Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Nubi e associazioni in Cefeo

La Via Lattea in direzione di Cefeo appare fortemente oscurata, tanto che anche a occhio nudo non si notano campi stellari di rilievo; è tuttavia molto ricca di oggetti e in particolare di nebulose, molte delle quali però individuabili solo nelle fotografie.

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Regioni celesti scelte

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Copertina Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Copertina

Introduzione Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Introduzione
Le regioni di formazione stellare Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Le regioni di formazione stellare
La struttura a grande scala dell'Universo Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/La struttura a grande scala dell'Universo

Regioni celesti scelte

Curiosità galattiche

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

Bibliografia Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Bibliografia

Trovandosi direttamente stretta fra le apparentemente più interessanti regioni del Cigno e di Cassiopea, spesso questa zona viene trascurata soprattutto dai visualisti, ma è al contrario ben nota agli astrofotografi.

Caratteristiche

Benché sia in apparenza povera di oggetti interessanti, il tratto di Via Lattea di Cefeo si presenta come uno dei più ricchi di nebulose dell’intera volta celeste, sebbene queste non siano visibili con la maggior parte della strumentazione in mano agli appassionati; ciò porta spesso gli amanti delle osservazioni visuali a non includere, se non marginalmente, questa regione nei loro programmi osservativi.

Osservando con la maggior parte dei telescopi più comuni infatti questa regione appare semplicemente come un campo stellare relativamente ricco di stelle di fondo, con alcuni piccoli addensamenti osservabili anche a occhio nudo.

Fra questi campi sono identificabili alcuni ammassi aperti, ben risolvibili sebbene non particolarmente luminosi, mentre solo un paio di nebulose sono alla portata di questi telescopi. Fra le stelle di fondo si possono riconoscere alcuni gruppi stellari che mostrano un colore azzurro; si tratta dei membri delle numerose associazioni OB qui osservabili, come Cepheus OB2, Cehpeus OB3, Cepheus OB6 e, più in disparte, Cepheus OB4 (che verrà trattata nel capitolo successivo, sull’Arco di Cassiopea).

Chi è dotato di apparecchiatura astrofotografica, al contrario, avrà alla portata dei suoi strumenti un numero davvero notevole di nebulose, dalle dimensioni più svariate e facilmente fotografabili, talvolta persino dai cieli suburbani. Si tratta del corteo nebuloso che accompagna le associazioni OB sopra menzionate, reso luminoso dai fronti di ionizzazione delle stelle più calde e massicce.

La maggior parte di queste nebulose si trovano sul lato meridionale di Cefeo e verso il confine con Cassiopea, mentre la parte settentrionale è popolata da alcune nebulose a riflessione di dimensioni più contenute ma in molti caso molto appariscenti.

Sempre in foto è facile esaltare i ricchissimi campi stellari formati dalle stelle delle associazioni sopra menzionate.

Carta e immagine.

L'associazione Cepheus OB2

La grande nebulosa IC 1396, una delle più estese della volta celeste.

NGC 5474 è un esempio di galassia nana a spirale, sebbene i suoi bracci siano irregolari.

La famosa nebulosa vdB 142, nota anche col nome di Proboscide d’Elefante.

La nebulosa Sh2-140, legata a un addensamento di stelle giovani facenti parte di Cepheus OB2.

La nebulosa NGC 7129.

La Nebulosa Grotta (Sh2-155) fa parte di un complesso nebuloso situato a circa 2400 anni luce.

La Nebulosa Iride (NGC 7023).

La nebulosa vdB 141, nota anche come Sh2-136.

L’ammasso aperto NGC 7235.

L’ammasso aperto NGC 6939.

