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Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Il Complesso di Orione

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Quella di Orione è la costellazione più famosa di tutte: è molto luminosa, ha una forma inconfondibile e si trova a cavallo dell’equatore, rendendosi così visibile allo stesso modo da entrambi gli emisferi terrestri.

La costellazione di Orione
La costellazione di Orione

CopertinaGuida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Copertina

Regioni celesti scelte

Curiosità galattiche

Carte di dettaglio dei principali ammassiGuida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Carte di dettaglio dei principali ammassi

BibliografiaGuida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Bibliografia

Dall’emisfero nord Orione domina i cieli delle notti invernali e appare a mezza altezza in direzione sud; le sue stelle brillanti sono ben visibili anche dalle aree urbanizzate.

Caratteristiche modifica

Orione, con la sua caratteristica forma, domina i cieli invernali boreali; le sue due stelle più brillanti sono di prima grandezza e sono poste alle due estremità del rettangolo che ne delinea la figura: l’azzurra Rigel rappresenta il piede e ha magnitudine 0,13, mentre Betelgeuse è una supergigante rossa la cui magnitudine oscilla attorno a 0,58.

Completano la cornice le stelle Bellatrix, di magnitudine 1,64, e Saiph, di magnitudine 2,07.

Al centro della costellazione vi è una sequenza di tre stelle allineate molto appariscenti e molto ravvicinate fra loro, che formano la famosa Cintura di Orione: si tratta di stelle giovani e massicce, azzurre e facenti parte della rande associazione OB nota come Orion OB1.

L’intera regione inclusa nel rettangolo di Orione coincide con una grande regione di formazione, che in effetti è per noi la più vicina fra le regioni generanti stelle di massa molto grande. Questo sistema prende il nome di Complesso nebuloso molecolare di Orione e si trova a una distanza di circa 1500-1600 anni luce; a questo appartengono tutte le nebulose qui osservabili, a partire dalla famosa Nebulosa di Orione, nota anche con la sigla M42 e visibile anche con un piccolo binocolo.

Numerose sono tuttavia le nubi osservabili in questa direzione; alcune di queste sono visibili anche con strumenti da 150-200 mm di diametro, come M43, M78, NGC 1977 e il sistema di NGC 1024, noto come Nebulosa Fiamma.

Nelle fotografie astronomiche più semplici queste nebulose sono visibili con estrema chiarezza e se ne mostrano anche delle altre, come la famosissima Testa di Cavallo (B33) e diversi bozzoli nebulosi isolati sia nei pressi della Cintura che attorno a M78.

Fotografie di grande campo e riprese con esposizioni molto lunghe o con numerosissime esposizioni sovrapposte portano facilmente alla saturazione delle nebulose più brillanti come M42, ma in compenso emerge la reale portata di questo complesso: l’intera costellazione di Orione appare immersa in un enorme velo di nubi, con numerosissimi addensamenti minori in particolare nella sezione meridionale della costellazione; l’intero sistema appare poi circondato da un vasto semicerchio luminoso, disposto sul lato est e delimitante i confini orientali del complesso: si tratta dell’Anello di Barnard.

Un binocolo 10x50 invece permette di avere una visione molto appagante dei campi stellari immersi nel complesso nebuloso, le cui stelle, giovani e massicce, formano l’associazione stellare Orion OB1; i maggiori addensamenti si rinvengono, oltre che sulla Spada, soprattutto attorno alla Cintura e a nordovest di questa, fino alla brillante stella Bellatrix.


  • Carta e immagine.
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Il Complesso di Orione modifica

 
Il complesso di Orione, ripreso da Rogelio Bernal Andreo; i sistemi nebulosi occupano per intero la costellazione di Orione e sconfinano anche nel vicino Eridano.
 
Mappa generale del Complesso di Orione, comprendente le regioni periferiche e la Bolla di Eridano.
 
Mappa dei sottogruppi dell’associazione Orion OB1.
 
L’Anello di Barnard circonda il Complesso di Orione sul lato orientale.
 
La Nebulosa di Orione (M42) è fra gli oggetti più famosi del cielo, entrata a far parte dell’immaginario collettivo.

Il Complesso di Orione è una grande nube molecolare che prende il nome dalla costellazione in cui è visibile, quella di Orione. La sua distanza dalla Terra è stimata fra i 1500 e i 1600 anni luce e il suo diametro corrisponde ad alcune centinaia di anni luce; si tratta del complesso nebuloso molecolare meglio osservabile, nonché il più studiato e conosciuto, grazie al fatto che non è mascherato da complessi oscuri. Alcune parti della nube possono essere osservate attraverso binocoli o semplici telescopi, alcune addirittura ad occhio nudo, come la celebre Nebulosa di Orione.

