F, 2 di classe G e 3 di classe K; si tratta dunque di un gruppo di stelle più antico, ossia un'antica associazione OB in fase evoluta: la stella più tendente al blu è di classe B5III, che indica un'età di circa 50 milioni di anni. La distanza di quest'associazione è stimata sui 270±12 parsec.[19] Non sono stati scoperti sottogruppi di quest'associazione.[92]

In uno studio delle orbite galattiche delle stelle vicine è stata avanzata l'ipotesi che alcuni membri dell'Associazione di AB Doradus siano state in interazione con Cepheus OB6 circa 38 milioni di anni fa; quest'incontro ravvicinato avrebbe fatto scattare la formazione delle stelle dell'associazione AB Doradus, le cui stelle fra l'altro sono coetanee di quelle dell'associazione di Cefeo.[93]

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c d e f g h i Grenier, I. A.; Lebrun, F.; Arnaud, M.; Dame, T. M.; 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.
  2. ^ Blitz, L.; Fich, M.; Stark, A. A., Catalog of CO radial velocities toward galactic H II regions in Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 49, giugno 1982, pp. 183-206. DOI:10.1086/190795. URL consultato il 7 marzo 2009.
  3. ^ Galaxy Map in Result for Sh 2-310. URL consultato il 9 marzo 2009.
  4. ^ Harris, S., Location of HII regions in molecular clouds in Giant molecular clouds in the Galaxy; Proceedings of the Third Gregynog Astrophysics Workshop, 1980, pp. 201-206. URL consultato il 19 febbraio 2009.
  5. ^ a b Dame, T. M.; Thaddeus, P., A wide-latitude CO survey of molecular clouds in the northern Milky Way in Astrophysical Journal, vol. 297, ottobre 1985, pp. 751-765. DOI:10.1086/163573. URL consultato il 19 febbraio 2009.
  6. ^ Kun, M.; Kiss, Z. T.; Balog, Z., Star Forming Regions in Cepheus (PDF), Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, Bo Reipurth, dicembre 2008, p. 1. ISBN 978-1-58381-670-7.
  7. ^ a b c Kun, Kiss, Balog, op. cit., 16
  8. ^ a b Ridge, Naomi A.; Wilson, T. L.; Megeath, S. T.; Allen, L. E.; Myers, P. C., A 13CO and C18O Survey of the Molecular Gas Around Young Stellar Clusters within 1 Kiloparsec of the Sun in The Astronomical Journal, vol. 126, n. 1, luglio 2003, pp. 286-310. DOI:10.1086/375455. URL consultato l'11 marzo 2009.
  9. ^ a b Harvin, James A., Doppler Tomography of the Massive Compact Binary Stars in the Multiple Star Systems δ Orionis and HD 206267 in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 116, n. 816, febbraio 2004, p. 186. DOI:10.1086/381874. URL consultato l'11 marzo 2009.
  10. ^ a b Kun,Kiss, Balog, op. cit., 48
  11. ^ 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.
  12. ^ 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.
  13. ^ La precessione. URL consultato il 30 aprile 2008.
  14. ^ Corso di astronomia teorica - La precessione. URL consultato il 2 maggio 2008.
  15. ^ Per determinare ciò è sufficiente analizzare le due coordinate fornite dal SIMBAD per gli equinozi vernali del 1950 e del 2000, le cui coordinate sono rispettivamente +19°52' e +19° 41'.
  16. ^ Dame, T. M.; Ungerechts, H.; Cohen, R. S.; de Geus, E. J.; Grenier, I. A.; May, J.; Murphy, D. C.; 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.
  17. ^ 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.
  18. ^ a b Kun, Kiss, Balog, op. cit., 2
  19. ^ a b c de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; 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.
  20. ^ Dias, W. S.; Alessi, B. S.; Moitinho, A.; Lépine, J. R. D., 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.