L'area di cielo in cui si trova l'associazione Cepheus OB2 occupa la porzione meridionale della costellazione di Cefeo, lungo la Via Lattea boreale; le sue componenti stellari si confondono facilmente coi ricchi campi di stelle di fondo visibili in questa direzione. Fra le stelle più luminose appartenenti a questo gruppo vi è λ Cephei, che con la sua magnitudine pari a 5,05 è visibile anche a occhio nudo, a patto di avere un cielo limpido e non illuminato. Cepheus OB2 è la più orientale e la più meridionale delle numerose associazioni OB di Cefeo; 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 2800-3000 anni luce, ossia comparabile con le nubi della Fenditura, con cui condivide pure la stessa velocità radiale. A questa associazione appartengono 75 stelle molto brillanti, fra le quali si trova la già citata gigante blu fuggitiva λ Cephei. Si ritiene 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; si è ipotizzato che anche la brillante stella μ Cephei (la famosa Stella Granata) sia un membro di Tr 37, mentre la principale responsabile dell'eccitamento della grande nebulosa che appare associata all'ammasso, IC 1396, appartiene di certo a quest'associazione. Il secondo sottogruppo, Cepheus OB2a, contiene un gran numero di stelle massicce evolute che si sono sparse in una vasta area estesa per circa 6-7 gradi; la sua età è stimata sugli 8 milioni di anni e contiene al suo interno l'ammasso NGC 7160. Cepheus OB2a è circondato da una struttura nebulosa ad anello, nota come Cepheus Bubble (letteralmente “Bolla di Cefeo”); la massa del gas molecolare di questa bolla è pari ad almeno 100.000 masse solari, mentre la massa del gas atomico sarebbe fino a quattro volte maggiore. Si ritiene che questa struttura sia ciò che resta dell'esplosione di un'antica supernova, avvenuta circa 2-3 milioni di anni fa; questo evento potrebbe essere stato 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. La stella esplosa come supernova faceva parte di una precedente generazione di stelle massicce, le cui compagne superstiti possono essere ricercate fra i membri dell'ammasso aperto NGC 7160.

IC 1396 è una designazione collettiva riferita sia alla grande nebulosa che al blando ammasso aperto situato al suo interno; in maniera più precisa, l’ammasso aperto ha la sigla specifica Cr 439, mentre la regione di gas ionizzato è nota anche come Sh2-131. Dell’ammasso è facilmente individuabile la sua posizione, subito a sud della stella μ Cephei, una delle stelle più rosse che si conoscano; individuare però l'ammasso in sé non è facile, perché è molto disperso e quasi si confonde con il campo stellare circostante. Ciò che invece nelle foto appare ben evidente è il grande complesso nebuloso che circonda l'ammasso; il suo aspetto è rozzamente circolare e attraversato da numerose macchie scure, che ad un'analisi più attenta si rivelano essere dei globuli di Bok, ossia regioni della nebulosa particolarmente concentrate dove avviene la formazione di nuove stelle. I gas del complesso nebuloso di IC 1396 sono eccitati 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 40 anni luce, in un lasso di tempo di almeno 3 milioni di anni. 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 nordoccidentale della regione nebulosa. 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, nota anche con la sigla vdB 142 e spesso ripresa dagli appassionati per via della sua forma molto particolare che ricorda una proboscide. 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. 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 una 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. Nei globuli con la massa più piccola si crede che la formazione stellare sia spesso influenzata dalla pressione indotta dalla radiazione elettromagnetica 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.

All’associazione Cepheus OB2 sono legate numerose altre nebulose, sparse per gran parte della costellazione di Cefeo; fra queste una delle più estese, sebbene non sia certo appariscente, è il vasto filamento nebuloso di Sh2-133, visibile circa 2 gradi a nordest della stella Alderamin ed evidente solo nelle foto astronomiche ad alta sensibilità. Possiede una forma ad arco che si estende per oltre un grado e si ritiene che sia parte di un lungo fronte di gas ionizzato che circonda le stelle più vecchie dell’associazione; la sua distanza è stimata sui 2600 anni luce.

Sh2-134 si individua nella parte meridionale della costellazione ed è più o meno centrata attorno alla stella λ Cephei; si tratta in realtà di un esteso sistema di nebulose, bordato verso ovest da banchi di polveri oscure catalogate come B173 e B174 e facilmente riconoscibile nelle foto ad alta sensibilità e a grande campo. La sua distanza è pari a 2900 anni luce e riceve la radiazione ionizzante della stella λ Cephei, situata anche fisicamente negli immediati dintorni. Si ritiene che questa nebulosa, così come le vicine Sh2-131 e Sh2-133, siano associate alla grande superbolla in espansione nota come Bolla di Cefeo. La componente non ionizzata del sistema nebuloso di Sh2-134 comprende alcune nubi molecolari visibili alla lunghezza d'onda del CO, fra le quali spiccano due che hanno una massa pari rispettivamente a 510 e 450 masse solari. Fenomeni di formazione stellare nella regione sono testimoniati dalla presenza di alcune sorgenti di radiazione infrarossa.