La regione centrale del complesso si estende per diversi gradi di volta celeste, dalla Cintura di Orione fino alla sua spada, ed è divisibile in due regioni distinte: la più brillante, sulla Spada, è nota come Orion A, mentre la regione ad est della Cintura è nota come Orion B. Il Complesso di Orione costituisce anche una delle regioni di formazione stellare più attive che possono essere osservate nel cielo notturno, nonché una delle più ricche di dischi protoplanetari e stelle giovanissime. Il complesso si rivela soprattutto nelle immagini prese alla lunghezza d'onda dell'infrarosso, dove si scorgono anche le regioni di formazione stellare più nascoste. Il complesso annovera fra le sue componenti nebulose oscure, ad emissione e regioni H II. Come risultato dell'azione del vento stellare delle stelle più calde e giovani della regione, raggruppate nell'Associazione Orion OB1, si è generata una superbolla in espansione dell'estensione di svariate centinaia di anni luce, individuabile nella banda dell'infrarosso e dei raggi X, che avvolge l'intero complesso estendendosi verso l'esterno, la Bolla Orione-Eridano. Lo studio di questo complesso molecolare ha contribuito grandemente nello sviluppo delle scienze astronomiche, specialmente nel campo dell'evoluzione stellare e nella comprensione delle dinamiche legate alla loro formazione. Il Complesso di Orione, come visto, ingloba completamente quella che dalla nostra linea di vista è chiamata "costellazione di Orione"; le sue dimensioni apparenti sono dell'ordine di oltre 30° sulla volta celeste, mentre la superficie di cielo occupata si aggira sugli oltre 500 gradi quadrati.

La parte più cospicua e interessante dal punto di vista astronomico è la struttura chiamata Orion A: essa racracchiude tutti i sistemi nebulosi presenti lungo l'asterismo della Spada di Orione, comprendendo pertanto la Grande Nebulosa di Orione, a sud, 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 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. La regione possiede un aspetto a forma di chioma (aspetto cometario), con delle creste di gas molto compatto sul bordo settentrionale e delle code di gas in evaporazione diretto nella direzione opposta al centro dell'associazione Orion OB1.

La regione situata sull'estremo sudorientale della Cintura di Orione è chiamata Orion B (o anche LDN 1630); con una distanza di circa 1340 anni luce, 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. Verso est è presente una rete di filamenti gassosi e di polveri, spazzati via dall'azione del vento dell'associazione Orion OB1.

L’associazione Orion OB1 è una delle associazioni OB meglio conosciute e studiate della volta celeste, sia a causa della sua breve distanza, sia per la luminosità delle sue componenti, che appaiono per la maggior parte poco oscurate dalle polveri galattiche; lo studio delle varie fasi evolutive di quest'associazione ha permesso di comprendere meglio le dinamiche e la scala evolutiva dei gruppi stellari di recente formazione. 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 due e i 6 milioni di anni. Di questo sottogruppo non fanno parte le stelle più giovani direttamente avvolte nel sistema nebuloso e nella stessa Nebulosa di Orione, che invece compongono il sottoinsieme Orion OB1d. Tramite la misurazione della parallasse, sono state determinate le distanze dei vari sottogruppi, scoprendo anche che quelli più vecchi sono pure più vicini al sistema solare di quelli più giovani; il gruppo OB1a è dunque anche il più vicino, con una distanza media stimata sui 1150 anni luce. OB1b e OB1c si troverebbero a distanza simili fra loro, stimate sui 1300 anni luce, mentre le giovani stelle di OB1d avrebbero una distanza paragonabile a quella della Nebulosa di Orione (1370 anni luce).

Dal gruppo OB1c provengono anche le celebri stelle fuggitive AE Aurigae e μ Columbae, due astri che si muovono in direzioni opposte nello spazio; tramite i dati del satellite Hipparcos è emerso che circa 2,6 milioni di anni fa queste due stelle e la brillante binaria ι Orionis si trovavano nella stessa posizione nello spazio, e su questa scoperta è stata formulata l'ipotesi secondo cui queste stelle subirono un'interazione in seguito alla quale due binarie dello stesso ammasso si scambiarono; il risultato fu che le due stelle più massicce subirono i reciproci influssi gravitazionali diventando un nuovo sistema binario, l'attuale ι Orionis, mentre le due stelle meno massicce furono sospinte via a grande velocità dall'intensa energia gravitazionale, allontanandosi dalla regione della loro formazione.

Nel Complesso di Orione, se si considera un mezzo interstellare standard per i complessi nebulosi molecolari, si è determinato che nella regione negli ultimi 12 milioni di anni si sarebbe formato un numero di stelle con massa maggiore alle 8 masse solari compreso fra 30 e 100; il limite di 8 masse solari è indicativo poiché si tratta della massa minima necessaria affinché una stella esploda come supernova. In base a questi calcoli, data la vita breve delle stelle supermassicce, si suppone che gran parte di esse abbiano concluso il loro ciclo vitale esplodendo come supernovae negli ultimi 10 milioni di anni. Per il sottogruppo OB1a, tramite la relazione età-massa, tutte le stelle con una massa superiore alle 13 masse solari sono esplose; nei sottogruppi OB1b e OB1c le stelle esplose sarebbero invece quelle con massa superiore alle 20 masse solari. L'energia rilasciata da queste esplosioni ha creato una superbolla in espansione ben individuabile ai raggi X.

