Viquipèdia

Usuari:Anskar/Núvol de Perseu

< Usuari:Anskar
Aquesta pàgina conté caràcters especials. Si no disposeu del suport adient, pot ser que veieu signes d'interrogació, quadradets o altres símbols estranys.

Plantilla:Oggetto non stellare

Plantilla:Avvisounicode Plantilla:Oggetto non stellare

La Nebulosa de Perseu és un complex de gas i pols fosca que s'estén a les altes latituds galàctiques per sobre dels 20° aparents d'extensió; pertany al braç d'Orió i es troba a amb prou feines 300  parsec (980 anys llum) del sistema solar, en direcció a la constel·lació de Perseu, de qui pren el nom.[1]

Gràcies a la seva proximitat, és una de les regions nebuloses més fàcils d'estudiar, en particular pel que fa a la comprensió dels mecanismes de formació dels estels de massa petita i mitjana; estant efectivament un núvol menor del braç d'espiral en qui es troba, al seu interior no presenta fenomens de formació d'estels de gran massa, com en canvi es verifica en regions més cospicue, com en el complex d'Orió o en el complex de Cefeu .[1]

Grazie alla sua vicinanza, è una delle regioni nebulose più facili da studiare, in particolare per quanto riguarda la comprensione dei meccanismi di formazione delle stelle di piccola e media massa; essendo infatti una nube minore del braccio di spirale in cui si trova, al suo interno non avvengono fenomeni di formazione di stelle di grande massa, come invece si verifica in regioni più cospicue, come nel Complesso nebuloso molecolare di Orione o in quello di Cefeo.[1]

Associada al núvol de Perseo us està l'associació Perseus OB2, que amb la seva distància d'al voltant 300[& nbsp;] parsec és una de les associacions OB més veïnes al sistema solar; aquesta representa la primera generació d'estels originatesi en la regió del núvol.[2] La formació de la segona generació d'estels és en canvi encara en acte i ha lloc en particular en la secció més occidental del núvol, a l'interior d'alguns bozzoli oscuri i especialment en la nebulosa NGC 1333 .[3]

Associata alla nube di Perseo vi è l'associazione Perseus OB2, che con la sua distanza di circa 300 parsec è una delle associazioni OB più vicine al sistema solare; essa rappresenta la prima generazione di stelle originatesi nella regione della nube.[2] La formazione della seconda generazione di stelle è invece ancora in atto e ha luogo in particolare nella sezione più occidentale della nube, all'interno di alcuni bozzoli oscuri e specialmente nella nebulosa NGC 1333.[3]

Observació modifica

Osservazione modifica

 
Mapa del Núvol de Perseo, amb en evidència les estructures principals.

La regió del Núvol de Perseo s'estén en la part meridional de l'homònima constel·lació, en una part de cel en qui s'observen algunes nebuloses notes fin de l'inici de el Ottocento i facenti part del complex; entre aquestes us estan NGC 1333, en la part més occidental del núvol, una nebulosa a reflexió il·luminada d'estels càlids i molt joves, i IC 348, una de les regions de formació estel·lar en absolut més veïnes al Sol . Aquestes dues nebuloses poden ser observades també amb una telescopi amatoriale de mitjana potència, millor si munito de filtres adapti, i són ben evidents en les foto astronomiche a llarga posa. La part sudoccidentale del núvol sconfina en la constel·lació de la Ariete, en una regió en qui és possible observar algunes petites nebuloses a reflexió, entre les quals spiccano vdB 16 i vdB 13 . La part més oriental del Núvol s'estén fin gairebé a la Nebulosa Califòrnia, una de les nebuloses boreali més notes. ELS gruixuts banchi de pols oscure en canvi es revelen indirectament amb facilitat al telescopi, gràcies a la marcada pobresa de camps estel·lars visibles en aquesta regió de cel.

 
Mappa della Nube di Perseo, con in evidenza le strutture principali.

La regione della Nube di Perseo si estende nella parte meridionale dell'omonima costellazione, in una parte di cielo in cui si osservano alcune nebulose note fin dall'inizio dell'Ottocento e facenti parte del complesso; fra queste vi sono NGC 1333, nella parte più occidentale della nube, una nebulosa a riflessione illuminata da stelle calde e molto giovani, e IC 348, una delle regioni di formazione stellare in assoluto più vicine al Sole. Queste due nebulose possono essere osservate anche con un telescopio amatoriale di media potenza, meglio se munito di filtri adatti, e sono ben evidenti nelle foto astronomiche a lunga posa. La parte sudoccidentale della nube sconfina nella costellazione dell'Ariete, in una regione in cui è possibile osservare alcune piccole nebulose a riflessione, fra le quali spiccano vdB 16 e vdB 13. La parte più orientale della Nube si estende fin quasi alla Nebulosa California, una delle nebulose boreali più note. I grossi banchi di polveri oscure invece si rivelano indirettamente con facilità al telescopio, grazie alla marcata povertà di campi stellari visibili in questa regione di cielo.

El Núvol de Perseo es troba en el hemisferi celeste boreale, a nord de el eclittica i del brillante ammasso obert de les Pleiadi ; aquesta declinazione settentrionale fa sí que la seva observació sigui més fàcil de les regions de la hemisferi boreale terrestre, on es mostra molt alta sobre l'horitzó en les sere de la tardor i de l'inici de l'hivern, és a dir quan Perseo i Pleiadi abasten el punt més alt sobre el horitzó . De el hemisferi australe l'observació resulta una mica penalizzata, en particular per quant concerneix les regions més orientals del núvol, que són també les més settentrionali; no obstant això, el Núvol resta visible fin gairebé a les latituds subpolari australi. [4]

La Nube di Perseo si trova nell'emisfero celeste boreale, a nord dell'eclittica e del brillante ammasso aperto delle Pleiadi; questa declinazione settentrionale fa sì che la sua osservazione sia più facile dalle regioni dell'emisfero boreale terrestre, dove si mostra molto alta sull'orizzonte nelle sere dell'autunno e dell'inizio dell'inverno, ossia quando Perseo e Pleiadi raggiungono il punto più alto sull'orizzonte. Dall'emisfero australe l'osservazione risulta un po' penalizzata, in particolare per quanto riguarda le regioni più orientali della nube, che sono anche le più settentrionali; nonostante ciò, la Nube resta visibile fin quasi alle latitudini subpolari australi.[5]

ÉS de totes maneres de notar que, a causa del fenomen conegut com precessione dels equinozi, les coordinades celesti d'estels i constel·lacions poden variar sensiblement, a segon de l'ells distància del pol nord i sud de el eclittica .[6][7] El Núvol de Perseo es troba actualment a al voltant 3 h40 m de ascensione retta, prou pròxima a les 6 h, quan abastarà la declinazione més settentrionale, dins de pocs milers d'anys; quan es trobarà a 18 h de ascensione retta, el Núvol abastarà la declinazione més meridional, acabant en l'hemisferi celeste australe a al voltant 10° S. [8]

È comunque da notare che, a causa del fenomeno conosciuto come precessione degli equinozi, le coordinate celesti di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dal polo nord e sud dell'eclittica.[6][7] La Nube di Perseo si trova attualmente a circa 3h40m di ascensione retta, abbastanza prossima alle 6h, quando raggiungerà la declinazione più settentrionale, entro poche migliaia di anni; quando si troverà a 18h di ascensione retta, la Nube raggiungerà la declinazione più meridionale, finendo nell'emisfero celeste australe a circa 10°S.[9]

Estructura modifica

Struttura modifica

 
La Nebulosa Califòrnia, correu a l'extremitat nordorientale del Núvol de Perseo, és il·luminada d'una dels estels de l'Associació Per OB2.

El Núvol de Perseo és constituïda d'una gran addensamento de pols oscure i gas i és situada a al voltant 300 parsec del sistema solar. Al seu interior són presenti algunes regions en qui ha estat activa en temps astronomicamente recenti (pocs milions d'anys fes) la formació estel·lar ; això és testificat de la presència d'una dotzena d'estels de classe espectral O i B, molt joves i de gran massa, que van a constituir l'associació Per[& nbsp;] OB2, de l'extensió de 50[& nbsp;] parsec (al voltant 160 anys llum). Entre els estels formatesi en aquest núvol us està la brillante Plantilla:STL, una estel fuggitiva que la seva radiació és la principal responsable de la il·luminació de la Nebulosa Califòrnia. La massa total del núvol és d'al voltant 104[& nbsp;] [[Massa solar|M⊙] ], per tant es tracta d'un núvol relativament petit respecte de les grans regions de formació estel·lar galattiche; en canvi la seva gran vicinanza en consenteix un estudi molt approfondito, en particular per quant concerneix els fenòmens de formació d'estels de petita i intervé massa, havent donat compte que les seves grandàries afavoreixen el naixement d'aquesta mena d'estels.[1] La seva estructura es presenta de naturalesa filamentosa, amb llargues columnes de pols no il·luminades que s'estenen per decine de primers d'arc i també més; les parts més dense d'aquests filamenti coincidono amb de les estructures més larghe, osservabili en la banda del CO .[10]

 
La Nebulosa California, posta all'estremità nordorientale della Nube di Perseo, è illuminata da una delle stelle dell'Associazione Per OB2.