Sh2-140 è più piccola ma più appariscente e si trova circa 5 gradi a nord della stella ζ Cephei; si trova sul bordo di un vasto complesso oscuro e può essere ripresa con discreta facilità. Al suo interno si trova un gruppo di stelle giovani di nona e decima magnitudine dominate da HD 211880, una stella bianco-azzurra di sequenza principale di classe spettrale B0.5V con una magnitudine 7,74, che è anche la principale responsabile della ionizzazione dei suoi gas. La nube si trova sul bordo sudoccidentale della nebulosa oscura LDN 1024, situata a sua volta nella Bolla di Cefeo, a 2900 anni luce di distanza. 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. 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 identificate con le sigle IRS 1, IRS 2 e IRS 3, a cui vennero aggiunte altre due sorgenti scoperte in seguito. Dagli indici spettrali delle prime tre sorgenti si dedusse che queste si originano da una debole regione H II ionizzata dai fotoni provenienti da una singola stella di sequenza principale di classe B. 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.

Più a nord si trova la nebulosa a riflessione NGC 7129, una delle strutture più remote della regione di Cepheus OB2 e situata a una distanza di 3300 anni luce. Può essere osservata anche visualmente con telescopi di grande diametro, dove appare come una macchia pallida marcatamente nebulosa circondata da alcune stelle deboli. La nebulosa riceve e riflette la luce delle stelle vicine, principalmente di classe spettrale B ed è circondata da un anello di idrogeno neutro 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 6 masse solari. Per stella dissociante si intende un giovanissimo astro sufficientemente caldo da dissociare l’idrogeno molecolare situato nei suoi dintorni, ma non abbastanza da ionizzarla.

La sezione più orientale della nebulosa, che appare un po’ distaccata, ha ricevuto una designazione a parte ed è nota come NGC 7133.

Il restante corteo di nebulose a riflessione legate all’associazione si estende principalmente ancora più a nord; si tratta in gran parte di oggetti deboli, tenui filamenti o addensamenti appena illuminati dalle componenti dell’associazione di classe spettrale B e A. Fra queste la più appariscente è vdB 143, che si individua nella parte centrale della costellazione, circa due gradi e mezzo a SSE della stella Alfirk; i suoi gas vengono illuminati da HD 206135, una stella azzurra di tipo Be di sequenza principale con classe spettrale B3V, avente magnitudine apparente pari a 8,27. La sua distanza, determinata tramite la misura della parallasse, sarebbe pari a 3880 anni luce.

L’ammasso aperto che costituisce l’addensamento dominante dell’associazione Cepheus OB2 è NGC 7160, che sebbene sia piccolo e poco popolato è uno dei più appariscenti della costellazione. Si individua 4 gradi a est della stella Alderamin, in direzione di un ricco campo stellare pervaso da numerose nebulosità. Un binocolo 10x50 è sufficiente per individuarlo e anche per risolverlo in parte: appare dominato da cinque stelline di nona magnitudine, molto raccolte; un telescopio da 100 mm individua fra queste altre componenti meno luminose, fino alla magnitudine 11, mentre strumenti ancora più grandi si limitano a separare ulteriormente le stelle più brillanti, che appaiono di un colore marcatamente azzurro. Situato alla distanza di circa 2570 anni luce, è un ammasso piuttosto giovane: la sua età si aggira infatti sui 10 o 12 milioni di anni e contiene pertanto numerose stelle delle prime classi spettrali. Si ritiene che circa 2-3 milioni di anni fa una delle stelle originariamente più massicce di NGC 7160 sia esplosa come supernova, generando la già citata grande struttura a superbolla nota come Bolla di Cefeo.