Il primo rilevamento della superbolla avvenne sul finire dell'Ottocento, quando Edward Emerson Barnard scoprì una struttura nebulosa di vaste proporzioni a forma di semicerchio che avvolgeva e delimitava il lato orientale delle regioni nebulose di Orione, il cosiddetto Anello di Barnard; questo anello fu in seguito riconosciuto come la parte più luminosa e più orientale di una superbolla di grandi dimensioni che si estendeva per oltre 40° di diametro angolare, fino a sconfinare e penetrare in profondità nella costellazione di Eridano. La bolla si estende in direzione quasi perpendicolare al piano galattico, discostandosene notevolmente, mentre le sue dimensioni reali corrispondono a 460x980 anni luce, valore ottenuto calcolando le dimensioni apparenti (20°x40°) e conoscendo la distanza (circa 1300 anni luce di media); la sua velocità di espansione è compresa fra 10 e 20 km/s. A causa dell'effetto eccitante della radiazione ultravioletta e della presenza di alcune deboli sorgenti di raggi X, la temperatura interna del mezzo interstellare della bolla è compresa fra 10.000 e 50.000 K. Il confine della bolla più prossimo alla nostra direzione sembrerebbe trovarsi a circa 590 anni luce dal Sole, ossia a meno della metà della distanza fra quest'ultimo e la regione centrale del complesso nebuloso molecolare; secondo alcune teorie, queste estese dimensioni, unite alla presenza del plasma caldo osservato nel settore più esterno della bolla, sarebbero un indizio che farebbe pensare all'esplosione di una supernova avvenuta negli ultimi milioni di anni in una posizione intermedia fra il sistema solare e la regione di Orione. Il bordo esterno dell'involucro formato dalla superbolla in espansione è ben visibile nel lontano infrarosso, mentre alcuni tratti, come l'Anello di Barnard, sono ben rilevabili anche nelle normali foto astronomiche a lunga esposizione ottenute con strumenti amatoriali in dotazione agli astrofili; all'infrarosso e nella banda dell'emissione 21 cm caratteristiche dell'idrogeno neutro, l'involucro mostra una struttura filamentosa, mentre la gran parte delle emissioni proviene da una regione situata all'esterno del guscio di idrogeno. La massa di questo gas è di circa 23.000 masse solari.

I tenui filamenti della superbolla visibili in direzione di Eridano prendono il nome di Bolla di Eridano; qui è possibile individuare due strutture disposte ad arco: quella più orientale è anche la più grande, ed è stata chiamata Arco A; tramite l'analisi a più lunghezze d'onda e lo studio della velocità radiale, è emerso che l'arco A potrebbe essere una struttura indipendente sia dall'arco più occidentale, l'Arco B, sia dall'Anello di Barnard, del quale potrebbe sembrare invece quasi un naturale proseguimento ad ovest. L'arco B, anche se più piccolo, sarebbe invece più vicino a noi, a una distanza di circa 490 anni luce, contro i 680 anni luce stimati per l'Arco A.

La Spada di Orione modifica

La Spada di Orione è una sequenza di ammassi stellari e nebulose diffuse orientata in senso nord-sud, pochi gradi a sud dell’equatore celeste e direttamente a sud della Cintura di Orione. È perfettamente riconoscibile anche ad occhio nudo sotto cieli suburbani, mentre già con un binocolo 10x50 si scindono molte delle sue strutture, come i due addensamenti stellari alle due estremità, catalogati come NGC 1980 e NGC 1981, e la Nebulosa di Orione (M42). Con telescopi da 200 mm diventano evidenti anche altri sistemi nebulosi, come quello di NGC 1977.

