Differenze tra le versioni di "Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Gruppi stellari nell’Unicorno"

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Sul bordo sudorientale di IC 446 è presente una piccola nube più densa, catalogata indipendentemente come '''vdB 79''', appartenente al medesimo sistema nebuloso; al suo centro vi è HD 258973, una stella bianca di sequenza principale di magnitudine 10,06.
 
Circa un grado a sudovest delle stelle dell’Albero di Natale si trova la cosiddetta '''Nebulosa Variabile di Hubble''' ('''NGC 2261''' o '''C46'''), visibile chiaramente anche con un telescopio da 150 mm e famosa per le sue continue variazioni di forma e luminosità; le variabilità vennero scoperte su una serie di lastre fotografiche prodotte lungo alcuni anni verso la metà del Novecento da Carl Otto Lampland. Queste variazioni non coincidono con il ciclo di variabilità della sua stella interna, R Monocerotis, mentre la nebulosa diventa periodicamente oscurata sempre nella stessa parte; ciò indusse Lamplard a credere che ci fosse una nebulosa oscura ruotante che quando transitava sulla nostra linea di vista la oscurava sempre nello stesso punto. In seguito venne notato che la stella centrale era in realtà una brillantissima e minuscola nebulosa di forma triangolare, che a sua volta conteneva una stella appena formata. LaSi ritiene che la variabilità della nebulosa si pensa che possa essere invece dovuta al fatto che i filamenti di gas vengonovengano espulsi dal disco protoplanetario in una forma a doppio cono, che seguonoseguendo le linee del campo magnetico della stella, provocando così le variazioni osservabili. Dista dal Sole circa 2500 anni luce.
 
Un corteo di ammassi aperti circonda apparentemente il complesso nebuloso di Monoceros OB1, ma si tratta in realtà di oggetti in gran parte molto più remoti e spesso anche assai difficili.
Poco ad est si trova l’enigmatico '''Cr 104''', che appare con un telescopio da 100-120 mm di diametro come una sequenza lineare di una quindicina di stelle di magnitudine compresa fra 9 e 12 lunga una ventina di minuti d’arco e orientata in senso nord-sud; con strumenti di diametro maggiore non vi sono ulteriori dettagli visibili, se non una migliore definizione di questa sequenza, che ricorda vagamente il simbolo matematico dell’integrale. Vi è pochissimo in letteratura su quest’oggetto e mancano anche stime sulla distanza o sull’età.
 
'''Cr 106''' è invece un po’ più conosciuto; si trova circa un grado e mezzo a nordest di NGC 2244; con un binocolo 10x50 è visibile comacome un esteso gruppo di stelle azzurre di magnitudine compresa fra 6 e 8, al cui centro non si nota alcuna concentrazione. Strumenti da 120 mm di diametro permettono di notare alcune stelle di magnitudine 11 e 12 presso la zona centrale, in un campo tuttavia non particolarmente ricco. L’ammasso ha un’età di 5,5 milioni di anni, si trova a circa 5200 anni luce ed è dominato a nord dalla famosa '''Stella di Plaskett''' ('''V640 Mon'''), di magnitudine 6, di cui sembra fare effettivamente parte; si tratta di uno dei sistemi binari più massicci conosciuti, le cui componenti non sono però state risolte otticamente, ma scoperte grazie all'analisi dello spettro che ha evidenziato degli spostamenti periodici delle linee spettrali, che la rendono una binaria spettroscopica. Il periodo di rivoluzione delle due componenti attorno al centro di massa del sistema è di appena 14,40 giorni, con una separazione media di 0,5 UA. La componente principale, Plaskett A, è la più "fredda" delle due ma senza dubbio la più brillante, con una luminosità di circa 630.000 luminosità solari e un raggio 21 volte quello del Sole. I parametri della componente secondaria, Plaskett B, sono più approssimativi: la sua luminosità è compresa tra 372.000 e 870.000 luminosità solari e il suo raggio è di circa 14 raggi solari. Le rispettive masse sono 54 e 56 masse solari.
 