La Nube di Perseo è costituita da un grande addensamento di polveri oscure e gas ed è situata a circa 300 parsec dal sistema solare. Al suo interno sono presenti alcune regioni in cui è stata attiva in tempi astronomicamente recenti (pochi milioni di anni fa) la formazione stellare; ciò è testimoniato dalla presenza di una dozzina di stelle di classe spettrale O e B, molto giovani e di grande massa, che vanno a costituire l'associazione Per OB2, dell'estensione di 50 parsec (circa 160 anni luce). Fra le stelle formatesi in questa nube vi è la brillante Plantilla:STL, una stella fuggitiva la cui radiazione è la principale responsabile dell'illuminazione della Nebulosa California. La massa totale della nube è di circa 104 M⊙, dunque si tratta di una nube relativamente piccola rispetto alle grandi regioni di formazione stellare galattiche; tuttavia la sua grande vicinanza ne consente uno studio molto approfondito, in particolare per quanto riguarda i fenomeni di formazione di stelle di piccola e media massa, dato che le sue dimensioni favoriscono la nascita di questo tipo di stelle.[1] La sua struttura si presenta di natura filamentosa, con lunghe colonne di polveri non illuminate che si estendono per decine di primi d'arco e anche più; le parti più dense di questi filamenti coincidono con delle strutture più larghe, osservabili nella banda del CO.[10]

En el Núvol són distinguibili dues generacions d'estels: la més antiga és la que ha donat origen a l'associació Per OB2, i comprèn també el sito del núvol IC 348, en qui els processos de formació estel·lar han hagut lloc fi a 2-4 milions d'anys fes; la formació dels estels de la segona generació és en canvi encara en acte i és evident en la porció occidental del Núvol, en particular en el giovanissimo ammasso NGC 1333, associat a nebuloses brillanti i contenente 150 estels giovanissime. En afegida a aquests dos núvols, físicament situades entre les dues us estan alguns bozzoli oscuri, catalogats com B 1, LDN  1448 i LDN 1455, qui són associades algunes petites nebuloses a reflexió catalogades de Sidney van den Bergh en els anys sessanta . La part més oriental en canvi és catalogada com B5.

Nella Nube sono distinguibili due generazioni di stelle: la più antica è quella che ha dato origine all'associazione Per OB2, e comprende anche il sito della nube IC 348, in cui i processi di formazione stellare hanno avuto luogo fino a 2-4 milioni di anni fa; la formazione delle stelle della seconda generazione è invece ancora in atto ed è evidente nella porzione occidentale della Nube, in particolare nel giovanissimo ammasso NGC 1333, associato a nebulose brillanti e contenente 150 stelle giovanissime. In aggiunta a queste due nubi, fisicamente situate fra le due vi sono alcuni bozzoli oscuri, catalogati come B1, LDN 1448 e LDN 1455, cui sono associate alcune piccole nebulose a riflessione catalogate da Sidney van den Bergh negli anni sessanta. La parte più orientale è invece catalogata come B5.

El Núvol presenta una estructura extremadament caotica, com sovint s'observa en els núvols moleculars; la fitta xarxa de filamenti, connexions i regions més dense és una indizio de la presència de forts turbolenze, de la velocitat superior a aquella del so local.[11] A l'origen de tals turbolenze us podria ser l'acció de superbolle en expansió o l'acceleració causada del potencial gravitazionale del braç d'espiral galattico, com també la afflusso de gas de les regions posades a una latitud galattica més elevada, allèn que l'acció de la radiació dels estels més massicce.[12] Algunes de les estructures secondarie són envoltades d'arcs de pols o també d'anells gairebé completi. La velocitat radial de les dues extremitats del núvol varien notablement, anant dels 10,5[& nbsp;] km[& nbsp;] s−1 de l'extremitat més oriental als 2[& nbsp;] km[& nbsp;] s−1 de les regions més occidentals; això pot ser interpretato en variï modes: el núvol podria efectivament trobar-se en una condició de rotació sobre si mateixa, oppure podria ser formada de diversos núvols sovrapposte sobre la mateixa línia de vista, oppure encara podria ser un efecte de l'acció de la velocitat dels estels de l'associació Per[& nbsp;] OB2. Algunes observacions conductes en el 2005 indiquen com inversemblant la segona ipotesi.[1]

La Nube presenta una struttura estremamente caotica, come spesso si osserva nelle nubi molecolari; la fitta rete di filamenti, connessioni e regioni più dense è un indizio della presenza di forti turbolenze, dalla velocità superiore a quella del suono locale.[11] All'origine di tali turbolenze vi potrebbe essere l'azione di superbolle in espansione o l'accelerazione causata dal potenziale gravitazionale del braccio di spirale galattico, come anche l'afflusso di gas dalle regioni poste ad una latitudine galattica più elevata, oltre che l'azione della radiazione delle stelle più massicce.[12] Alcune delle strutture secondarie sono circondate da archi di polveri o anche da anelli quasi completi. La velocità radiale delle due estremità della nube variano notevolmente, andando dai 10,5 km s−1 dell'estremità più orientale ai 2 km s−1 delle regioni più occidentali; ciò può essere interpretato in vari modi: la nube potrebbe infatti trovarsi in una condizione di rotazione su sé stessa, oppure potrebbe essere formata da diverse nubi sovrapposte sulla stessa linea di vista, oppure ancora potrebbe essere un effetto dell'azione della velocità delle stelle dell'associazione Per OB2. Alcune osservazioni condotte nel 2005 indicano come improbabile la seconda ipotesi.[1]

Fenòmens de formació estel·lar i regions individuals modifica

Fenomeni di formazione stellare e regioni individuali modifica

Entre els principals indizi de l'existència de fenòmens de formació estel·lar activa en el Núvol de Perseo us està la presència d'al voltant 400 objectes estel·lars joves de Classe[& nbsp;]I i II identificats del Telescopi Espacial Spitzer ; en la regió són presenti també giovanissime estels de Classe[& nbsp;]0, és a dir del primissimo estadi, com pures una gran nombre de estels T Tauri (Classe[& nbsp;]II). De les sorgenti identificades del Spitzer, al voltant dos terços són situades en els dos ammassi racchiusi en IC[& nbsp;]348 i NGC[& nbsp;]1333, mentre el restante terç es troba sparso en diverses àrees del Núvol. En el particular, és de notar que un percentatge notable d'estels de Classe[& nbsp;]I ha estat rinvenuta a l'extern d'aquests dos ammassi, signe aquest que la formació estel·lar és molt activa també en les regions perifèriques del Núvol i de totes maneres a l'extern dels addensamenti més grans. Els objectes de Classe[& nbsp;]0, presenti en nombre elevat, no en canvi han estat rellevats completament del monitoraggio eseguito amb el Spitzer, ja que es presenten molt dèbils a la lunghezza de onda amb qui han estat eseguite les observacions.[13] En total en IC[& nbsp;]348 són presenti sobre 420 objectes estel·lars joves, comptant també aquells de Classe[& nbsp;]0 i de Classe[& nbsp;]III,[14] mentre en el més jove NGC[& nbsp;]1333 si en compten en total sobre 150, molts dels quals són encara a nivell de protostelle ; a aquests s'afegeixen els petits aggregati presenti en les regions oscure B1, la més gran, més LDN[& nbsp;]1448 i LDN[& nbsp;]1455.[13]