L’oggetto di gran lunga più cospicuo non solo della Spada, ma anche dell’intera costellazione, è la famosissima M42, la grande Nebulosa di Orione. A occhio nudo sotto un cielo buio e limpido è già chiaramente visibile e ha un aspetto nettamente nebuloso, che continua a mostrarsi tale anche con piccoli binocoli come un 7x30 o un 10x50, attraverso cui è però anche possibile notare diverse stelline a farle da contorno; uno strumento da 100-120 mm è sufficiente per individuare, al suo interno, un gruppo di stelline azzurre, quattro delle quali sono disposte a formare un piccolo e caratteristico asterismo chiamato Trapezio. La distanza della nebulosa è di circa 1270 anni luce e si estende per circa 24 anni luce; si tratta della regione di formazione stellare massiccia più vicina al Sistema solare. Si tratta di uno degli oggetti più fotografati e studiati della volta celeste ed è sotto costante controllo a causa dei fenomeni celesti che hanno luogo al suo interno; gli astronomi hanno scoperto nelle sue regioni più interne dischi protoplanetari, nane brune e intensi movimenti di gas e polveri. La nebulosa possiede una forma grosso modo circolare, la cui massima densità si trova in prossimità del centro; la sua temperatura si aggira mediamente sui 10.000 K, ma scende notevolmente lungo i bordi della nebulosa. Diversamente alla 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 a 50 km/s e forse superiori. La Nebulosa di Orione è un esempio di "fornace" in cui le stelle prendono vita; varie osservazioni hanno infatti rilevato all'interno della nebulosa circa 700 stelle in vari stadi di sviluppo. Recenti osservazioni col telescopio spaziale Hubble hanno scoperto un numero così elevato di dischi protoplanetari, che al giorno d'oggi la gran parte di quelli conosciuti sono stati osservati entro questo complesso nebuloso. Il telescopio Hubble ha infatti rilevato più di 150 dischi protoplanetari, che sono considerati come lo stadio primario dell'evoluzione dei sistemi planetari. Questi dati sono utilizzati come evidenza che ogni sistema planetario ha origini simili in tutto l'Universo.

La parte più settentrionale della Nebulosa di Orione appare separata dal corpo centrale della nube da una banda di nebulosità oscure, che la fanno sembrare un oggetto indipendente, al punto che ha ricevuto dal Messier una denominazione separata ed è oggi nota come M43, nonché un nome proprio indipendente (Nebulosa De Mairan). Al suo interno si trova la stella variabile NU Orionis, che oscilla fra le magnitudini 6,5 e 7,6.

L’estremità meridionale della Spada è rappresentata dall’ammasso NGC 1980. A occhio nudo si nota senza difficoltà la stella ι Orionis, che con una magnitudine pari a 2,75 è l'astro più luminoso dell'ammasso, più alcune stelle di quinta magnitudine; con un binocolo 10x50 sono osservabili ulteriori componenti di settima magnitudine, tutte piuttosto ravvicinate fra loro, mentre con un piccolo telescopio e bassi ingrandimenti si arriva a notare fino a una trentina di stelle. All'ammasso si sovrappone una tenue nebulosità, parte del Complesso di Orione, evidente nelle foto a lunga esposizione. NGC 1980 è un oggetto molto giovane, dominato da stelle calde e azzurre di classe spettrale O e B; se si escludono un paio di stelle che paiono appartenere all'ammasso solo per un effetto prospettico, sovrapponendosi in realtà ad esso, la maggior parte delle stelle di NGC 1980 appartiene all'associazione OB Orion OB1. Si tratta di una vastissima associazione cui appartengono almeno 10.000 stelle, poste a una distanza media di circa 1400 anni luce.

L’estremità settentrionale della Spada è invece marcata dall’ammasso NGC 1981, che è visibile ad occhio nudo come una macchia sfocata; le sue componenti sono stelle giovani e azzurre di magnitudine compresa fra 6 e 8, le più luminose delle quali formano un arco nella parte ad est dell'ammasso, mentre quelle meno luminose si dispongono ad ovest. L'ammasso viene risolto completamente con un binocolo 10x50 in nottate limpide; con un telescopio da 100 mm offre una bella visione anche a bassi ingrandimenti. NGC 1981 è immerso nel grande Complesso nebuloso molecolare di Orione e le sue stelle illuminano parzialmente la nebulosa NGC 1977. NGC 1981 è costituito da alcune decine di stelle giovani e brillanti situate alla distanza di circa 1300-1400 anni luce; costituisce uno degli addensamenti più rilevanti della già citata e brillante Associazione Orion OB1.

Fra NGC 1981 e la nebulosa M42 si trova la nebulosa NGC 1977, illuminata da un brillante gruppo di stelle giovani; questa nebulosa inizia ad essere evidente anche con un telescopio da 150 mm, seppure con difficoltà. La fonte di ionizzazione dei gas della regione è principalmente la stella azzurra 42 Orionis, sebbene molte altre stelle concorrano ad illuminare le nubi, come altre due stelle simili e la gigante gialla 45 Orionis; la responsabile del piccolo lembo nebuloso catalogato come NGC 1973 è invece la variabile KX Orionis.

La Cintura di Orione modifica

 
Carta di grande dettaglio della Spada di Orione, con un ulteriore riquadro per le stelle del Trapezio.