L'associazione Cepheus OB3

Cepheus OB3 è un po’ meno estesa della precedente e si estende verso il confine fra Cefeo e Cassiopea; dista circa 2400 anni luce e comprende alcune nebulose molto famose, fra le quali spicca la Nebulosa Grotta. Le sue stelle azzurre si confondono facilmente coi ricchi campi stellari di fondo visibili in questa direzione. Le componenti più luminose sono di magnitudine visuale 7 e 8 e non possono essere individuate ad occhio nudo, ma è comunque sufficiente un binocolo per poterle notare, a patto di riuscire a distinguerle fra le numerose stelle di pari luminosità osservabili in questa direzione. La più brillante, HD 217312, è di magnitudine 7,42. Cepheus OB3 contiene una quarantina di stelle giovani e brillanti, fra le quali spiccano tre stelle blu di sequenza principale, due stelle azzurre anch'esse nella sequenza principale e una gigante blu di classe B0III. Fra queste, le più luminose in termini di magnitudine assoluta sono HD 217086, di classe O7V e magnitudine -4,9, e la gigante sopra citata, di magnitudine -4,8. Studi fotometrici condotti negli anni novanta hanno ridefinito questa lista di componenti, estendendola alle stelle più deboli. Da notare tuttavia che uno studio del 2005 indica che due delle componenti di classe O indicate come appartenenti all'associazione potrebbero far parte di un ammasso aperto più remoto, denominato ASCC 1125, con un'età di 10 milioni di anni e situato a 4900 anni luce dal Sole. In quest'associazione ci sono 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 sottogruppo più giovane, con un'età inizialmente stimata sui 4 milioni di anni, mentre il secondo avrebbe circa 8 milioni di anni; 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. Le stelle più luminose del sottogruppo Cepheus OB3b eccitano i gas di una vicina nebulosa, la regione di idrogeno ionizzato Sh2-155 (la famosa Nebulosa Grotta). Secondo uno studio condotto sfruttando i dati del Satellite Hipparcos, è stato avanzato il dubbio che la stella fuggitiva λ Cephei possa essere originaria di quest'associazione, piuttosto che dell'adiacente Cepheus OB2. Tramite una mappatura al 12CO dell'area dell'associazione, è stato individuato fin dagli anni settanta un complesso nebuloso molecolare dell'estensione di 65x200 anni luce, nel quale si possono distinguere alcune aree nebulose più dense, catalogate con sigle progressive 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. Cepheus OB3 può pertanto essere considerata come un esempio di fenomeno di formazione stellare sequenziale. 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. La nube Cepheus B si trova invece di fronte alla nebulosa Sh2-155, la cui ionizzazione è dovuta alle componenti più luminose del sottogruppo Cepheus OB3b; questa nebulosa è la più attiva della regione e si ritiene che qui stia avendo luogo la formazione della terza generazione di stelle all'interno di Cepheus OB3. Studi nel continuum radio hanno evidenziato che la regione ionizzata compatta situata fra Sh2-155 e la nube Cepheus B è suddivisa in quattro regioni distinte; la più estesa di queste, denominata Ridge, (la cresta) è eccitata dal fronte di ionizzazione proveniente da oggetti stellari giovani molto luminosi. Le altre tre parti invece nascondono protostelle ancora ben avvolte nei bozzoli nei quali si stanno formando.

Una delle nebulose più interessanti e famose di questa regione galattica è la già citata Sh2-155, nota anche come C9 o col nome Nebulosa Grotta per via della sua forma arcuata che ricorda l’antro di una cavità nella roccia. Può essere individuata circa 4 gradi a SSE della stella ι Cephei, nei pressi di un campo molto ricco di stelle di magnitudine 7 e 8. Invisibile con piccoli strumenti, può essere notata con un telescopio da 200 mm di diametro se la notte è particolarmente buona, sebbene con qualche difficoltà e limitatamente alla parte che contiene l’arco che delinea la “grotta”; un filtro UHC potrebbe essere d’aiuto in questo senso per aumentarne leggermente il contrasto. Nelle fotografie invece è molto ben evidente. Questa nebulosa appare come un insieme disomogeneo di parti brillanti e di nebulose oscure: la parte settentrionale è la meno oscurata e mostra nelle foto i caratteristici colori rossastri tipici delle regioni HII; la parte meridionale è invece interessata da locali oscuramenti ad opera di banchi di polveri non illuminate; in questa zona la nebulosa oscura più notevole, quella che conferisce alla nebulosa il suo aspetto di Grotta, si trova nell'angolo ad ovest. A breve distanza da questa vi è una piccola nebulosa a riflessione, nota come LBN 524, che circonda un gruppo di stelle di nona magnitudine. La distanza del complesso nebuloso è stimata sui 2400 anni luce.