Fra i principali indizi dell'esistenza di fenomeni di formazione stellare attivi nella Nube di Perseo vi è la presenza di circa 400 oggetti stellari giovani di Classe I e II identificati dal Telescopio Spaziale Spitzer; nella regione sono presenti anche giovanissime stelle di Classe 0, ossia del primissimo stadio, come pure un gran numero di stelle T Tauri (Classe II). Delle sorgenti identificate dallo Spitzer, circa due terzi sono situate nei due ammassi racchiusi in IC 348 e NGC 1333, mentre il restante terzo si trova sparso in varie aree della Nube. Nel particolare, è da notare che una percentuale notevole di stelle di Classe I è stata rinvenuta all'esterno di questi due ammassi, segno questo che la formazione stellare è molto attiva anche nelle regioni periferiche della Nube e comunque all'esterno degli addensamenti maggiori. Gli oggetti di Classe 0, presenti in numero elevato, non sono tuttavia stati rilevati completamente dal monitoraggio eseguito con lo Spitzer, poiché si presentano molto deboli alla lunghezza d'onda con cui sono state eseguite le osservazioni.[13] In totale in IC 348 sono presenti circa 420 oggetti stellari giovani, contando anche quelli di Classe 0 e di Classe III,[14] mentre nel più giovane NGC 1333 se ne contano in totale circa 150, molti dei quali sono ancora a livello di protostelle; a questi si aggiungono i piccoli aggregati presenti nelle regioni oscure B1, la più grande, più LDN 1448 e LDN 1455.[13]

Per explicar la més gran presència dels objectes de Classe[& nbsp;]I en les regions disperse i perifèriques del Núvol bastant que en els dos més grans ammassi, ha estat avançada la ipotesi que els objectes estel·lars joves a l'interior d'aquests ammassi tendeixin a perdre més ràpidament els seus involucri de gasos; les causes de tal pèrdua poden ser investigades o en la lleugera radiació ultravioletta emessa dels estels de classe espectral B i A menys càlides que escalfa la superfície dels núvols, operant així una fotolisi, o en la constant pressió causada de tiri múltiples que erode i consuma gradualment els variï capes dels involucri, oppure encara a seguit de trobi ravvicinati entre les components estel·lars dels dos ammassi, inevitabilmente més comuns que en les àrees externes del núvol. Tots aquests meccanismi són evidentment més eficaços si agiscono a l'interior de ammassi estesos, i no en petits aggregati d'estels.[1]

Per spiegare la maggiore presenza degli oggetti di Classe I nelle regioni disperse e periferiche della Nube piuttosto che nei due maggiori ammassi, è stata avanzata l'ipotesi che gli oggetti stellari giovani all'interno di questi ammassi tendano a perdere più rapidamente i loro involucri di gas; le cause di tale perdita possono essere ricercate o nella leggera radiazione ultravioletta emessa dalle stelle di classe spettrale B e A meno calde che riscalda la superficie delle nubi, operando così una fotolisi, o nella costante pressione causata da getti multipli che erode e consuma gradualmente i vari strati degli involucri, oppure ancora a seguito di incontri ravvicinati fra le componenti stellari dei due ammassi, inevitabilmente più comuni che nelle aree esterne della nube. Tutti questi meccanismi sono evidentemente più efficaci se agiscono all'interno di ammassi estesi, e non in piccoli aggregati di stelle.[1]

En el núvol són notes alguns centenars de tiri moleculars i de objectes HH, que en absència d'estels massicce i de l'ells fort vent estel·lar són entre els principals responsables de les dinàmiques actives en el complex nebuloso molecular, en particular a petites escales; la seva acció pot disgregare els nuclis nebulosi més densi i fungere per tant de regolatrice dels fenòmens de formació estel·lar, afavorint així el naixement d'estels de petita massa, del moment que el gas disperso de l'ells acció no pot més ser collita dels estels en formació. En les núvols moleculars gegants en qui ha lloc la formació d'estels de gran massa, l'acció combinada del vent estel·lar dels estels gegants, la seva radiació ultravioletta i les successive explosions de supernova i poden al contrari disgregare completament el núvol i per tant inibire la formació d'estels de petita massa a gran escala.[1]

Nella nube sono note alcune centinaia di getti molecolari e di oggetti HH, che in assenza di stelle massicce e del loro forte vento stellare sono fra i principali responsabili delle dinamiche attive nel complesso nebuloso molecolare, in particolare a piccole scale; la loro azione può disgregare i nuclei nebulosi più densi e fungere dunque da regolatrice dei fenomeni di formazione stellare, favorendo così la nascita di stelle di piccola massa, dal momento che il gas disperso dalla loro azione non può più essere raccolto dalle stelle in formazione. Nelle nubi molecolari giganti in cui ha luogo la formazione di stelle di grande massa, l'azione combinata del vento stellare delle stelle giganti, la loro radiazione ultravioletta e le successive esplosioni di supernovae possono al contrario disgregare completamente la nube e dunque inibire la formazione di stelle di piccola massa su grande scala.[1]

IC 348 modifica

IC 348 modifica

IC 348, catalogada també com vdB 19, és una nebulosa a reflexió molt brillante, fàcilment individuabile sobre el cantó meridional de Plantilla:STL (Atik); conté al seu interior una jove ammasso obert format d'alguns centenars d'estels, que la seva edats, ricavata de l'estudi de les línies d'emissió H[α ], és compresa entre 0,7 i 12 milions d'anys.[15] En la regió se són verificats dos episodis de formació estel·lar en sequenza; la primera generació és representada dels estels de petita massa de l'associació Per[& nbsp;] OB2, mentre la darrera generació és indicada dels estels més joves, formatesi al voltant 2-3 milions d'anys fes, en via de dispersió en el Núvol de Perseo. Gran parteix de les seves estels són prive del disc de accrescimento, mentre en la regió persistono solament pochissime àrees de formació encara activa, indicades de la presència d'alguns tiri protostellari; IC[& nbsp;]348 és per tant una regió en qui els processos de formació estel·lar són en via de esaurimento.[16] La ammasso es troba en la part més oriental del Núvol de Perseo, en els pressi de la superbolla associada a Per[& nbsp;] OB2, i podria haver estat la primera de les àrees del Núvol a sperimentare dels fenòmens de formació estel·lar indotti de causes externes.[15]

IC 348, catalogata anche come vdB 19, è una nebulosa a riflessione molto brillante, facilmente individuabile sul lato meridionale di Plantilla:STL (Atik); contiene al suo interno un giovane ammasso aperto formato da alcune centinaia di stelle, la cui età, ricavata dallo studio delle linee di emissione Hα, è compresa fra 0,7 e 12 milioni di anni.[15] Nella regione si sono verificati due episodi di formazione stellare in sequenza; la prima generazione è rappresentata dalle stelle di piccola massa dell'associazione Per OB2, mentre l'ultima generazione è indicata dalle stelle più giovani, formatesi circa 2-3 milioni di anni fa, in via di dispersione nella Nube di Perseo. Gran parte delle sue stelle sono prive del disco di accrescimento, mentre nella regione persistono solo pochissime aree di formazione ancora attive, indicate dalla presenza di alcuni getti protostellari; IC 348 è pertanto una regione in cui i processi di formazione stellare sono in via di esaurimento.[16] L'ammasso si trova nella parte più orientale della Nube di Perseo, nei pressi della superbolla associata a Per OB2, e potrebbe essere stata la prima delle aree della Nube a sperimentare dei fenomeni di formazione stellare indotti da cause esterne.[15]

Un decina de primers d'arc a sudovest de IC 348 es troba un petit núvol a reflexió, cridada talvolta [#'#'] Flying Ghost Nebula[#'#'] (Nebulosa Fantasma Volant), associada a un objecte ben visible en el prop infrarosso i catalogat com IC[& nbsp;]348[& nbsp;] IR; aquesta sorgente és a la seva volta associada a un estel de classe espectral B immersa en profondità en el núvol, que la seva massa probablement és compresa entre 0,03[17] i 0,05 M⊙,[18] la qual és també la principal font d'il·luminació del núvol.[19] En el núvol és contingut també l'objecte HH[& nbsp;]211, que la seva font energètica és probablement un protostella de Classe[& nbsp;]0, no osservabile a la lunghezza de onda de la infrarosso; l'objecte és orientat en sentit nord-sud i és el més notable d'un grup de dotze objectes[& nbsp;] HH situats a sud de IC[& nbsp;]348. S'és ipotizzato que la formació estel·lar en aquesta petita regió hagi estat provocada de l'acció de la pressió dels estels del ammasso central de IC[& nbsp;]348, hora en prevalenza inattive; segons aquesta teoria, el vent estel·lar de les aleshores giovanissime estels hauria afavorit la compressió dels gasos del petit núvol, que seria després collassata a més punts a obra de la seva mateixa força de gravetat .[20]

