Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/Nubi e associazioni in Cefeo: differenze tra le versioni

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[[File:NGC 7235.png|300px|thumb|left|L’ammasso aperto NGC 7235.]]
[[File:NGC 6939.png|300px|thumb|left|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.