Molto meno appariscente e visibile solo nelle fotografie è la nebulosa Sh2-154, situata circa un grado a SSW; è di discreta estensione e presenta una forma allungata per circa 25’; appare circondata da diverse nubi oscure che possono aiutare ad esaltarla nelle foto. La responsabile della sua ionizzazione sarebbe una gigante blu di classe spettrale B0III. Attorno a questa nebulosa si trovano diverse nubi molecolari, la cui presenza è ben evidente alla lunghezza d'onda del 13CO; fra queste la più notevole è [YDM97] CO 50, la cui massa è pari a 1800 masse solari, seguita da [YDM97] CO 43, con una massa di 440 masse solari, e [YDM97] CO 45, con una massa di 200 masse solari.

A queste nebulose si aggiunge Sh2-161, visibile nei pressi dell’Arco di Cassiopea; in realtà sarebbe formata da due nubi distinte, di cui solo una, denominata Sh2-161A, sarebbe fisicamente legata alla regione di Cepheus OB3, mentre Sh2-161B si troverebbe sul Braccio di Perseo, a una distanza tre volte maggiore. Tuttavia alcuni studiosi collocano entrambe le nubi sul Braccio di Perseo, nella regione di Cassiopeia OB2.

L'associazione Cepheus OB6

L'associazione Cepheus OB6 è visibile 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 sugli 880 anni luce. Non sono stati scoperti sottogruppi di quest'associazione. 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.

L'Associazione di AB Doradus è un'associazione stellare formata da una trentina di stelle che possiedono lo stesso moto proprio, muovendosi così assieme nello spazio intragalattico; prende il nome da una delle sue stelle più importanti, la variabile AB Doradus. Queste componenti possiedono un'età e metallicità simile e un'origine comune. Questo gruppo dista circa 65 anni luce dal nostro sistema solare ed è pertanto il gruppo cinematico più vicino a noi fra tutti quelli conosciuti. Le sue componenti sono quasi esclusivamente di piccola massa e, a causa della loro vicinanza a noi, appaiono sparpagliate in un'area di cielo vastissima, che va dalle costellazioni dell'Idra, della Poppa e del Dorado fino a quelle di Perseo e Andromeda. Secondo uno studio del 2011, quest'associazione comprende 53 membri, 46 dei quali individuati dal Telescopio Spaziale Spitzer.

Altri oggetti

Gli altri oggetti visibili in questa regione di cielo si trovano a diverse distanze, sia in primo piano che al di là delle associazioni OB di Cefeo.

Fra questi spicca NGC 7023, nota anche come C4 e soprannominata Nebulosa Iride, che circonda una stella di magnitudine 7. Si trova nella parte occidentale della costellazione e può essere scorta anche con un grande binocolo, se le condizioni di osservazione sono ottimali; un telescopio di 200 mm di diametro è già in grado di rivelare alcuni particolari della nebulosa, come una sorta di barra centrale che si estende da nord a sud. NGC 7023 è una nebulosa a riflessione, ossia riflette la luce di alcune stelle vicine; probabilmente la stella principale responsabile della sua illuminazione è proprio la stellina di settima grandezza visibile al suo centro, catalogata come HD 200775, la quale si troverebbe avvolta dalla nebulosa, assieme ad altre stelle meno brillanti nate dalle sue polveri e che vanno a formare il piccolo ammasso aperto situato al suo interno, noto con la sigla Cr 429. La nebulosa probabilmente dista da noi circa 1400 anni luce e misura circa 6 anni luce. L’ammasso situato al suo interno è di piccole dimensioni apparenti ed è difficilmente osservabile attraverso la maggior parte degli strumenti amatoriali.