  21. ^ 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, n. SP1, febbraio 2005, pp. S1-S368. URL consultato il 10 marzo 2009.
  22. ^ 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.
  23. ^ Berkhuijsen, E. M. 1973, A&A, 24, 143
  24. ^ Kiss, Z. T.; Tóth, L. V.; Krause, O.; Kun, M.; Stickel, M., Star formation in the Cepheus Flare region: implications from morphology and infrared properties of optically selected clouds in Astronomy and Astrophysics, vol. 453, n. 3, luglio 2006, pp. 923-936. DOI:10.1051/0004-6361:20053235. URL consultato il 10 marzo 2009.
  25. ^ a b Olano, C. A.; Meschin, P. I.; Niemela, V. S., 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.
  26. ^ Lebrun, F., Nearby molecular clouds. II - The Cepheus flare and the effect of field stars on galaxy counts in Astrophysical Journal, vol. 306, luglio 1986, pp. 16-24. DOI:10.1086/164315. URL consultato il 10 marzo 2009.
  27. ^ Grenier, I. A.; Lebrun, F.; Arnaud, M.; Dame, T. M.; Thaddeus, P., CO observations of the Cepheus flare. I - Molecular clouds associated with a nearby bubble in Astrophysical Journal, vol. 347, dicembre 1989, pp. 231-139. DOI:10.1086/168112. URL consultato il 10 marzo 2009.
  28. ^ 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.
  29. ^ a b c Racine, R., Stars in reflection nebulae in Astronomical Journal, vol. 73, maggio 1968, p. 233. DOI:10.1086/110624. URL consultato il 10 marzo 2009.
  30. ^ a b c Kun, Kiss, Balog, op. cit., 18
  31. ^ Ábrahám, P.; Balázs, L. G.; Kun, M., Morphology and kinematics of the Cepheus Bubble in Astronomy and Astrophysics, vol. 354, febbraio 2000, pp. 645-656. URL consultato il 10 marzo 2009.
  32. ^ Viotti, R., On the stellar nucleous of NGC 7023 in Memorie della Società Astronomica Italiana, vol. 40, 1969, p. 75. URL consultato il 10 marzo 2009.
  33. ^ a b c Kun, Kiss, Balog, op. cit., 20
  34. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 23
  35. ^ Kun, M., Star Formation in the Cepheus Flare Molecular Clouds. I. Distance Determination and the Young Stellar Object Candidates in Astrophysical Journal Supplement, vol. 115, marzo 1998, p. 59. DOI:10.1086/313076. URL consultato l'11 marzo 2009.
  36. ^ Tachihara, K.; Neuhäuser, R.; Kun, M.; Fukui, Y., Search for new T Tauri stars in the Cepheus-Cassiopeia region in Astronomy and Astrophysics, vol. 437, n. 3, luglio 2005, p. 919.928. DOI:10.1051/0004-6361:20042197. URL consultato l'11 marzo 2009.
  37. ^ Patel, Nimesh A.; Goldsmith, Paul F.; Heyer, Mark H.; Snell, Ronald L.; Pratap, Preethi, Origin and Evolution of the Cepheus Bubble in The Astrophysical Journal, vol. 507, n. 1, novembre 1998, pp. 241-253. DOI:10.1086/306305. URL consultato l'11 marzo 2009.
  38. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 53
  39. ^ Gyul'Budagyan, A. L., Radial systems of dark globules in Astrophysics, vol. 23, n. 2, settembre 1985, pp. 538-544. DOI:10.1007/BF01007381. URL consultato l'11 marzo 2009.
  40. ^ a b Schwartz, Richard D.; Wilking, Bruce A.; Giulbudagian, Armen L., A search for embedded young stellar objects in and near the IC 1396 complex in Astrophysical Journal, vol. 370, marzo 1991, pp. 263-271. DOI:10.1086/169812. URL consultato l'11 marzo 2009.