Una decina di primi d'arco a sudovest di IC 348 si trova una piccola nube a riflessione, chiamata talvolta Flying Ghost Nebula (Nebulosa Fantasma Volante), associata ad un oggetto ben visibile nel vicino infrarosso e catalogato come IC 348 IR; questa sorgente è a sua volta associata a una stella di classe spettrale B immersa in profondità nella nube, la cui massa è probabilmente compresa fra 0,03[17] e 0,05 M⊙,[18] la quale è anche la principale fonte di illuminazione della nube.[19] Nella nube è contenuto anche l'oggetto HH 211, la cui fonte energetica è probabilmente una protostella di Classe 0, non osservabile alla lunghezza d'onda dell'infrarosso; l'oggetto è orientato in senso nord-sud ed è il più notevole di un gruppo di dodici oggetti HH situati a sud di IC 348. Si è ipotizzato che la formazione stellare in questa piccola regione sia stata provocata dall'azione della pressione delle stelle dell'ammasso centrale di IC 348, ora in prevalenza inattive; secondo questa teoria, il vento stellare delle allora giovanissime stelle avrebbe favorito la compressione dei gas della piccola nube, che sarebbe poi collassata in più punti ad opera della sua stessa forza di gravità.[20]

NGC 1333 modifica

NGC 1333 modifica

 
NGC 1333, la regió de formació estel·lar més activa del Núvol de Perseo, observada amb el Telescopi Espacial Spitzer .

NGC 1333, nota també com vdB 17, és la nebulosa a reflexió més brillante i appariscente del Núvol de Perseo; és situada en la part occidental del Núvol, sobre el brodo occidental d'una gran cavitat,[21] i representa una porció il·luminada de la nebulosa oscura LDN[& nbsp;]1450 (B205). La principal responsable de la seva il·luminació és BD+30[& nbsp;]549, un estel azzurra de classe espectral B8 i de magnitud apparente sembla a 10,47.[22][23] Es tracta de la regió de formació estel·lar més activa i jove del sencer Núvol de Perseo, com testificat del gran nombre d'objectes[& nbsp;] HH i estels amb emissions en la Hα;[3] la massa total de la nebulosa i dels estels a aquesta associades es aggira sobre les 450[& nbsp;]M⊙.[24]

 
NGC 1333, la regione di formazione stellare più attiva della Nube di Perseo, osservata col Telescopio Spaziale Spitzer.

NGC 1333, nota anche come vdB 17, è la nebulosa a riflessione più brillante e appariscente della Nube di Perseo; è situata nella parte occidentale della Nube, sul bordo occidentale di una grande cavità,[21] e rappresenta una porzione illuminata della nebulosa oscura LDN 1450 (B205). La principale responsabile della sua illuminazione è BD+30 549, una stella azzurra di classe spettrale B8 e di magnitudine apparente pari a 10,47.[22][23] Si tratta della regione di formazione stellare più attiva e giovane dell'intera Nube di Perseo, come testimoniato dal gran numero di oggetti HH e stelle con emissioni nell' Hα;[3] la massa totale della nebulosa e delle stelle ad essa associate si aggira sulle 450 M⊙.[24]

Als abastos X, per mitjà del satèl·lit ROSAT, han estat individuate 16 estels joves, mentre utilitzant la més gran sensibilità de la Osservatorio Chandra als abastos X han estat descobertes 127 sorgenti, de qui un centenar són extremadament dèbils i distinguibili amb dificultats. Entre aquestes sorgenti, dos (HJ[& nbsp;]110 3 i BD+30[& nbsp;]547) són probablement dels estels posades en regions galattiche més remote, mentre un trentina semblen associades a objectes extragalattici; les rimanenti 96 fan en canvi parteix del núvol i són membres del ammasso estel·lar en formació. D'aquestes, al voltant 80 són dels estels T[& nbsp;] Tauri, 8 coincidono amb objectes extremadament joves, 7 són estels de Classe[& nbsp;]I i II amb dels tiri associats i una és profundament immersa en el núvol associada als objectes HH[& nbsp;]7-11.[25]

Ai raggi X, tramite il satellite ROSAT, sono state individuate 16 stelle giovani, mentre utilizzando la maggiore sensibilità dell'Osservatorio Chandra ai raggi X sono state scoperte 127 sorgenti, di cui un centinaio sono estremamente deboli e distinguibili con difficoltà. Fra queste sorgenti, due (HJ 110 3 e BD+30 547) sono probabilmente delle stelle poste in regioni galattiche più remote, mentre una trentina sembrano associate a oggetti extragalattici; le rimanenti 96 fanno invece parte della nube e sono membri dell'ammasso stellare in formazione. Di queste, circa 80 sono delle stelle T Tauri, 8 coincidono con oggetti estremamente giovani, 7 sono stelle di Classe I e II con dei getti associati e una è profondamente immersa nella nube associata agli oggetti HH 7-11.[25]

Cap a les fines dels anys novanta han estat descoberts en el núvol a més de 30 grups d'objectes HH associats a almenys una dotzena de tiri actius, de l'edat inferior a 1 milió d'anys i compresos dins d'un abast d'al voltant 3 anys llum.[26] Alguns d'aquests objectes eren noti fin dels anys settanta, quan van ser identificats els tiri en seguit catalogats com HH[& nbsp;]5, HH[& nbsp;]6, el grup HH[& nbsp;]7-11 i HH[& nbsp;]12, els més brillanti del núvol;[27] el grup de HH[& nbsp;]7-11, en particular, forma una estructura compatta que emerge d'una de les regions més dense del núvol i es origina a breu distància d'un sorgente annidata molt en profondità i ben visible en el veí infrarosso, catalogada com SVS[& nbsp;]13.[28] Aquesta sorgente coincide a la seva volta amb una maser de aigua divisibile en tres components, H2O(A), H2O(B), and H2O(C), amb la primera component coincidente amb la protostella correu al centre de la sorgente.[29] Per bé que la més gran part dels estudis hagin indicat la sorgente SVS[& nbsp;]13 com la principal responsable de la eccitazione de l'estructura de HH[& nbsp;]7-11, en alguns estudis ha estat proposto que la vertadera responsable sigui d'investigar en canvi en la sorgente de onde ràdio VLA[& nbsp;]3, invisible a l'observació en la banda infrarossa.[30] En canvi, l'estructura sembla ser alineada amb SVS[& nbsp;]13, rendendola de fet la sorgente de eccitazione més probable.[31] Altres objectes[& nbsp;] HH notables són HH[& nbsp;]12, visible a nord del sistema precedent i associat a dos tiri moleculars, entre qui spicca aquell llegat a la sorgente IRAS[& nbsp;]2, i els objectes HH[& nbsp;]334, HH[& nbsp;]498 i HH[& nbsp;]499, visibles encara més a nord. Sobre el cantó meridional de NGC[& nbsp;]1333 és en canvi visible HH[& nbsp;]343, que la seva forma a S és índex d'una forta moto de precessione, que en els darrers 6000 anys ha sofert un moviment de 90°; la seva sorgente, individuata en la infrarosso i catalogada com IRAS[& nbsp;]03256+3055, és un estel de Classe[& nbsp;]0 o I.[32]

Verso la fine degli anni novanta sono stati scoperti nella nube oltre 30 gruppi di oggetti HH associati ad almeno una dozzina di getti attivi, dell'età inferiore a 1 milione di anni e compresi entro un raggio di circa 3 anni luce.[26] Alcuni di questi oggetti erano noti fin dagli anni settanta, quando furono identificati i getti in seguito catalogati come HH 5, HH 6, il gruppo HH 7-11 e HH 12, i più brillanti della nube;[27] il gruppo di HH 7-11, in particolare, forma una struttura compatta che emerge da una delle regioni più dense della nube e si origina a breve distanza da una sorgente annidata molto in profondità e ben visibile nel vicino infrarosso, catalogata come SVS 13.[28] Questa sorgente coincide a sua volta con un maser d'acqua divisibile in tre componenti, H2O(A), H2O(B), and H2O(C), con la prima componente coincidente con la protostella posta al centro della sorgente.[29] Sebbene la maggior parte degli studi abbiano indicato la sorgente SVS 13 come la principale responsabile dell'eccitazione della struttura di HH 7-11, in alcuni studi è stato proposto che la vera responsabile sia da ricercare invece nella sorgente di onde radio VLA 3, invisibile all'osservazione nella banda infrarossa.[30] Tuttavia, la struttura pare essere allineata con SVS 13, rendendola di fatto la sorgente di eccitazione più probabile.[31] Altri oggetti HH notevoli sono HH 12, visibile a nord del sistema precedente e associato a due getti molecolari, fra cui spicca quello legato alla sorgente IRAS 2, e gli oggetti HH 334, HH 498 e HH 499, visibili ancora più a nord. Sul lato meridionale di NGC 1333 è invece visibile HH 343, la cui forma a S è indice di un forte moto di precessione, che negli ultimi 6000 anni ha subito un movimento di 90°; la sua sorgente, individuata nell'infrarosso e catalogata come IRAS 03256+3055, è una stella di Classe 0 o I.[32]