==Ammassi sparsi==
La parte meridionale dell’Unicorno è meno ricca della regione fin qui descritta, ma sono comunque presenti oggetti interessanti.
 
A breve distanza dall’ammasso NGC 2301 si trova il debole complesso nebuloso di '''Sh2-284''', un oggetto invisibile all’osservazione visuale ma interessante nelle fotografie, oltre che per le scienze astronomiche. Si tratta di una grande regione HII la cui distanza è stata a lungo dibattuta: nel corso degli anni ottanta è stata proposta una distanza di circa 17.000 anni luce, collocandola così in una regione intermedia fra il Braccio di Perseo e il Braccio del Cigno; nel 2007, tramite lo studio delle dinamiche dei bracci di spirale galattici, è stata assegnata alla nube una distanza 25.700 anni luce, dunque nelle regioni più esterne della Via Lattea, sul Braccio del Cigno. Il centro della nebulosa ospita il grande ma debole ammasso aperto Dolidze 25 (Do 25), le cui componenti sono deboli e sparse ed è quindi difficile riconoscerlo come ammasso aperto. Di fatto si tratta di un'associazione OB composta da una gigante blu di classe spettrale O9O9III e da quattro stelle più o meno massicce di classe B, inclusa una subgigante di classe B0.5IV; queste cinque stelle sono anche le principali responsabili della ionizzazione dei gas di Sh2-284. A, in queste si aggiungono altre due possibili stelle ionizzatrici, di classe B0.5IV e O9III, individuate in precedenza. Le stelle della regione sono tutte molto povere in metalli, una caratteristica che sembra essere relativamente comune alleper le stelle postesituate nelle regioni più esterne della Via Lattea. Nella nube sono anche attivi dei fenomeni di formazione stellare generanti stelle di piccola massa.
 
Circa 4 gradi più a sud, in una regione povera di stelle luminose, si trova l’ammasso aperto '''NGC 2286''', relativamente esteso ma di difficile individuazione; è infatti formato da una concentrazione di stelle deboli che difficilmente si staccano dai ricchi campi stellari di fondo. Con un telescopio da 120 mm è appena intuibile come un vago addensamento di stelle di magnitudine 11 e 12 che lascia trasparire sul fondo stelle non risolte, mentre una buona risoluzione è possibile con telescopi da 200 mm a salire; anche con questi strumenti tuttavia l’ammasso resta scarsamente concentrato e contrastabile. Si tratta di un oggetto poco studiato e di difficile analisi; alcuni studi hanno persino messo in dubbio la sua reale esistenza, a causa della difficoltà nella determinazione del moto proprio delle sue stelle. SudiStudi successivi hanno invece permesso di determinare alcune stelle effettivamente membri, stabilendone un’età di circa 60 milioni di anni; le stime sulla distanza restano incerte, con valori compresi fra 500 e 9400 anni luce: in entrambi i casi si tratta comunque di un ammasso piuttosto remoto.
 
Molto più appariscente è invece l’ammasso '''NGC 2232''', individuabile circa 13 gradi a est della Nebulosa di Orione, oppure circa 3,5° a nordest della stella γ Monocerotis. Appare molto sparso, con le componenti principali disperse su una superficie di mezzo grado e raccolte intorno a due punti distinti, il più meridionale dei quali è il più ricco. Un binocolo 10x50 risolve l'oggetto completamente; la sua stella più luminosa è la 10 Monocerotis, di magnitudine 5,05. Ingrandimenti elevati ottenibili con telescopi di lunga focale non permettono di averne una visione d'insieme. NGC 2232 è un ammasso piuttosto giovane e poco popolato, situato alla distanza di 1170 anni luce; la sua posizione ricade così all'interno del Braccio di Orione, nei pressi del Complesso nebuloso molecolare di Orione e all'interno della Cintura di Gould. L'età dell'ammasso è stimata sui 50 milioni di anni circa e sue componenti più luminose appartengono alla classe spettrale B; a queste si aggiungono alcune stelle di classe A e F e diverse altre di classi inferiori, molte delle quali mostrano un eccesso di radiazione infrarossa a causa della presenza di densi dischi di polveri. Proprio per questa ragione, l'ammasso è stato oggetto di studi per trovare possibili indizi della formazione di pianeti, in particolare attorno alle stelle di classe spettrale A, dove sembra comune la formazione di giganti ghiacciati.
 
