IC 1848

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IC 1848
Regione H II
IC 1848 (CAST)
IC 1848 (CAST)
Dati osservativi
(epoca J2000.0)
Costellazione Cassiopea
Ascensione retta 02h 51m 12.0s
Declinazione +60° 26′ 00″
Distanza 7500 a.l.
(2299 pc)
Dimensione apparente (V) 12'
Caratteristiche fisiche
Tipo Regione H II
Classe 3:2:3 (nebulosa)
1 3 p n (ammasso)
Galassia di appartenenza Via Lattea
Magnitudine assoluta (V) 6,5
Caratteristiche rilevanti nebulosa ad emissione
Altre designazioni
W5; LBN 667, OCL-364, Lund 95, Sh-2 199, W5
Mappa di localizzazione
IC 1848
Cassiopeia IAU.svg
Categoria di regioni H II

Coordinate: Carta celeste 02h 51m 12s, +60° 26′ 00″

IC 1848 (nota anche come Nebulosa Anima, Nebulosa Embrione o con la sigla W5) è una nebulosa diffusa associata ad un ammasso aperto di stelle giovani e calde di grande massa, visibile nella costellazione di Cassiopea, verso il confine con la Giraffa. Si tratta di una delle aree in cui è più attiva la formazione stellare.

Osservazione[modifica | modifica wikitesto]

La nebulosa è individuabile circa 8 gradi a sud-est della stella ε Cassiopeiae, ma si può individuare anche partendo dall'Ammasso Doppio di Perseo e spostandosi di circa 5 gradi in direzione nord-est; fa coppia con un'altra vasta nebulosa, nota come IC 1805. Per poterla individuare occorre un telescopio con un grande diametro, non tanto per le dimensioni, dato che la nebulosa è abbastanza estesa, quanto per la sua debolezza. Una foto a lunga posa o una camera CCD rivela invece l'oggetto con una certa facilità. L'intero complesso di nebulose visibili in quest'area si presenta circumpolare dalla gran parte delle regioni dell'emisfero boreale; i mesi migliori per la sua osservazione vanno da ottobre ad aprile.

Caratteristiche[modifica | modifica wikitesto]

Dettaglio della regione ripreso dal telescopio spaziale Spitzer.

Si tratta di una regione HII molto estesa, la cui distanza è stimata sui 7600 anni luce da noi; il suo gas è illuminato dalle stelle di alcuni ammassi ed associazioni di stelle vicine, fra i quali spiccano Cr 33 e Cr 34, due ammassi aperti molto estesi ma privi di concentrazione, formati da stelle giganti blu nate dai gas della nebulosa. La luce viene poi riemessa dalla nebulosa nel colore rosso tipico delle linee di emissione dell'idrogeno H-alfa.[1] All'interno della nebulosa è molto attiva la formazione stellare.

Questa e la vicina IC 1805 formano un grande complesso nebuloso noto come complesso W3/W4/W5[2] o "Cuore e Anima"; il "cuore" è IC 1808, mentre l'"anima" è rappresentata da questa nebulosa.

Struttura e fenomeni di formazione stellare[modifica | modifica wikitesto]

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Regione di formazione stellare delle nebulose Cuore e Anima.

W5 appare in luce visibile come una nube fisicamente separata dal complesso W3-W4 (la Nebulosa Cuore); ha una forma allungata in senso est-ovest e contiene al suo interno l'associazione di stelle OB catalogata come IC 1848. La nube, che strutturalmente possiede una forma a guscio come le precedenti, è divisibile in due sezioni, indicate come W5-E e W5-W, rispettivamente estese per 35 e 52 pc. W5-E è la sezione orientale e contiene una stella di classe O7V (una stella di sequenza principale molto calda), BD+59° 0578, il cui vento stellare sembra essere sufficientemente potente da ionizzare l'intera regione in cui si trova; W5-W, la sezione occidentale, contiene invece quattro stelle di classe O, ma ve ne potrebbero essere anche delle altre nella parte orientale della regione, non osservabili perché completamente nascoste dalle dense nubi.[3] Almeno due di queste stelle sono in realtà dei sistemi stellari: BD+59° 553 è una stella tripla, mentre BD+59° 552 è un sistema a quattro stelle.[4] Il punto di intersezione fra le due parti del sistema riporta la sigla IC 1871.

La distribuzione degli oggetti stellari giovani invece si concentra in particolar modo a 5 pc all'interno del bordo del guscio di gas ionizzato; la scala temporale di circa 0,5–1 milioni di anni derivata per l'interazione fra la regione H II in espansione e gli addensamenti in cui si trovano gli oggetti stellari giovani fa intendere che sia stata l'espansione della stessa regione di gas ionizzato a favorire la formazione di nuove stelle.[3]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ IC 1848, nightsky.at. URL consultato il 15 ottobre 2008.
  2. ^ Pismis, Paris; Mampaso, Antonio, Infrared studies of H II regions - The Sharpless regions S148, 184, 198, 206 and 269, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 249, aprile 1991, pp. 385-403. URL consultato il 18 aprile 2013.
  3. ^ a b Karr, J. L.; Martin, P. G., Triggered Star Formation in the W5 H II Region, in The Astrophysical Journal, vol. 595, nº 2, ottobre 2003, pp. 900-912, DOI:10.1086/376590. URL consultato l'11 ottobre 2009.
  4. ^ Hillwig, Todd C.; Gies, Douglas R.; Bagnuolo, William G., Jr.; Huang, Wenjin; McSwain, M. Virginia; Wingert, David W., Binary and Multiple O-Type Stars in the Cassiopeia OB6 Association, in The Astrophysical Journal, nº 2, marzo 2006, pp. 1069-1080, DOI:10.1086/499771. URL consultato l'11 ottobre 2009.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Northern Hemisphere to -6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X.
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, 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.

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