De la nebulosa emergono també algunes fortes sorgenti de radiació infrarossa, individuate del satèl·lit IRAS en els anys ottanta; entre aquestes spicca IRAS[& nbsp;]2, associada a un estel jove i divisa en tres components, catalogades com IRAS[& nbsp;]2A, 2 B i 2C. Les primeres #dos components mostren de les fortes emissions, individuate gràcies a la mappatura a alta resolució del Very Large Array ; la component 2C en canvi no presenta concentració i per tant sembla no haver format alguna protostella.[33] Sobre 4 segons d'arc a nordovest de la component 2 B ha estat a més observada una emissió variable, proveniente de la sorgente VLA[& nbsp;]9, coincidente amb un estel posada més en lontananza, BD+30[& nbsp;]547, inicialment però indicada com l'estel associada a IRAS[& nbsp;]2.[28] També IRAS[& nbsp;]4, descoberta en el 1980 per mitjà del maser d'aigua a aquesta associat, és risolvibile en tres components; les components 4A i 4 B són associades a de els sistemes estel·lars múltiples en formació. Un estudi al dettaglio de l'emissió maser ha permès de descobrir dels maser múltiples raggruppati al voltant de les primeres #dos components; sigues de les sorgenti així individuate són situades a menys de 100 UA de la component estel·lar coincidente amb la sorgente 4A2, suggerendo que facin parteix del disc circumstellare de l'estel en formació. Cap maser sembla en canvi associat a la component 4A1, facente part del mateix futur sistema estel·lar.[34]

Dalla nebulosa emergono anche alcune forti sorgenti di radiazione infrarossa, individuate dal satellite IRAS negli anni ottanta; fra queste spicca IRAS 2, associata ad una stella giovane e divisa in tre componenti, catalogate come IRAS 2A, 2B e 2C. Le prime due componenti mostrano delle forti emissioni, individuate grazie alla mappatura ad alta risoluzione del Very Large Array; la componente 2C invece non presenta concentrazione e dunque sembra non aver formato alcuna protostella.[33] Circa 4 secondi d'arco a nordovest della componente 2B è stata inoltre osservata un'emissione variabile, proveniente dalla sorgente VLA 9, coincidente con una stella posta più in lontananza, BD+30 547, inizialmente però indicata come la stella associata a IRAS 2.[28] Anche IRAS 4, scoperta nel 1980 tramite il maser d'acqua ad essa associato, è risolvibile in tre componenti; le componenti 4A e 4B sono associate a dei sistemi stellari multipli in formazione. Uno studio al dettaglio dell'emissione maser ha permesso di scoprire dei maser multipli raggruppati attorno alle prime due componenti; sei delle sorgenti così individuate sono situate a meno di 100 UA dalla componente stellare coincidente con la sorgente 4A2, suggerendo che facciano parte del disco circumstellare della stella in formazione. Nessun maser sembra invece associato alla componente 4A1, facente parte dello stesso futuro sistema stellare.[34]

Altres regions modifica

Altre regioni modifica

La regió més oriental del Núvol de Perseo és catalogada com [#'#'] B5[#'#'] ([#'#'] Barnard 5[#'#']); es tracta d'una de les nebuloses oscure majorment estudiades de la volta celeste, també a causa de la seva vicinanza, que en consenteix una fàcil observació. Ha una massa sembla a al voltant 103[& nbsp;]M⊙[35] i ospita alguns nuclis densi i un sorgente IRAS, catalogada com IRS1, coincidente amb un objecte estel·lar jove envoltat d'una disc protoplanetario i una nebulosa a reflexió biconica amb una tiro assiale associat.[36] De la sorgente emerge una tiro de la lunghezza d'al voltant 1[& nbsp;] parsec, a l'extremitat del qual són presenti alguns bow shock a baixa velocitat, derivats probablement de les primeres erupcions de l'estel central; a l'objecte també són connectats dos objectes[& nbsp;] HH catalogats com HH[& nbsp;]366I i HH[& nbsp;]366 W.[37] A sudovest de IRS1 es troba la sorgente IRS3, més dèbil, associada a l'objecte[& nbsp;] HH[& nbsp;]367; un segon objecte HH, catalogat com HH[& nbsp;]844, ha estat descobert en el 2005 llarg el mateix eix del fluix de IRS1. Curiosament, sobre el cantó settentrionale del núvol és present un sorgida d'ampli canal a forma de túnel completament privo de pols i gas, al punt que és possible observar-vos persino galàxies remote; aquesta estructura podria haver estat creada d'una antiga fuoriuscita de gas sospinta de l'acció d'un objecte jove.[38]

La regione più orientale della Nube di Perseo è catalogata come B5 (Barnard 5); si tratta di una delle nebulose oscure maggiormente studiate della volta celeste, anche a causa della sua vicinanza, che ne consente una facile osservazione. Ha una massa pari a circa 103 M⊙[35] e ospita alcuni nuclei densi e una sorgente IRAS, catalogata come IRS1, coincidente con un oggetto stellare giovane circondato da un disco protoplanetario e una nebulosa a riflessione biconica con un getto assiale associato.[36] Dalla sorgente emerge un getto della lunghezza di circa 1 parsec, all'estremità del quale sono presenti alcuni bow shock a bassa velocità, derivati probabilmente dalle prime eruzioni della stella centrale; all'oggetto sono anche connessi due oggetti HH catalogati come HH 366E e HH 366W.[37] A sudovest di IRS1 si trova la sorgente IRS3, più debole, associata all'oggetto HH 367; un secondo oggetto HH, catalogato come HH 844, è stato scoperto nel 2005 lungo lo stesso asse del flusso di IRS1. Curiosamente, sul lato settentrionale della nube è presente una sorta di ampio canale a forma di tunnel completamente privo di polveri e gas, al punto che è possibile osservarvi persino galassie remote; questa struttura potrebbe essere stata creata da un'antica fuoriuscita di gas sospinta dall'azione di un oggetto giovane.[38]

[#'#'] B1[#'#'] ([#'#'] Barnard 1[#'#']) ocupa la regió geometricamente central del Núvol de Perseo, a al voltant un grau a est de NGC 1333; posseeix una massa d'al voltant 1200[& nbsp;]M⊙[39] i una forma a chioma amb la cua rebel·lió en adreça oposada respecte de 40 Persei, una dels estels més massicce i brillanti de l'associació Per[& nbsp;] OB2.[40] Inicialment S'és cregut que B1 pogués ser la seu de fenòmens de formació estel·lar en les seves primissime fases, però les observacions conductes amb el satèl·lit IRAS han revelat la presència d'algunes sorgenti infrarosse corrispondenti a de els objectes estel·lars joves, sigui a l'interior que en els pressi del núvol, signe que la formació és al contrari en un estadi molt avançat.[41] Allèn a les sorgenti IRAS, en el núvol són noti també una dotzena de addensamenti i un quindicina d'objectes estel·lars joves identificats del Telescopi Espacial Spitzer, més diversos objectes[& nbsp;] HH, entre qui els més lluminosos són HH[& nbsp;]429, HH[& nbsp;]431, HH[& nbsp;]432 i HH[& nbsp;]433.[42] L'objecte estel·lar jove més brillante en les observacions conductes del Spitzer és associat a la sorgente IRAS[& nbsp;]03304+3100 (LkHα 327) i és situat alguns primers d'arc a nordest del nucli de B1; d'aquest parteix un voluminós fluix de matèria, qui són associats els objectes HH[& nbsp;]432, MH[& nbsp;]7, HH[& nbsp;]791, HH[& nbsp;]793 i HH[& nbsp;]794, llocs fins a una distància de 20-25 primers a sudest de la sorgente.[43]