A breve distanza si trova la nebulosa vdB 141, nota anche come Sh2-136; si tratta di un globulo di Bok isolato, situato a circa 1470 anni luce di distanza. Il globulo centrale è noto con la sigla CB 230 e ospita una sorgente di radiazione infrarossa associata a un oggetto stellare giovane, posto al centro di un getto bipolare. Assieme a una vicina sorgente visibile nel vicino infrarosso formano una coppia di protostelle che potrebbero costituire un sistema binario in formazione. Il getto è orientato in senso nord-sud e ha una lunghezza complessiva di circa 0,06 anni luce.

Ancora più a nord, circa 4 gradi a est della stella Alfirk, si trova vdB 152, una piccola nebulosa a riflessione; al suo interno si trova una stella bianco-azzurra di sequenza principale, BD+69 1231, di magnitudine 9,29, la cui radiazione imprime ai gas circostanti un colore nettamente azzurrognolo. La stella si trova sull'estremità più meridionale di una nebulosa oscura dall'aspetto cometario, con una lunga chioma che si disperde in direzione nord. Nella parte settentrionale della nube si trova LDN 1217, una nube molto densa in cui la presenza di diverse sorgenti di radiazione infrarossa fanno pensare alla presenza di fenomeni di formazione stellare. La distanza della struttura è stimata sui 400 parsec (circa 1300 anni luce).

A nordovest del grande complesso nebuloso di IC 1396 si trova la nebulosa Sh2-129, tanto grande quanto impossibile da osservare direttamente con la gran parte dei telescopi in possesso degli appassionati. Questa nebulosa presenta una forma ad arco molto pronunciata, quasi una sorta di grande anello; a causa della sua forma, talvolta viene soprannominata Nebulosa Pipistrello Volante. Nonostante le sue dimensioni, appare piuttosto tenue e la parte più densa e appariscente coincide col suo lato orientale. La sua distanza è stata stimata attorno ai 1300 anni luce e ricade così a breve distanza dal bordo della Cintura di Gould. I dintorni di questa nebulosa sono particolarmente ricchi di nubi molecolari, primo fra tutti il grande sistema nebuloso oscuro responsabile dell'occultamento di buona parte della Via Lattea in direzione di Cefeo; numerose altre nubi molecolari minori, in gran parte censite in uno studio del 1994, si estendono in particolare verso ovest, gran parte delle quali possiedono una massa che solo raramente supera le 30-40 masse solari.

Circa un grado a sudest del bordo meridionale dell’arco di Sh2-129 e circa 4 gradi ad ovest della stella μ Cephei, si trova la piccola nebulosa a riflessione vdB 140; si tratta di una tenue nebulosa a riflessione molto rarefatta, illuminata dalla vicina stella V421 Cephei, una gigante blu di sesta magnitudine distante circa 2500 anni luce. La nube può essere scorta quasi esclusivamente attraverso le foto ad alta sensibilità, mentre l'osservazione diretta risulta piuttosto difficoltosa. La nube appare attraversata da una banda scura o non illuminata, che la divide in due sezioni diseguali: la più grande quasi si sovrappone alla stella, mentre la seconda parte, verso est, è molto più sottile.

Altre nebulose si osservano nei pressi dell’equatore galattico, ma si trovano a distanze ben maggiori, ricadendo sul Braccio di Perseo. Fra queste vi è Sh2-132, situata a una distanza di quasi 10.400 anni luce, nella regione di Cepheus OB1, una grande e luminosa associazione OB. Le stelle responsabili della ionizzazione dei suoi gas sono molto calde e massicce; in particolare sono state individuate due stelle di Wolf-Rayet, note con le sigle HD 211564 e HD 211853 (quest'ultima avente anche la sigla WR 153), oltre a una stella di classe spettrale O8.5V e una decina di stelle di classe B. Attorno alla stella di classe O e a una delle stelle di Wolf-Rayet si estende una bolla ben visibile nella banda delle onde radio, identificata con la sigla Shell B, probabilmente originata dal vento stellare delle due stelle massicce. Una struttura simile ma di minori dimensioni, Shell A, ospita vicino al suo centro una stella di classe K. Si ritiene che nella nebulosa abbiano avuto luogo in passato processi di formazione stellare a catena; attualmente questi processi sembrano essere sospesi, dal momento che non vi è traccia di attività recente. In direzione della nebulosa sono state individuate nove sorgenti di radiazione infrarossa.