Un grado e mezzo a est si trova il molto più debole ammasso '''NGC 2250''', piccolo e difficilmente riconoscibile a causa della sua scarsa concentrazione; strumenti da 150-200 mm permettono di individuare una debole concentrazione di stelle di magnitudine 12 e 13 appena stac-cabile dai campi di fondo, racchiusa in un diametro di 10 minuti d’arco e dominata ad est da una stella bianca di magnitudine 8,7. È un oggetto molto poco studiato, di cui esiste una stimestima sulla distanza che lo indica a circa 5900 anni luce, mentre mancano misure sulla sua età.
 
Nei pressi della stella γ Monocerotis, una gigante arancione di magnitudine 3,99, si trova il sistema di nebulose a riflessione facente parte del complesso nebuloso di '''Monoceros R2'''. Utilizzando questa stella come riferimento, il complesso può essere osservato a partire da un gradoin direzione ovest; in particolare, proprio a 1° si ritrovano alcune nebulose a riflessione, catalogate come NGC 2185 e NGC 2183, che sono anche le più luminose della regione. Queste nubi possono essere osservate anche direttamente senza l'ausilio di filtri, grazie alla loro luminosità, con un telescopio amatoriale di media potenza; sebbene occorra un cielo molto buio e nonostante le piccole dimensioni delle nebulose, queste si rivelano come delle piccole macchie chiare che circondano delle stelle bluastre di decima e undicesima magnitudine. Circa un grado ad ovest di queste nubi si trova la parte centrale del complesso; qui si estendono altre nebulose a riflessione, più ampie delle precedenti, disposte ad arco. La più meridionale è anche la più luminosa ed è catalogata come NGC 2170 (vdB 67); ad illuminarla vi è una stella blu di classe spettrale B di decima magnitudine. A nord, le altre due nubi, vdB 68 e vdB 69, sono illuminate da altrettante stelle di grande massa. Tutte queste nebulose sono osservabili con facilità e sono illuminate delledalle stelle più massicce del complesso nebuloso, membri dell'associazione OB Monoceros R2. La caratteristica più notevole della regione è, come visto, un’ampia sequenza di nebulose a riflessione, estesa fino a due gradi sulla volta celeste; queste nebulose sono illuminate da un gruppo di stelle giovani e molto calde, di grande massa e di classe spettrale B e A, che costituiscono un'associazione stellare. La regione centrale del complesso nebuloso si trova in coincidenza delle nubi vdB 67 e vdB 69, in cui sono attivi dei fenomeni di formazione stellare. Le stelle dell'associazione sono in prevalenza di classe B, ossia stelle dal colore azzurro; la loro età si aggira sui 6-10 milioni di anni e rappresentano la generazione stellare più massiccia che abbia avuto luogo nella regione. Queste stelle illuminano le stesse nubi da cui si sono formate; infatti data la loro giovane età, il loro vento stellare non ha ancora disperso i banchi di gas attorno ad esse. Le stelle dell'associazione Monoceros R2 si sono formate durante il primo ciclo di formazione stellare che ha interessato la regione, circa 6 milioni di anni fa; ad innescarla sarebbe stata una superbolla in espansione del diametro di diverse centinaia di anni luce. L’intero complesso dista sui 2700 anni luce circa.
 