La brillante sequenza delle stelle Alnitak, Alnilam e Mintaka costituisce la celeberrima Cintura di Orione; tutte e tre queste stelle sono giovani e piuttosto massicce e dominano su un ricco campo stellare formato dalle componenti del sottogruppo Orion OB1b, il quale è classicamente catalogato con la sigla Cr 70. La visione al binocolo è molto appagante, con finanche un centinaio di stelle visibili fino alla magnitudine 9; un telescopio anche di piccole dimensioni permette di ingrandire le zone dell’associazione in dettaglio, ma rischia di far perdere la visione d’insieme. Con strumenti di grande diametro diventano invece visibili le numerose nebulose associate a questo importante gruppo stellare.

Pochi minuti d’arco a est di Alnitak si trova la Nebulosa Fiamma, nota anche come NGC 2024; è visibile con telescopi di 200 mm di diametro, meglio se muniti di filtro UHC, ed è molto ben evidente nelle fotografie a lunga esposizione. La grande luminosità di Alnitak disturba però la sua osservazione. La sua caratteristica fisica principale, che le conferisce pure il nome, 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 820 anni luce, dunque in primo piano a una distanza quasi dimezzata rispetto alla nebulosa, che sta invece a 1500 anni luce circa. 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.

A sud della stella Alnitak si può osservare nelle foto a lunga posa o direttamente con strumenti di diametro molto grande la lunga nebulosa IC 434, che mostra una forma a lama orientata in senso nord-sud, che si assottiglia nella parte meridionale. Il suo gas riceve la radiazione ionizzante direttamente dalla stella σ Orionis, un brillante membro della grande associazione Orion OB1. La temperatura della regione è stata misurata tramite varie metodologie e sfruttando vari rapporti di radiazione, ottenendo inizialmente dei valori compresi fra gli 8000 K e i 7600 K; successivamente questo valore fu ridotto a 3360 K e anche meno a seconda della mappa presa come riferimento.

È proprio grazie a questa nebulosa che si rende visibile un getto di gas oscuro che si sovrappone ad essa mascherandone la luce; questo getto prende il nome di Nebulosa Testa di Cavallo (nota anche con la sigla B33) ed è uno degli oggetti più famosi e caratteristici del cielo. Tuttavia è molto difficile poterla osservare visualmente: la sua forma caratteristica si può individuare principalmente attraverso le fotografie dell'area, oppure solo sfruttando telescopi di diametro davvero molto grande, oltre i 300 mm. È talvolta confusa con IC 434, che è in realtà la nebulosa a emissione alle sue spalle, di colore rosso. L'oscurità della nebulosa è principalmente causata da polvere densa, anche se la parte più bassa del "collo" getta un'ombra sulla sinistra. I flussi di gas che lasciano la nebulosa sono incanalati da un forte campo magnetico; le macchie brillanti alla base di questa nebulosa sono invece giovani stelle in formazione. La Testa di cavallo dista circa 1500 anni luce e la sua massa è di circa 27 masse solari; possiede una velocità radiale di 5 km/s, con uno spostamento verso il rosso nella parte sudorientale; quella che appare come una “testa di cavallo” è di fatto una colonna di gas in sovrapposizione con IC 434, da cui emerge una sporgenza nella parte settentrionale (il "naso") che possiede una velocità radiale leggermente superiore, indice che sta subendo una spinta accelerativa a causa delle turbolenze.

Pochi minuti d’arco a nordest della Testa di Cavallo si trova NGC 2023, una piccola nebulosa che brilla per riflessione della luce prodotta dalla stella HD 37903, di classe spettrale B5, da cui prende il colore marcatamente azzurrognolo; si tratta della parte illuminata più meridionale di Orion B. Gli studi condotti all'infrarosso hanno mostrato che al suo interno si trova un ammasso composto da 16 sorgenti infrarosse coincidenti con altrettante stelle giovani, circondate dai gas da cui si sono originate; fra queste l'unica osservabile anche nella banda della luce visibile è la stessa che illumina la nube, essendo la più massiccia e l'unica non oscurata dalle polveri direttamente. La nebulosa costituisce inoltre una delle sorgenti di idrogeno molecolare più brillanti dell'intera volta celeste; ciò la rende un perfetto laboratorio per lo studio della fluorescenza di questo gas. La sua struttura forma una cavità sulla superficie del complesso nebuloso in cui è immersa, mentre la radiazione ultravioletta delle stelle in essa avvolte opera una fotolisi sulle sue molecole.

In direzione della Cintura di Orione è visibile anche un gran numero di piccole nebulose a riflessione, talvolta difficili da scorgere coi comuni telescopi ma molto ben evidenti nelle fotografie. Fra queste vi è la piccola nebulosa IC 435, situata circa 20 primi d'arco ad est di NGC 2023; fa parte della nube molecolare gigante LDN 1630, la stessa che crea la "Testa di Cavallo" in sovrapposizione alla nebulosa IC 434. La stella responsabile della sua illuminazione è nota come HD 38087, una stella bianco-azzurra di sequenza principale di classe spettrale B5V, situata a oltre 1700 anni luce di distanza dal sistema solare, nella regione di Orion B. La nebulosa possiede un'elevata densità ed è divisa in due regioni, denominate IC 435-1 e IC 435-2, distinguibili dai rispettivi spettri di luminosità superficiale; le polveri che la compongono sono formate da granuli di dimensioni maggiori rispetto alla media osservata in nebulose simili.