B1 (Barnard 1) occupa la regione geometricamente centrale della Nube di Perseo, a circa un grado a est di NGC 1333; possiede una massa di circa 1200 M⊙[39] e una forma a chioma con la coda rivolta in direzione opposta rispetto a 40 Persei, una delle stelle più massicce e brillanti dell'associazione Per OB2.[40] Si è inizialmente creduto che B1 potesse essere la sede di fenomeni di formazione stellare nelle sue primissime fasi, ma le osservazioni condotte col satellite IRAS hanno rivelato la presenza di alcune sorgenti infrarosse corrispondenti a degli oggetti stellari giovani, sia all'interno che nei pressi della nube, segno che la formazione è al contrario in uno stadio molto avanzato.[41] Oltre alle sorgenti IRAS, nella nube sono noti anche una dozzina di addensamenti e una quindicina di oggetti stellari giovani identificati dal Telescopio Spaziale Spitzer, più diversi oggetti HH, fra cui i più luminosi sono HH 429, HH 431, HH 432 e HH 433.[42] L'oggetto stellare giovane più brillante nelle osservazioni condotte dallo Spitzer è associato alla sorgente IRAS 03304+3100 (LkHα 327) ed è situato alcuni primi d'arco a nordest del nucleo di B1; da esso parte un voluminoso flusso di materia, cui sono associati gli oggetti HH 432, MH 7, HH 791, HH 793 e HH 794, posti fino a una distanza di 20-25 primi a sudest della sorgente.[43]

La part occidental del Núvol, en particular la seva extremitat a sudovest, sconfina en la constel·lació de la Ariete: aquí es troba la nebulosa oscura [#'#'] LDN[& nbsp;]1455[#'#'], un dels agglomerati gassosi més densi de la regió, qui és connectada la menys densa núvol LDN[& nbsp;]1451, cap a nordovest. La prova que els fenòmens de formació estel·lar han estat actius en un període astronomicamente molt recente és donada de la presència de nombrosos objectes[& nbsp;] HH, entre els quals spiccano HH[& nbsp;]279, HH[& nbsp;]280, HH[& nbsp;]317, HH[& nbsp;]318, HH[& nbsp;]422 i HH[& nbsp;]423, a qui s'afegeixen altres objectes descoberts en el cors dels anys duemila, com HH[& nbsp;]492, HH[& nbsp;]493, HH[& nbsp;]739 i HH[& nbsp;]743.[44] El nucli de LDN[& nbsp;]1455 ha una massa de 40-50[& nbsp;]M⊙[45] i conté alguns objectes estel·lars joves i algunes sorgenti infrarosse, la més brillante de les quals és IRAS[& nbsp;]03247+3001 (L1455[& nbsp;] IRS[& nbsp;]2), associada a una nebulosa a reflexió del color rossastro catalogada com RNO[& nbsp;]15; a breu distància d'aquesta es troba el brillante HH[& nbsp;]279, amb el qual apareix connectat.[46] Sobre 2 primers d'arc a nordovest de RNO[& nbsp;]15 es troba una segona sorgente infrarossa, més dèbil, catalogada com IRAS[& nbsp;]03245+3002 (L1455[& nbsp;] IRS[& nbsp;]1), connectada amb alguns petits objectes[& nbsp;] HH.[47] Sobre el brodo meridional de LDN[& nbsp;]1455 és present la nebulosa a reflexió vdB 16 .

La parte occidentale della Nube, in particolare la sua estremità a sudovest, sconfina nella costellazione dell'Ariete: qui si trova la nebulosa oscura LDN 1455, uno degli agglomerati gassosi più densi della regione, cui è connessa la meno densa nube LDN 1451, verso nordovest. La prova che i fenomeni di formazione stellare sono stati attivi in un periodo astronomicamente molto recente è data dalla presenza di numerosi oggetti HH, fra i quali spiccano HH 279, HH 280, HH 317, HH 318, HH 422 e HH 423, a cui si aggiungono altri oggetti scoperti nel corso degli anni duemila, come HH 492, HH 493, HH 739 e HH 743.[44] Il nucleo di LDN 1455 ha una massa di 40-50 M⊙[45] e contiene alcuni oggetti stellari giovani e alcune sorgenti infrarosse, la più brillante delle quali è IRAS 03247+3001 (L1455 IRS 2), associata ad una nebulosa a riflessione dal colore rossastro catalogata come RNO 15; a breve distanza da questa si trova il brillante HH 279, col quale appare connesso.[46] Circa 2 primi d'arco a nordovest di RNO 15 si trova una seconda sorgente infrarossa, più debole, catalogata come IRAS 03245+3002 (L1455 IRS 1), connessa con alcuni piccoli oggetti HH.[47] Sul bordo meridionale di LDN 1455 è presente la nebulosa a riflessione vdB 16.

L'extremitat nordoccidentale del Núvol de Perseo en canvi és constituïda de [#'#'] LDN[& nbsp;]1448[#'#'], delimitata a nord de la petita nebulosa a reflexió vdB 13 ; posseeix una massa total d'al voltant 100[& nbsp;]M⊙, suddivisa equamente sobre dos nuclis molt densi.[48] Com en el precedent núvol, també aquí la presència de fenòmens de formació de nous estels és testificada d'alguns objectes estel·lars joves, que potenziano i sospingono dels fluixos moleculars i alguns objectes[& nbsp;] HH;[38] són notes també tres sorgenti infrarosse: L1448[& nbsp;] IRS1 és associada a un estel de Classe[& nbsp;]I i a la nebulosa a reflexió RNO[& nbsp;]13, L1448[& nbsp;] IRS2 és associada a un protostella (Classe[& nbsp;]0) profundament immersa en el núvol i L1448[& nbsp;] IRS3 correspon a una estel tripla de Classe[& nbsp;]0 o ELS, que les seves components són indicades com A, B i C.[49] A sud de la sorgente múltiple IRS3 ha estat descobert en el 1990, per mitjà d'observacions a la lunghezza de onda del CO, una potente fluix que la seva origen és situada en una regió del núvol en qui no són presenti sorgenti IRAS; aquest fluix és originato d'un protostella en seguit catalogada com L1448-C (C està per [#'#'] center[#'#']).[39][50] Entre les components estel·lars de petita massa, són presenti algunes probables nane brune, descobertes per mitjà d'observacions conductes als abastos X.[51]

L'estremità nordoccidentale della Nube di Perseo è invece costituita da LDN 1448, delimitata a nord dalla piccola nebulosa a riflessione vdB 13; possiede una massa totale di circa 100 M⊙, suddivisa equamente su due nuclei molto densi.[48] Come nella precedente nube, anche qui la presenza di fenomeni di formazione di nuove stelle è testimoniata da alcuni oggetti stellari giovani, che potenziano e sospingono dei flussi molecolari e alcuni oggetti HH;[38] sono note anche tre sorgenti infrarosse: L1448 IRS1 è associata a una stella di Classe I e alla nebulosa a riflessione RNO 13, L1448 IRS2 è associata a una protostella (Classe 0) profondamente immersa nella nube e L1448 IRS3 corrisponde a una stella tripla di Classe 0 o I, le cui componenti sono indicate come A, B e C.[49] A sud della sorgente multipla IRS3 è stato scoperto nel 1990, tramite osservazioni alla lunghezza d'onda del CO, un potente flusso la cui origine è situata in una regione della nube in cui non sono presenti sorgenti IRAS; questo flusso è originato da una protostella in seguito catalogata come L1448-C (C sta per center).[39][52] Fra le componenti stellari di piccola massa, sono presenti alcune probabili nane brune, scoperte tramite osservazioni condotte ai raggi X.[51]

L'associació Perseus OB2 modifica

L'associazione Perseus OB2 modifica

Vegeu també: Associazione OB i Cintura di Gould
 
Mapa schematica del Braç de Orione al voltant del Sol; Perseus OB2 és en alt. El gran cèrcol verd representa l'antiga superbolla que hauria originato aquesta i altres associacions OB veïnes.