  41. ^ Froebrich, D.; Scholz, A.; Eislöffel, J.; Murphy, G. C., Star formation in globules in IC 1396 in Astronomy and Astrophysics, vol. 432, n. 2, marzo 2005, pp. 575-584. DOI:10.1051/0004-6361:20041791. URL consultato l'11 marzo 2009.
  42. ^ Crampton, D.; Fisher, W. A., Spectroscopic observations of stars in H II regions in Publ. Dom. Astrophys. Obs., vol. 14, n. 12, 1974, pp. 283-304. URL consultato l'11 marzo 2009.
  43. ^ Blair, G. N.; Evans, N. J., II; Vanden Bout, P. A.; Peters, W. L., III, The energetics of molecular clouds. II - The S140 molecular cloud in Astrophysical Journal, vol. 219, febbraio 1978, pp. 896, 897, 899-913. DOI:10.1086/155853. URL consultato l'11 marzo 2009.
  44. ^ Hayashi et al. 1985; Keene et al. 1985; Lester et al. 1986; Schwartz et al. 1989; Hasegawa et al. 1991; Golynkin & Konovalenko 1991; Smirnov et al. 1992; Plume et al. 1994; Wilner & Welch 1994; Zhou et al. 1994; Schneider et al. 1995; Minchin et al. 1995a,c; Stoerzer et al. 1995; Park & Minh 1995; Preibisch & Smith 2002; Bally et al. 2002; Poelman & Spaans 2006, 2005
  45. ^ Beichman, C. A.; Becklin, E. E.; Wynn-Williams, C. G., New multiple systems in molecular clouds in Astrophysical Journal, vol. 232, agosto 1979, pp. L47-L51. DOI:10.1086/183034. URL consultato l'11 marzo 2009.
  46. ^ a b Evans, Neal J., II; Mundy, Lee G.; Kutner, Marc L.; Depoy, D. L., The nature of the radio and infrared sources in S140 in Astrophysical Journal, vol. 346, novembre 1989, pp. 212-219. DOI:10.1086/168002. URL consultato l'11 marzo 2009.
  47. ^ Harker, D.; Bregman, J.; Tielens, A. G. G. M.; Temi, P.; Rank, D., The infrared reflection nebula around the embedded sources in S 140 in Astronomy and Astrophysics, vol. 234, agosto 1997, pp. 629-640. URL consultato l'11 marzo 2009.
  48. ^ Bally, John; Reipurth, Bo; Walawender, Josh; Armond, Tina, The Fountains of Youth: Irradiated Breakout of Outflows in S140 in The Astronomical Journal, vol. 124, n. 4, ottobre 2002, pp. 2152-2163. DOI:10.1086/342850. URL consultato l'11 marzo 2009.
  49. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 40
  50. ^ Matthews, H. E.; Purton, C. R.; Roger, R. S.; Dewdney, P. E.; Mitchell, G. F., Neutral Hydrogen Associated with NGC 7129 in The Astrophysical Journal, vol. 592, n. 1, luglio 2003, pp. 176-187. DOI:10.1086/375716. URL consultato l'11 marzo 2009.
  51. ^ Hartigan & Lada (1985); Miranda et al. (1993); Magakian et al. (2004); Semkov (2003); Strom et al. (1976); Cohen & Schwartz (1983)
  52. ^ Gutermuth, Robert A.; Megeath, S. Thomas; Muzerolle, James; Allen, Lori E.; Pipher, Judith L.; Myers, Philip C.; Fazio, Giovanni G., The NGC 7129 Young Stellar Cluster: A Combined Spitzer, MMT, and Two Micron All Sky Survey Census of Disks, Protostars, and Outflows in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154, n. 1, settembre 2004, pp. 374-378. DOI:10.1086/422358. URL consultato l'11 marzo 2009.
  53. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 47
  54. ^ Weston, E. B., The variable stars in the region of NGC 7023 in Astronomical Journal, vol. 58, marzo 1953, p. 48. DOI:10.1086/106818. URL consultato l'11 marzo 2009.