A nord di Alnitak spiccano altre due nebulose a riflessione. Una di queste è IC 431, che appare circondata da un gran numero di altre nebulose, in particolare dalla vicina IC 432, che appare pochi primi d'arco ad est, ed è illuminata da una stella catalogata come HD 37674, una stella bianco-azzurra di sequenza principale di classe spettrale B3V, la cui misura della parallasse fornisce un valore di distanza pari a circa 990 anni luce dal sistema solare; questa stella imprime ai gas della nebulosa un colore marcatamente bluastro. La regione di cielo in cui la nube fisicamente si trova è la medesima di quella di Alnitak, la quale potrebbe concorrere essa stessa all'illuminazione di tutti i gas circostanti, che appaiono di un colore azzurro pallido.

Pochi primi d'arco ad est si trova IC 432, un'altra piccola nebulosa a riflessione illuminata da una stella catalogata come HD 37776, una stella subgigante azzurra di classe spettrale B2IV, la cui misura della parallasse fornisce un valore di distanza pari a circa 1075 anni luce dal sistema solare. La regione di cielo in cui la nube fisicamente si trova sarebbe la medesima di quella di Alnitak, la quale potrebbe concorrere essa stessa all'illuminazione di tutti i gas circostanti, che appaiono di un colore azzurro pallido; tuttavia, altre misurazioni della parallasse indicano un valore di distanza maggiore, fino a 1600 anni luce di distanza. HD 37776 è anche una stella variabile del tipo SX Arietis, con oscillazioni comprese fra le magnitudini 6,97 e 7,02 nell'arco di circa 1,54 giorni.

Circa 2 gradi in direzione NNE rispetto alla brillante stella Alnilam, l'astro centrale del ben noto asterismo della Cintura di Orione, si trova vdB 48; si presenta come una nube allungata in senso est-ovest con sovrapposte delle stelle di classe spettrale B allineate nello stesso senso, che imprimono ai gas un intenso colore bluastro. La principale fonte di illuminazione proviene dalle stelle HD 37370 e HD 37371, la cui distanza di circa 740 anni luce le colloca in primo piano rispetto alla regione di Alnilam, la quale non concorrerebbe dunque all'illuminazione dei gas della nebulosa.

Alcuni altri addensamenti nebulosi si trovano fra Alnilam e Mintaka, come IC 426 e IC 423, che testimoniano la grande presenza di gas che avvolge la regione attorno all’associazione Orion OB1 e in particolare il sottogruppo Orion OB1b. L’insieme dei veli nebulosi parzialmente a riflessione e parzialmente debolmente ionizzati attorno alla stella Alnilam è invece indicato con la sigla NGC 1990 e si rende visibile solo in fotografia con numerose integrazioni. Il complesso sistema di nebulose che senza soluzione di continuità si estende invece fra Alnilam e Mintaka è invece talvolta indicato con la sigla IC 424.

Altre nebulose incluse nel catalogo van den Bergh si rinvengono invece a nord della Cintura e nei pressi della stella Bellatrix; alcuni di questi oggetti sono piuttosto notevoli, come vdB 43 e soprattutto vdB 38, e possono essere osservati con telescopi di diametro molto grande, oltre i 400 mm, oppure riprese nelle fotografie astronomiche.

Altre nebulose modifica

 
La nebulosa a riflessione M78 è visibile facilmente anche con piccoli strumenti.

Un gran numero di altre nebulose si aggiunge al corteo di nubi di varia natura visibili in questo settore di cielo; le più importanti fra queste giacciono in particolare a nordest della Cintura di Orione, a ridosso dell’Anello di Barnard e fanno parte del complesso scarsamente illuminato di Orion B; si tratta in prevalenza di nebulose oscure, ma alcune parti sono illuminate da stelle giovani ed emettono una luce bluastra. Fra queste si trova M78, che si individua molto facilmente partendo dalla stella Mintaka, una delle tre stelle della Cintura di Orione, e spostandosi di 3° verso est e mezzo grado a nord. L'oggetto è anche alla portata di un binocolo 10x50, sebbene occorra un cielo molto nitido per la sua osservazione, come pure osservandolo con un telescopio da 60-80 mm di apertura; si vede invece molto ben chiaramente in un 140 mm, dove si mostra come una macchia ampia di colore grigiastro o azzurrognola e circondante una coppia di stelle. In un 300 mm il lato settentrionale possiede un bordo netto, causato dalla presenza di una banda oscura. M78 è la nebulosa a riflessione più brillante del cielo; fa parte di un gruppo di nebulose che comprende NGC 2064, NGC 2067 e NGC 2071, lontano 1.600 anni luce dalla Terra. Le due stelle che illuminano la nube di polvere in M78 sono catalogate come HD 38563A e HD 38563B e sono di magnitudine 10; l'estensione reale della nebulosa è pari a circa 4 anni luce. Nel gennaio del 2004 la stella V1647 Orionis, una giovane variabile eruttiva situata sul bordo nordoccidentale della nube, subì un improvviso picco di luminosità, illuminando una parte dei gas della nube: questo evento ebbe notevole importanza nello studio delle dinamiche correlate alle giovani stelle di pre-sequenza principale e fu intensamente studiata per due anni, corrispondenti al periodo in cui mantenne una luminosità superiore alla norma; nell'ottobre del 2005 la sua luminosità scese bruscamente.