A breve distanza si trova Sh2-135, una regione H II legata a una nebulosa oscura di polvere interstellare, che mostra un fronte di ionizzazione pronunciato e in espansione; un modello che può spiegare bene la situazione è il cosiddetto blister model: secondo questo schema, il gas ionizzato è spazzato via dal fronte di ionizzazione a seguito dell'interazione fra la regione H II e la nube molecolare adiacente. La stella responsabile della ionizzazione dei gas è di classe spettrale O9,5V; stime sulla distanza forniscono un valore di circa 6200 anni luce. Numerose sorgenti di radiazione infrarossa sono state individuate attorno a questa nebulosa dal satellite IRAS, indicando così la presenza di recenti processi di formazione stellare.

Gli ammassi aperti sono oggetti facilmente osservabili anche con strumenti di diametro più comune; in Cefeo questi non sono particolarmente appariscenti, ma sono comunque di facile osservazione. Fra questi vi è NGC 7235, individuabile circa 1 grado a sud della stella ζ Cephei e a soli 25' da ε Cephei, in direzione dell'equatore galattico e visibile anche con un binocolo 10x50, seppur con difficoltà. Appare in un telescopio da 120 mm di apertura come un gruppetto di una decina di stelle, la più brillante delle quali è una gigante gialla di magnitudine 8,9; con strumenti da 200 mm è un oggetto ampio e completamente risolto a ingrandimenti piuttosto spinti. Si tratta di un oggetto molto giovane, con un'età che può essere stimata attorno agli 11 milioni di anni o forse anche inferiore; comprende diverse stelle massicce, fra le quali spicca una supergigante blu di classe spettrale A1Ia o B8Ia. Studi incentrati sulla determinazione di stelle variabili fra le sue componenti più massicce hanno permesso di individuare una decina di stelle con variazioni; fra queste vi è una supergigante blu simile a Deneb e una variabile di tipo Beta Cephei, quest'ultima la stella più luminosa dell'ammasso. La sua distanza è pari a 9200 anni luce, ben al di là della maggior parte degli oggetti visibili in Cefeo.

NGC 7261 è un ammasso molto più difficile da individuare, oltre che di piccole dimensioni apparenti; si trova a metà via fra le stelle δ e ζ Cephei e non è alla portata dei più comuni binocoli. Con strumenti da 80 mm appare come un debolissimo anello di stelle incompleto e dominato sul lato orientale da una stella di magnitudine 9,6; con strumenti da 150 mm l’anello appare completo, mentre si possono individuare anche altre stelle più deboli sparse nei dintorni e in particolare sul lato nord, comprese entro pochi minuti d’arco. L’ammasso sembra contare una trentina di stelle fino alla magnitudine 15 e giace in un’area difficile da studiare a causa della sovrapposizione di numerosi campi stellari e nebulose oscure; ciò si riflette sui dati ottenuti dalle differenti pubblicazioni, in forte contrasto fra loro. I primi studi fotometrici condotti su quasi 150 stelle hanno fornito un’età di appena 10 milioni di anni e una distanza di circa 10.500 anni luce, collocandolo così in una zona remota del Braccio di Perseo; studi successivi hanno invece indicato per l’ammasso un’età di 200 milioni di anni, mentre la distanza è stata ridimensionata a circa 7200 anni luce, sempre sul Braccio di Perseo. Uno studio fotometrico ancora più recente (2013) ha invece indicato un’età di 160 milioni di anni, mentre la distanza è stata riportata a 9200 anni luce. Oltre a questi dati, mancano studi specifici su altre proprietà di quest’oggetto, che resta dunque poco indagato.