  55. ^ Goodman, Alyssa A.; Arce, Héctor G., PV Cephei: Young Star Caught Speeding? in The Astrophysical Journal, vol. 608, n. 2, giugno 2004, pp. 831-845. DOI:10.1086/383139. URL consultato l'11 marzo 2009.
  56. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 27
  57. ^ Ciardi, David R.; Woodward, Charles E.; Clemens, Dan P.; Harker, David E.; Rudy, Richard J., Understanding the Star Formation Process in the Filamentary Dark Cloud GF 9: Near-Infrared Observations in The Astronomical Journal, vol. 116, n. 1, luglio 1998, pp. 349-359. DOI:10.1086/300416. URL consultato l'11 marzo 2009.
  58. ^ Furuya, Ray S.; Kitamura, Yoshimi; Wootten, Alwyn; Claussen, Mark J.; Kawabe, Ryohei, Water Maser Survey toward Low-Mass Young Stellar Objects in the Northern Sky with the Nobeyama 45 Meter Telescope and the Very Large Array in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 144, n. 1, gennaio 2003, pp. 71-134. DOI:10.1086/342749. URL consultato l'11 marzo 2009.
  59. ^ Ogura, Katsuo; Sato, Fumio, H-alpha emission stars in the region of LYNDS 1228 in Astronomical Society of Japan, vol. 42, n. 4, pp. 583-596. URL consultato l'11 marzo 2009.
  60. ^ Bally, John; Devine, David; Fesen, Robert A.; Lane, Adair P., Twin Herbig-Haro Jets and Molecular Outflows in L1228 in Astrophysical Journal, vol. 454, novemnre 1995, p. 345. DOI:10.1086/176486. URL consultato l'11 marzo 2009.
  61. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 36-37
  62. ^ Umemoto et al. 1992; Gueth, Guilloteau & Bachiller, 1996; Bachiller & P´erez Guti´errez, 1997; Hirano & Taniguchi, 2001; Mikami et al., 1992; Zhang et al., 1995; Gueth, Guilloteau & Bachiller, 1998; Zhang, Ho & Wright, 2000; Bachiller et al., 2001; Hodapp, 1994; Davis & Eisl¨offel, 1995; Bachiller et al., 2001; Tafalla & Bachiller, 1995; Umemoto et al., 1999; Bachiller et al., 1995, 2001; Avery & Chiao, 1996; Bachiller & P´erez Guti´errez, 1997; Bachiller et al., 2001; Beltr´an et al., 2004; Benedettini et al., 2007; Arce et al. 2008.
  63. ^ Velusamy, T.; Langer, William D.; Goldsmith, Paul F., Tracing the Infall and the Accretion Shock in the Protostellar Disk: L1157 in The Astrophysical Journal, vol. 565, n. 1, gennaio 2002, pp. L43-L46. DOI:10.1086/339246. URL consultato il 16 marzo 2009.
  64. ^ Baby Picture of our Solar System in NASA - Spitzer Space Telescope - Images. URL consultato il 16 marzo 2009.
  65. ^ Cesarsky, D.; Lequeux, J.; Ryter, C.; Gérin, M., ISO observations of the reflection nebula Ced 201: evolution of carbonaceous dust in Astronomy and Astrophysics, vol. 354, febbraio 2000, pp. L87-L91. URL consultato l'11 marzo 2009.
  66. ^ Bally, John; Reipurth, Bo, When Star Birth Meets Star Death: A Shocking Encounter in The Astrophysical Journal, vol. 552, n. 2, maggio 2001, pp. L159-L162. DOI:10.1086/320337. URL consultato l'11 marzo 2009.