Poco a nord di M78, sempre alla distanza di 1600 anni luce, si trova la già citata NGC 2071, anch’essa piuttosto brillante, anche se meno della precedente; può essere osservata con un telescopio da 200 mm ed è ben evidente nelle foto a lunga esposizione. Possiede al suo interno una grande popolazione di stelle T Tauri e una piccola nube di idrogeno ionizzato individuata alla banda delle onde radio e catalogata come NGC 2071-OH, al cui interno è presente una stella massiccia ancora avvolta nel suo bozzolo originario. Sono quindi presenti numerosi indizi che fanno ritenere che i fenomeni di formazione stellare siano ben attivi anche nei pressi di queste nebulose.

In Eridano si trova infine IC 2118, nota anche col soprannome di Nebulosa Testa di Strega. Si tratta di una nebulosa a riflessione ben nota, situata poco a sud della stella Cursa (β Eridani) e circa otto gradi ad ovest di Orion A; la fonte della luce che la nebulosa riflette sarebbe la brillante stella Rigel, situata circa due gradi ad est. La sua luminescenza la rende visibile nelle fotografie, in cui appare di un netto colore azzurrognolo dovuto alla riflessione della luce blu proveniente dalle stelle vicine. La nebulosa dista circa 685 anni luce, venendosi così a trovare sulla parte più esterna del Complesso di Orione, rivolta verso la nostra direzione; contiene alcune regioni più dense e luminose, catalogate come LBN 968, LBN 959 e LBN 975. Da un punto di vista evolutivo, questa nebulosa e i banchi di gas ad essa associati sarebbero classificabili come un residuo di una nube molecolare; al suo interno sono presenti dei limitati fenomeni di formazione stellare, che sono testimoniati dalla presenza di alcune sorgenti infrarosse che possiedono delle intensità di flusso all'infrarosso tipiche degli oggetti stellari giovani. Alcune delle sottostrutture della nube mostrano inoltre una forma a cometa con la coda rivolta in direzione opposta alle stelle dell'associazione Orion OB1, indice che i gas della nube sono soggetti all'azione fotoevaporante delle sue stelle più massicce.

 

Verso Lambda Orionis modifica

 
Il grande complesso nebuloso di Sh2-264, che avvolge completamente l’ammasso di Lambda Orionis.
 
La nebulosa vdB 38, talvolta chiamata, specie di recente, “Nebulosa Lampone”, comprende aree a riflessione e aree ionizzate.

La Regione di Lambda Orionis è un complesso di nubi molecolari e regioni H II visibili in direzione della parte settentrionale della costellazione di Orione; fa parte delle regioni più esterne del grande Complesso nebuloso molecolare di Orione.

La λ Orionis è la stella che rappresenta la testa di Orione; si trova a nord del grande rettangolo centrale che delimita la figura della costellazione, delineato dalle stelle Betelgeuse, Bellatrix, Rigel e Saiph. Questa stella si trova al centro di un ammasso aperto costituito da stelle giovani e calde, ben visibili anche ad occhio nudo essendo di quarta e quinta magnitudine; l'ammasso di cui fanno parte è catalogato come Cr 69 ed è perfettamente risolvibile con un binocolo, col quale è possibile scorgere numerose altre componenti fino alla nona magnitudine. Della regione non fa parte la stella φ2 Orionis, una gigante gialla visibile sul lato sudorientale dell'ammasso e posta a soli 116 anni luce dal Sole, contro gli oltre 1400 dell'ammasso e della nebulosa ad esso associata, nota come Sh2-264. La nube in sé invece non è visibile né con un binocolo né con piccoli telescopi amatoriali; essa diventa visibile specialmente nelle foto astronomiche a lunga posa, dove si evidenzia come un debole arco nebuloso più brillante in direzione ovest, mentre l'ammasso e la parte racchiusa dall'arco mostra una tenue nebulosità di fondo.