L'associació Perseus OB2 és una de les associació OB en absolut més veïnes al sistema solar; dista amb prou feines 300[& nbsp;] parsec, contra els 100-200[& nbsp;] parsec de el Associació Scorpius- Centaurus, l'associació més veïna entre totes, correu en l'adreça oposada respecte del Sol. [53] Per[& nbsp;] OB2 constitueix el producte de la primera generació d'estels formatesi en els pressi del Núvol de Perseo, al voltant 6 milions d'anys fes; per mitjà de la parallasse determinada del satèl·lit Hipparcos han estat identificats 41 membres de l'associació, gran part de les quals han una classe espectral B i A. Les components són totes sobre la sequenza principal i falten estels de gran massa, com gegants i supergiganti blau .[54] Segons les dades de la Hipparcos, l'estel amb la massa més gran està 40[& nbsp;] Persei, una estel blanc- azzurra de classe B0.5V. Estenent el cens també als estels de massa inferior, fi a 17[& nbsp;]M⊙, s'arriba a obtenir una població d'allèn 800 membres, tots racchiusi dins d'una regió del diàmetre d'al voltant 50[& nbsp;] parsec; si s'estén el compte fi als estels amb massa sembla a una decimo d'aquella solar s'arriba en canvi a al voltant 20.000 components.[55]

Plantilla:Vedi anche

 
Mappa schematica del Braccio di Orione attorno al Sole; Perseus OB2 è in alto. Il grande cerchio verde rappresenta l'antica superbolla che avrebbe originato questa e altre associazioni OB vicine.

L'associazione Perseus OB2 è una delle associazione OB in assoluto più vicine al sistema solare; dista appena 300 parsec, contro i 100-200 parsec dell'Associazione Scorpius-Centaurus, l'associazione più vicina fra tutte, posta nella direzione opposta rispetto al Sole.[56] Per OB2 costituisce il prodotto della prima generazione di stelle formatesi nei pressi della Nube di Perseo, circa 6 milioni di anni fa; tramite la parallasse determinata dal satellite Hipparcos sono stati identificati 41 membri dell'associazione, gran parte delle quali hanno una classe spettrale B e A. Le componenti sono tutte sulla sequenza principale e mancano stelle di grande massa, come giganti e supergiganti blu.[54] Secondo i dati dell'Hipparcos, la stella con la massa maggiore è 40 Persei, una stella bianco-azzurra di classe B0.5V. Estendendo il censimento anche alle stelle di massa inferiore, fino a 17 M⊙, si arriva a ottenere una popolazione di oltre 800 membri, tutti racchiusi entro una regione dal diametro di circa 50 parsec; se si estende il conto fino alle stelle con massa pari a un decimo di quella solare si arriva invece a circa 20.000 componenti.[55]

L'origen de l'associació podria esserse col·locada sobre el cantó remoto de el Anell Lindblad, una gran estructura a anell de núvols de idrogeno neutro associada a la Cinturó de Gould, una de les característiques dominanti del Braç de Orione.[57] L'esdeveniment que ha provocat l'originari cicle de formació estel·lar que ha donat origen a l'associació podria haver estat l'expansió d'un superbolla a obra del vent estel·lar dels estels més massicce d'una antiga associació OB, formatasi presumiblement entre els 50 i els 90 milions d'anys fes i localitzada en adreça de #el actual Ammasso de Alfa Persei, a al voltant 180[& nbsp;] parsec de distància, anomenada "Associació Cas- Tau";[58] la pressió d'aquesta superbolla ha sospinto el gas interstellare residu en regions via via més remote, frammentandolo en una dotzena de núvols de la massa semblant a aquella del Núvol de Perseo i del Toro, afavorint després en aquests núvols els processos de formació estel·lar menors avui osservabili i que han donat origen a diverses associacions[& nbsp;] OB del Braç de Orione, com l'Associació Sco- Cen, la mateixa Per[& nbsp;] OB2 i també la associació Orion OB1 . Estudis sobre la velocitat radial dels estels de l'associació posen en evidència la feta que en origen Per[& nbsp;] OB2 es trobava a al voltant 50-80[& nbsp;] parsec en adreça del Sol respecto a l'actual posició, val a dir a al voltant 100[& nbsp;] parsec del centre geomètric del Cinturó de Gould.[2]

L'origine dell'associazione potrebbe esserse collocata sul lato remoto dell'Anello Lindblad, una grande struttura ad anello di nubi di idrogeno neutro associata alla Cintura di Gould, una delle caratteristiche dominanti del Braccio di Orione.[57] L'evento che ha provocato l'originario ciclo di formazione stellare che ha dato origine all'associazione potrebbe essere stato l'espansione di una superbolla ad opera del vento stellare delle stelle più massicce di un'antica associazione OB, formatasi presumibilmente fra i 50 e i 90 milioni di anni fa e localizzata in direzione dell'attuale Ammasso di Alfa Persei, a circa 180 parsec di distanza, denominata "Associazione Cas-Tau";[58] la pressione di questa superbolla ha sospinto il gas interstellare residuo in regioni via via più remote, frammentandolo in una dozzina di nubi della massa simile a quella della Nube di Perseo e del Toro, favorendo poi in queste nubi i processi di formazione stellare minori oggi osservabili e che hanno dato origine a diverse associazioni OB del Braccio di Orione, come l'Associazione Sco-Cen, la stessa Per OB2 e anche l'associazione Orion OB1. Studi sulla velocità radiale delle stelle dell'associazione mettono in evidenza il fatto che in origine Per OB2 si trovava a circa 50-80 parsec in direzione del Sole rispetto all'attuale posizione, vale a dire a circa 100 parsec dal centro geometrico della Cintura di Gould.[2]

A l'associació pertanyen també alguns estels més disperse, moltes de les quals han una massa superior a aquella de 40[& nbsp;] Persei; entre aquestes us està la brillante Plantilla:STL, un supergigante de classe B1 Iab, i la geganta Plantilla:STL, una estel fuggitiva de classe O7III amb forts línies d'emissió, probablement espulsa de la regió a seguit d'una explosió de supernova, originata d'algun estel de la massa encara més gran i que així doncs ja ha conclòs el seu cicle vital. Aquest darrer estel és la principal font de ionizzazione dels gasos de la Nebulosa Califòrnia, una regió H II en qui no són noti fenòmens de formació estel·lar.[59]

All'associazione appartengono anche alcune stelle più disperse, molte delle quali hanno una massa superiore a quella di 40 Persei; fra queste vi è la brillante Plantilla:STL, una supergigante di classe B1Iab, e la gigante Plantilla:STL, una stella fuggitiva di classe O7III con forti linee di emissione, probabilmente espulsa dalla regione a seguito di un'esplosione di supernova, originata da qualche stella dalla massa ancora maggiore e che quindi ha già concluso il suo ciclo vitale. Quest'ultima stella è la principale fonte di ionizzazione dei gas della Nebulosa California, una regione H II in cui non sono noti fenomeni di formazione stellare.[59]

L'acció del vent estel·lar combinat dels estels de l'associació ha donat origen a una bombolla de idrogeno atòmic (H I) en expansió, que va a incidere sobre l'entorn circostante i en particular sobre el mig interstellare ; aquesta estructura, osservabile en la infrarosso com un anell que envolta una cavitat centrada sobre l'associació, ha un diàmetre apparente d'al voltant 20°, corrispondente a un diàmetre real d'al voltant 100[& nbsp;] parsec.[60] La massa de la bombolla és compresa entre 1 x104 i 2 x104[& nbsp;]M⊙ i les seves grandàries reals són al voltant tres voltes inferiors respecte de la bombolla anomenada [#'#'] Orion Cloak[#'#'], en la regió central del Complex de Orione, i de la superbolla creada dels estels de l'Associació Sco- Cen.[61]

L'azione del vento stellare combinato delle stelle dell'associazione ha dato origine ad una bolla di idrogeno atomico (H I) in espansione, che va a incidere sull'ambiente circostante e in particolare sul mezzo interstellare; questa struttura, osservabile nell'infrarosso come un anello che circonda una cavità centrata sull'associazione, ha un diametro apparente di circa 20°, corrispondente ad un diametro reale di circa 100 parsec.[60] La massa della bolla è compresa fra 1x104 e 2x104 M⊙ e le sue dimensioni reali sono circa tre volte inferiori rispetto alla bolla denominata Orion Cloak, nella regione centrale del Complesso di Orione, e della superbolla creata dalle stelle dell'Associazione Sco-Cen.[61]