La nebulosa più brillante, come visto, è '''NGC 2170''', che può essere osservata con un telescopio da 150 mm come un debole velo nebuloso attorno alle stelle principali della zona, di magnitudine 7, 9 e 10; nelle fotografie è invece molto ben evidente e costituisce un interessante soggetto ad alta risoluzione. La responsabile della sua illuminazione è BD-06 1415, una stella blu di classe spettrale B1, che conferisce alla nube un colore marcatamente azzurrognolo.
Le nebulose a riflessione costituiscono una piccolissima parte illuminata di un grande complesso nebuloso molecolare, ben percepibile nelle foto astronomiche molto sensibili alla luce in quanto oscura i campi stellari di fondo, tracciando una serie di sagome oscure in questa parte di cielo; il cuore del complesso è costituito da quattro maggiori addensamenti, noti come LDN 1643, 1644, 1645 e 1646, le cui parti illuminate coincidono con le nubi a riflessione del catalogo van den Bergh. La massa totale del complesso si aggira sulle 90.000 masse solari.
 
Non molto distante da questo complesso si osserva l’ammasso aperto '''NGC 2215''', piccolo ma relativamente facile da individuare; la sua posizione si può rintracciare collegando le stelle β Monocerotis e γ Monoceroris, fermandosi a metà strada e spostarsispostandosi circa mezzo grado verso sud. Può essere notato anche con un telescopio da 80 mm80mm, dove appare come una macchia pallida di circa 6 minuti d’arco su cui brillano alcune deboli stelline; con uno strumento da 150 mm150mm l’ammasso è pienamente risolto in una trentina di stelle fino alla magnitudine 13. Si tratta di un ammasso relativamente piccolo e raccolto, con un diametro reale stimato sui 7 anni luce; le sue componenti comprendono alcune giganti rosse e diverse stelle bianche, mentre. l’etàL’età è stimata sui 700 milioni di anni basandosi sugli studi più recenti, mentre studi precedenti hanno indicato età via via inferiori. Anche la sua distanza è stata oggetto di dibattito, con stime che andavano dai 3000 ai 4200 anni luce e anche molto oltre; gli studi più recenti gli attribuiscono una distanza di 2600 anni luce, pur con alcune incertezze.
 
Sul confine col Cane Maggiore si osservano i numerosi ammassi e nebulose legati al complesso della Nebulosa Gabbiano. Poco a nord tuttavia spicca il famoso e brillante ammasso '''M50''', che sebbene non sia il più brillante della costellazione, è l’unico oggetto catalogato qui dal Messier. Si individua in una zona povera di stelle brillanti, sebbene molto ricca di piccoli addensamenti stellari e minute nebulose; lo si può raggiungere circa 7 gradi a nord della stella γ Canis Majoris, a sua volta vicina a Sirio, o alternativamente, a circa 1/3 della distanza fra Sirio e Procione, partendo dalla prima. Un binocolo da 50 mm di apertura è sufficiente per iniziare la risoluzione in stelle: si osservano una quindicina di componenti su un fondo che resta ancora nebuloso; la visione migliore si ha con piccoli telescopi amatoriali (da 90 mm a 150 mm), in cui si mostra completamente risolto, con una cinquantina di componenti comprese entro 10' di diametro. Con uno strumento da 150 mm si arriva a contare un'ottantina di stelle, fra le quali diverse disposte in coppia. M50 si trova ad una distanza di circa 3000 anni luce dal Sole (le stime però non sono ancora precise); ha un diametro angolare di 15' x 20' e quindi alla distanza determinata dovrebbe avere una dimensione lineare di circa 18 anni luce, mentre la regione centrale ne misura solo 9. Si stima che M50 possieda all'incirca 200 componenti; la stella più luminosa è di tipo spettrale B8 o B6 a seconda delle fonti. Una bella caratteristica di questo ammasso è che a 7' a sud del centro si trova una gigante rossa di tipo M, che con il suo colore contrasta con le stelle bianche e azzurre nelle vicinanze; l'ammasso contiene anche alcune giganti gialle. L’età di M50 è stimata sui 78 milioni di anni.