La nebulosa che circonda λ Orionis si presenta come una regione H II strutturalmente molto evoluta; la gran parte dei fenomeni di formazione stellare, in particolare quelli di stelle di grande massa, si sono esauriti circa 6 milioni di anni fa, con la nascita delle stelle più brillanti poste al centro della nube e costituenti un'associazione OB che corrisponde all'ammasso Cr 69. L'età della regione può essere determinata tramite lo studio delle stelle massicce, in particolare λ1 Orionis e la vicina HD 36822, due stelle giganti evolute che stanno lasciando la fase di sequenza principale; l'età di queste due stelle, la cui massa è di 24 e 17 masse solari, è rispettivamente di circa 5,5 milioni e 7,5 milioni di anni, con uno scarto di 0,3-0,4 milioni di anni. Dopo la nascita delle stelle di massa maggiore, i fenomeni di formazione stellare hanno riguardato esclusivamente stelle di piccola e media massa, come è testimoniato dalla presenza di molte stelle di pre-sequenza principale; tali fenomeni sono ancora in atto all'interno della nube e nelle regioni circostanti, come nelle nebulose oscure B30 e B35.

Tramite lo studio della sequenza dei fenomeni di formazione stellare e le dinamiche della nube, è stato sviluppato un modello dettagliato per spiegare l'evoluzione della regione nebulosa. In origine, circa 10 milioni di anni fa, nella regione vi era una lunga sequenza di nubi molecolari, estesa in senso est-ovest, costituita da tre addensamenti particolarmente massicci e da alcune nubi minori; nelle nubi maggiori ha avuto luogo, 6 milioni di anni fa, la formazione di alcune stelle massicce, fra le quali la stessa λ Orionis, raggruppate in un'associazione OB. Il tasso di formazione stellare è aumentato progressivamente nel corso del tempo, favorito anche dalle onde d'urto generate dal vento stellare e dalla radiazione delle nuove stelle, che comprimendo il gas circostante ha esteso i fenomeni anche nelle regioni esterne del complesso nebuloso molecolare, in parte ionizzato. Circa un milione di anni fa, o secondo alcuni studi 300.000 anni fa, una delle stelle più massicce dell'associazione esplose come supernova, generando una potente onda d'urto che ha disperso il gas presente nella regione centrale del complesso generando una superbolla in espansione e alterando le dinamiche dell'associazione OB di cui faceva parte; il gas espulso si dispose a formare un grande anello attorno alla nuova bolla, oggi noto come Anello molecolare di Lambda Orionis, in cui la formazione stellare è proseguita, favorita dalla forte compressione dei gas, in particolare nella nube B35. La stella esplosa come supernova sarebbe stata una compagna fisica della stessa λ Orionis. Oggi la nascita di nuove stelle prosegue nelle aree più esterne dell'anello, come nelle due nubi oscure sopra citate, mentre all'interno della bolla si è completamente arrestata a causa della mancanza di gas che si è venuta a creare.

I modelli evolutivi che prendono in considerazione l'evoluzione futura della regione mostrano l'esaurimento dei fenomeni di formazione stellare all'interno della nube B35 nel giro di tempi astronomicamente molto brevi e la dislocazione delle stelle di Cr 69 dalla loro attuale posizione situata al centro della bolla; queste stelle, a causa del loro moto proprio, tenderanno infatti a disperdersi su un'ampia regione attorno alla nube nel corso dei prossimi 10 milioni di anni.

Attorno al complesso si trova un piccolo corteo di nebulose principalmente a riflessione, che sebbene siano visibili solo con telescopi di diametro molto grande, diventano molto ben chiare nelle fotografie. Fra queste spicca la già citata vdB 38, che si individua con facilità circa due gradi a NNW di Bellatrix; la responsabile dell'illuminazione dei suoi gas è HD 34989, una stella bianco-azzurra di sequenza principale di magnitudine 5,78, ben visibile anche ad occhio nudo nelle notti più limpide. La nube appare distinta in una parte che brilla per riflessione della luce della stella, e infatti mostra un colore marcatamente azzurro, e una parte sullo sfondo che appare ionizzata e presenta una luce rossastra; quest’ultima parte è anche nota come Sh2-263. Parte della nube di gas di cui fa parte vdB 38 non è illuminata e appare come una nebulosa oscura che maschera la luce proveniente dalle stelle retrostanti; questa parte oscura riporta la sigla LDN 1588 (B223).

Altre piccole nubi visibili nei dintorni sono vdB 37, illuminata dalla gigante rossa semiregolare V1057 Orionis, e più a sud vdB 49, illuminata dalla gigante blu di tipo Be ω Orionis; la prima tuttavia non fa parte fisicamente del complesso, trovandosi molto in primo piano: i gas che illumina fanno infatti parte delle regioni più estreme del vasto complesso nebuloso che avvolge gran parte della costellazione del Toro (comprese le Pleiadi), situato a una media di 400-500 anni luce di distanza.


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