  67. ^ Goicoechea, Javier R.; Berné, Olivier; Gerin, Maryvonne; Joblin, Christine; Teyssier, David, Star Formation near Photodissociation Regions: Detection of a Peculiar Protostar near Cederblad 201 in The Astrophysical Journal, vol. 680, n. 1, giugno 2008, pp. 466-473. DOI:10.1086/587927. URL consultato l'11 marzo 2009.
  68. ^ a b Kun, Kiss, Balog, op. cit., 39
  69. ^ Alten, Victoria P.; Bally, John; Devine, David; Miller, Grant J., Herbig-Haro objects discovered at Mount Laguna Observatory in Low Mass Star Formation - from Infall to Outflow, Poster proceedings of IAU Symposium No. 182 on Herbig-Haro Objects and the Birth of Low Mass Stars, 20-24 gennaio 1997. URL consultato l'11 marzo 2009.
  70. ^ Sato et al. 1994; Benson & Myers 1989; T´oth & Walmsley 1996; Nikoli´c, Johansson, & Harju 2003.
  71. ^ Kun, M.; Prusti, T., Star Formation in L:1251 - Distance and Members in Astronomy and Astrophysics, vol. 272, n. 1, maggio 1993, p. 235. URL consultato l'11 marzo 2009.
  72. ^ Balazs, L. G.; Eisloeffel, J.; Holl, A.; Kelemen, J.; Kun, M., The optical counterpart of the IRAS point source 22343+7501 in L1251 in Astronomy and Astrophysics, vol. 225, n. 1-2, febbraio 1992, pp. 281-284. URL consultato l'11 marzo 2009.
  73. ^ Meehan, Lebée S. Grissom; Wilking, Bruce A.; Claussen, Mark J.; Mundy, Lee G.; Wootten, Alwyn, Water Masers in the Circumstellar Environments of Young Stellar Objects in The Astronomical Journal, vol. 115, n. 4, aprile 1998, pp. 1599-1609. DOI:10.1086/300286. URL consultato l'11 marzo 2009.
  74. ^ a b OB Associations, The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section, 6 aprile 2000. URL consultato l'8 giugno 2008.
  75. ^ Massey, Philip; Thompson, A. B., 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.
  76. ^ Marschall, Laurence A.; Karshner, Gary B.; Comins, Neil F., Photometry of the young open cluster Trumpler 37 in Astronomical Journal, vol. 99, maggio 1990, pp. 1536-1547. DOI:10.1086/115437. URL consultato l'11 marzo 2009.
  77. ^ Balazs, L. G.; Kun, M., Star-forming processes in Cepheus OB2 in Astronomische Nachrichten, vol. 310, n. 5, 1989, pp. 385-388. URL consultato l'11 marzo 2009.
  78. ^ Daflon, Simone; Cunha, Katia; Becker, Sylvia R., Chemical Abundances of OB Stars in the Cepheus OB2 Association in The Astrophysical Journal, vol. 522, n. 2, settembre 1999, pp. 950-959. DOI:10.1086/307683. URL consultato l'11 marzo 2009.
  79. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 50
  80. ^ Blaauw, A.; Hiltner, W. A.; Johnson, H. L., Photoelectric Photometry of the Association III Cephei in Astrophysical Journal, vol. 130, n. 69, luglio 1959. DOI:10.1086/146697. URL consultato il 12 marzo 2009.
  81. ^ a b Jordi, C.; Trullols, E.; Galadi-Enriquez, D., Cepheus OB3 association: faint members in Astronomy and Astrophysics, vol. 312, agosto 1996, pp. 499-507. URL consultato il 12 marzo 2009.
  82. ^ a b Blaauw, Adriaan, The O Associations in the Solar Neighborhood in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 2, 1964, p. 213. DOI:10.1146/annurev.aa.02.090164.001241. URL consultato il 12 marzo 2009.
  83. ^ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; de Zeeuw, P. T., On the origin of the O and B-type stars with high velocities. II. Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups in Astronomy and Astrophysics, vol. 365, gennaio 2001, pp. 49-77. DOI:10.1051/0004-6361:20000014. URL consultato il 12 marzo 2009.