Notes modifica

Note modifica

  1. ↑ 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; no s'ha proporcionat text per les refs nomenades PerseusCloud
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Steenbrugge2003» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 [ REFPL0003] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Liu1981» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  4. ↑ Un declinazione de 32°N equival a una distància angolare del pol nord celeste de 58°; la qual cosa equival a dir que a nord del 58°N l'objecte es presenta circumpolare, mentre a sud del 58°S l'objecte no sorgeix mai.
  5. ↑ Una declinazione di 32°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 58°; il che equivale a dire che a nord del 58°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 58°S l'oggetto non sorge mai.
  6. ↑ 6,0 6,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «prec» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  7. ↑ 7,0 7,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «prec2» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  8. ↑ Per determinar això és suficient valorar amb una qualsevol atlante celeste la distància del Núvol de Perseo del eclittica i calcolare la seva declinazione sostraient aquest valor a 23,5° S, la màxima declinazione australe abastada de la eclittica. Aquest càlcul és naturalment valido solament pel corrent cicle precessionale, havent donat compte que la inclinació de l'eix terrestre varia en el temps i també la posició del sistema solar en la Galàxia varia.
  9. ↑ Per determinare ciò è sufficiente valutare con un qualsiasi atlante celeste la distanza della Nube di Perseo dall'eclittica e calcolare la sua declinazione sottraendo questo valore a 23,5°S, la massima declinazione australe raggiunta dall'eclittica. Questo calcolo è naturalmente valido solo per il corrente ciclo precessionale, dato che l'inclinazione dell'asse terrestre varia nel tempo e anche la posizione del sistema solare nella Galassia varia.
  10. ↑ 10,0 10,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Kirk2006» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  11. ↑ 11,0 11,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Padoan1999» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  12. ↑ 12,0 12,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Miesch1994» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Jørgensen2006» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  14. ↑ 14,0 14,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Muench2007» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Herbig1998» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  16. ↑ 16,0 16,1 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Luhman1998» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  17. ↑ 17,0 17,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Boulard1995» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  18. ↑ 18,0 18,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Avila2001» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  19. ↑ 19,0 19,1 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Storm1974» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  20. ↑ 20,0 20,1 [ REFPL0003] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Walawender2006» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  21. ↑ 21,0 21,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Sargent1979» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  22. ↑ 22,0 22,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «SIMBAD» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  23. ↑ 23,0 23,1 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «vdB» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  24. ↑ 24,0 24,1 [ REFPL0004] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Warin1996» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  25. ↑ 25,0 25,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Getman2002» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  26. ↑ 26,0 26,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Bally1996» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  27. ↑ 27,0 27,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Herbig1974» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 28,3 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Strom1976» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  29. ↑ 29,0 29,1 [ REFPL0003] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Haschick1980» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  30. ↑ 30,0 30,1 [ REFPL0004] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Rodriguez1997» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  31. ↑ 31,0 31,1 [ REFPL0005] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Bachiller2000» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  32. ↑ 32,0 32,1 [ REFPL0006] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Hodapp2005» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  33. ↑ 33,0 33,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Jørgensen2004» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  34. ↑ 34,0 34,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Park2007» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  35. ↑ 35,0 35,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Langer1996» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  36. ↑ 36,0 36,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Beichman1984» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  37. ↑ 37,0 37,1 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Yu1999» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  38. ↑ 38,0 38,1 38,2 38,3 [ REFPL0003] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Walawender2005» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  39. ↑ 39,0 39,1 39,2 39,3 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Bachiller1990» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  40. ↑ 40,0 40,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Hatchell2005» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  41. ↑ 41,0 41,1 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Ladd1993» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  42. ↑ 42,0 42,1 [ REFPL0003] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Alten1997» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  43. ↑ 43,0 43,1 [ REFPL0004] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Walawender2009» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  44. ↑ 44,0 44,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Walawender2004» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  45. ↑ 45,0 45,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Bachiller1986» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  46. ↑ 46,0 46,1 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Bally1997» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  47. ↑ 47,0 47,1 [ REFPL0003] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Davis1997» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  48. ↑ 48,0 48,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Wolf-Chase2000» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  49. ↑ 49,0 49,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Kwon2006» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  50. ↑ [ REFPL0002]
  51. ↑ 51,0 51,1 [ REFPL0003] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Tsujimoto2005» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  52. ↑ Plantilla:Cita pubblicazione
  53. ↑ [ REFPL0001]
  54. ↑ 54,0 54,1 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «de Zeeuw1999» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  55. ↑ 55,0 55,1 [ REFPL0003] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Belikov2002» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  56. ↑ Plantilla:Cita pubblicazione
  57. ↑ 57,0 57,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Olano1987» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  58. ↑ 58,0 58,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Lodieu2005» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  59. ↑ 59,0 59,1 [ REFPL0002] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Herbertz1991» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  60. ↑ 60,0 60,1 [ REFPL0000] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Watson2005» està definit diverses vegades amb contingut diferent.
  61. ↑ 61,0 61,1 [ REFPL0001] Error de citació: Etiqueta <ref> no vàlida; el nom «Heiles1984» està definit diverses vegades amb contingut diferent.

Plantilla:References

Bibliografia modifica

Bibliografia modifica

Textos generals modifica

Testi generali modifica

(anglès) O#'Meara. Cambridge University Press. Deep Sky Companions: Hidden Treasures, 2007. ISBN 0521837049. 

  • (anglès) Robert Burnham, Jr. Deure Publications, Inc.. Burnham#'s Celestial Handbook: Volum Two, 1978. 
  • (anglès) Thomas T. Arny. McGraw-Hill. Explorations: An Introduction to Astronomy, 2007. ISBN 0073213691. 
  • AA.VV. De Agostini. L'Univers - Gran enciclopèdia de l'astronomia, 2002. 
  • Gribbin. Garzanti. Enciclopèdia d'astronomia i cosmologia, 2005. ISBN 88-11-50517-8. 
  • Owen, W. [et al.].. El Viaggiatore. Atlante il·lustrat de l'Univers, 2006. ISBN 88-365-3679-4. 

Textos específics modifica

Testi specifici modifica

Sobre l'evolució estel·lar modifica

Sull'evoluzione stellare modifica

(anglès) Lada; N. D. Kylafits. Kluwer Academic Publishers. The Origin of Stars and Planetary Systems, 1999. ISBN 0-7923-5909-7.  [ ] De Blasi. CLUEB. Els estels: naixement, evolució i mort, 2002. ISBN 88-491-1832-5.  [ ] Abundi. Sandit. Univers en evolució del naixement a la mort dels estels, 2007. ISBN 8889150327. 

Sobre el Núvol de Perseo modifica

Sulla Nube di Perseo modifica

Bally, J.; Walawender, J.; Johnstone, D.; Kirk, H.; Goodman, A. «The Perseus Cloud». Handbook of Estar Forming Regions, Volum I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, 4, desembre 2008, pàg. 308. ISBN 978-1-58381-670-7.

Papers celesti modifica

Carte celesti modifica

Error en el títol o la url.«». - Atlante celeste lliurement scaricabile en format PDF. [ ] Tirion, Rappaport, Lovi. Willmann-Bell, inc.. Uranometria 2000.0 - Volum ELS - The Northern Hemisphere to -6°, 1987. ISBN 0-943396-14-X.  [ ] Tirion, Sinnott. Cambridge University Press. Sky Atlas 2000.0, 1998. ISBN 0-933346-90-5.  [ ] Tirion. Cambridge University Press. The Cambridge Estar Atlas 2000.0, 2001. ISBN 0-521-80084-6. 

Veus correlate modifica

Voci correlate modifica

Objectes no estel·lars en la constel·lació de Perseo

Enllaços externs modifica

Collegamenti esterni modifica

The Perseus Molecular Cloud Photo

Plantilla:Complessi nebulosi giganti galattici

Plantilla:Complessi nebulosi giganti galattici Plantilla:Portale


Plantilla:Vetrina


Categoria:Nebuloses d'emissió Categoria:Braç d'Orió

Notes de traducció modifica

  • Les plantilles en vermell són les que no s'han pogut trobar la corresponent plantilla en català. Això no vol dir que no existeixi, sino que no s'ha pogut trobar automàticament, ja sigui per que no hi ha el corresponent enllaç interviqui, o per que, realment, no existeix la plantilla en català. En cas que trobeu la plantilla corresponent us agrairia que li posesiu el seu enllaç interviqui a la plantilla en l'idioma original per poder trobar-la en properes traduccions. Gràcies. --Anskarbot (disc.) 15:07, 24 feb 2014 (CET)
  • Podeu comentar possibles millores en el bot de traducció en aquesta pàgina. --Anskarbot (disc.) 15:07, 24 feb 2014 (CET)
  • Les paraules que el programa Apertium encara no tradueix queden registrades automàticament. Si trobeu alguna millora en la traducció podeu expresar-ho a la mateixa pàgina d'errors. --Anskarbot (disc.) 15:07, 24 feb 2014 (CET)
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Usuari:Anskar/Núvol_de_Perseu&oldid=31567199»