Circa mezzo grado a sudest della nebulosa NGC 7129 appare un ammasso più compatto noto come NGC 7142; le sue componenti sono molto deboli, tanto che l’ammasso resta invisibile ai piccoli e medi diametri, iniziando a palesarsi soltanto con telescopi da 150-200 mm e solo come un blando addensamento di stelle di magnitudine 12 e 13, dominate a nordest da tre stelle di magnitudine 10. Con telescopi da 300 mm a salire è più evidente una concentrazione di alcune decine di stelle di magnitudine 14, mentre nelle foto ad alta risoluzione e di dettaglio si palesa come un oggetto molto ricco, con oltre un centinaio di stelle fino alla magnitudine 16 ammassate entro un diametro di 10 minuti d’arco. Oggetti come questo sono studiati con attenzione in quanto si tratta di ammassi di età antica e situati a latitudini galattiche molto alte; i più brillanti e famosi appartenenti a questo genere sono M67 nel Cancro e NGC 188, visibile in Cefeo nei pressi della Stella Polare. Ciò nonostante, l’arrossamento delle sue componenti a causa della presenza di banchi di polveri oscure lungo la sua linea di vista lo ha reso piuttosto difficile da studiare rispetto agli altri ammassi simili: questo si riflette sulle stime dell’età, che in base alle pubblicazioni è indicata come pari a 2 miliardi di anni o fino a 7 miliardi di anni. Conoscere l’età di questi ammassi con precisione è utile per comprendere l’evoluzione della Via Lattea attraverso le caratteristiche delle popolazioni stellari nel corso del tempo, con particolare riferimento alla metallicità. Gli studi fotometrici più recenti hanno indicato per NGC 7142 un’età di circa 4 miliardi di anni, relativamente simile dunque a quella di M67, come pure la metallicità delle sue componenti è risultata indistinguibile da quella di M67. La sua distanza è invece stimata sui 6800 anni luce.

Sull'estremità sudorientale della costellazione è presente NGC 6939, uno degli ammassi aperti più brillanti di Cefeo; le sue due stelle principali, che brillano di decima magnitudine, sono poste ai vertici di nordovest e sudest dell'oggetto, mentre le componenti centrali sono di magnitudine a partire dalla 12. Un binocolo 10x50 è sufficiente per scorgerlo ma permette di intravedere solo una leggera chiazza chiara; con un telescopio di 100 mm di apertura appare invece già in massima parte risolto, mentre con uno strumento da 200 mm si contano diverse decine di stelle fino alla magnitudine 14 e nessuna nebulosità apparente di fondo. La sua età, determinata tramite studi fotometrici e probabilmente compresa fra 1,0 e 1,3 miliardi di anni, lo rende un ammasso piuttosto vecchio, anche se non fra i più vecchi conosciuti; ulteriore indizio della sua grande età è la sua posizione a latitudini galattiche elevate. Al suo interno sono state rilevate evidenze che alcune delle sue componenti possano essere stelle doppie; poche delle sue componenti sono state invece identificate come stelle variabili: ne sono infatti note soltanto sei fra le giganti rosse, due delle quali sono variabili a eclisse del tipo Algol e una del tipo W Ursae Majoris, quest'ultima nota come V466 Cephei. L’ammasso disterebbe da noi circa 3860 anni luce.

Un breve accenno infine alle nebulose planetarie presenti in questa regione, che sebbene siano slegate dalle associazioni OB costituiscono un motivo d’interesse ulteriore.

NGC 7139 può essere individuata con strumenti da 200 mm come un debolissimo dischetto dai bordi sfumati ed è molto ben esaltabile con un filtro OIII; la sua forma simmetrica appare invece evidente in strumenti di diametro più grande. In fotografia è possibile invece rivelare le sue caratteristiche principali, che la rendono molto simile a M27, ossia con una morfologia bipolare toroidale. La sua distanza è stimata sui 4300 anni luce e le sue dimensioni reali sono pari a 1,5 anni luce.

Molto più difficile la nebulosa NGC 7354, visibile non lontana dalla Nebulosa Grotta e situata a circa 4200 anni luce di distanza; appena alla portata di un telescopio da 200 mm, si rivela con molta più facilità nelle fotografie, specialmente ad alta risoluzione e alta sensibilità. Possiede un involucro esterno di forma quasi circolare, con all’interno un secondo involucro allungato, con due getti simmetrici che escono da entrambi i lati; il suo diametro reale è di circa mezzo anno luce.