  84. ^ Sargent, A. I., Molecular clouds and star formation. I - Observations of the Cepheus OB3 molecular cloud in Astrophysical Journal, vol. 218, dicembre 1977, pp. 736-748. DOI:10.1086/155729. URL consultato il 12 marzo 2009.
  85. ^ Elmegreen, B. G.; Lada, C. J., Sequential formation of subgroups in OB associations in Astrophysical Journal, vol. 214, giugno 1977, pp. 725-741. DOI:10.1086/155302. URL consultato il 12 marzo 2009.
  86. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 78
  87. ^ Naylor, Tim; Fabian, A. C., ROSAT observations of Cepheus OB3: the discovery of low-mass stars in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 302, n. 4, febbraio 1999, pp. 714-722. DOI:10.1046/j.1365-8711.1999.02160.x. URL consultato il 12 marzo 2009.
  88. ^ Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Townsley, Leisa; Broos, Patrick; Garmire, Gordon; Tsujimoto, Masahiro, Chandra Study of the Cepheus B Star-forming Region: Stellar Populations and the Initial Mass Function in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 163, n. 2, aprile 2006, pp. 306-334. DOI:10.1086/501453. URL consultato il 12 marzo 2009.
  89. ^ a b Lozinskaya, T. A.; Sitnik, T. G.; Toropova, M. S., Gas-Dust Complex NGC7822+171/W:1 Connected with the Association CEPHEUS-OB4 in Soviet Astr.(TR: A. Zhurn), vol. 31, n. 5, settembre 1987, p. 493. URL consultato il 12 marzo 2009.
  90. ^ a b c MacConnell, Darrell J., A Study of the Cepheus IV Association in Astrophysical Journal Supplement, vol. 16, ottobre 1968, p. 275. DOI:10.1086/190175. URL consultato il 12 marzo 2009.
  91. ^ Rossano, G. S.; Grayzeck, E. J.; Angerhofer, P. E., The morphology and kinematics of the CEP IV star formation region in Astronomical Journal, vol. 88, dicembre 1983, pp. 1835-184. DOI:10.1086/113476. URL consultato il 12 marzo 2009.
  92. ^ Kun, Kiss, Balog, op. cit., 91
  93. ^ Makarov, Valeri V., Unraveling the Origins of Nearby Young Stars in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 169, n. 1, marzo 2007, pp. 105-119. DOI:10.1086/509887. URL consultato il 12 marzo 2009.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Libri[modifica | modifica sorgente]

Immagine composita che mostra giovani stelle all'interno e attorno alla nube molecolare Cepheus B.
Opere generali[modifica | modifica sorgente]
  • (EN) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: Hidden Treasures, Cambridge University Press, 2007. ISBN 0521837049.
  • (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 0-1324-0085-5.
  • (EN) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy, 3 updatedª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007. ISBN 0073213691.
  • 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.
Sull'evoluzione stellare[modifica | modifica sorgente]
  • (EN) C. J. Lada, N. D. 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 8889150327.
  • 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.
Sul Complesso di Cefeo[modifica | modifica sorgente]

Carte celesti[modifica | modifica sorgente]

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas, 2005. - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987. ISBN 0-943396-14-X.
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0, 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998. ISBN 0-933346-90-5.
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80084-6.

Pubblicazioni scientifiche[modifica | modifica sorgente]

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Argomenti generali[modifica | modifica sorgente]

Argomenti specifici[modifica | modifica sorgente]

Fenomeni correlati[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo: accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Questa è una voce in vetrina. Clicca qui per maggiori informazioni
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina, identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità.
È stata riconosciuta come tale il giorno 26 marzo 2009 — vai alla segnalazione.
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni  ·  Archivio  ·  Voci in vetrina in altre lingue   ·  Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki