Sh2-54

Sh2-54
Regione H II
Sh2-54.jpg
Dati osservativi
(epoca J2000)
CostellazioneSerpente
Ascensione retta18h 17m 53s[1]
Declinazione-11° 40′ 58″[1]
Coordinate galattichel = 18,7; b = +02,0[1]
Distanza6200[2] a.l.
(1900[2] pc)
Magnitudine apparente (V)-
Dimensione apparente (V)140' x 140'
Caratteristiche fisiche
TipoRegione H II
Classe3 3 3[3]
Dimensioni35,3 a.l.
(10,8 pc)
Altre designazioni
Gum 84/85; RCW 167; W35;
LBN 72,[1] Avedisova 277
Mappa di localizzazione
Sh2-54
Serpens Cauda IAU.svg
Categoria di regioni H II

Coordinate: Carta celeste 18h 17m 53s, -11° 40′ 58″

Sh2-54 è una grande nebulosa a emissione visibile nella costellazione del Coda del Serpente.

Si osserva nella parte orientale della costellazione, circa 1° a sudest della Nebulosa Aquila, con la quale è associata fisicamente; può essere scorta e fotografata attraverso un telescopio amatoriale munito di appositi filtri e oculari a grande campo. Trovandosi quasi a cavallo dell'equatore celeste, può essere osservata da tutte le aree popolate della Terra con facilità senza alcun privilegio; il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale va da dicembre ad aprile.

Struttura e fenomeni di formazione stellare

Componenti stellari

NGC 6604

L'associazione Serpens OB2

Le componenti stellari più massicce legate alla nebulosa Sh2-54 formano un'estesa associazione OB, catalogata con la sigla Serpens OB2; essa coincide con l'ammasso aperto NGC 6604, un giovane gruppo di stelle la cui età è stimata sui 4-5 milioni di anni. La sua distanza, sui 1700 parsec (5500 anni luce) lo mette in relazione con la nebulosa Sh2-54, che fa parte del complesso della Nebulosa Aquila e Omega e dalle cui stelle viene illuminata; questa nebulosa si dispone perpendicolarmente al piano galattico e si estende per circa 200 anni luce in lunghezza e 20 in altezza.[2] L'associazione conta circa un centinaio di stelle giganti di classe O e B[4] che giacciono circa 65 parsec a nord del piano galattico; all'associazione è connessa una stretta formazione a "camino" (dall'inglese "Chimney") di gas caldo ionizzato, un tipo di formazione piuttosto comune nella nostra e in altre galassie (vedi anche il Perseus Chimney), delle dimensioni di circa 200 parsec, che sembra possa giocare un ruolo importante nelle interazioni fra il disco e l'alone galattico, in particolare per quanto riguarda il trasferimento di gas e fotoni.[2] Fra le componenti dell'associazione si trovano diverse stelle ben note in ambito astronomico, come la stella di Wolf-Rayet binaria CV Serpentis, la binaria HD 166734 e la multipla HD 167971.[5] Il forte vento stellare delle sue componenti ha prodotto un fronte di onde d'urto che potrebbero essere responsabili della seconda generazione di stelle originatesi dalla regione, quelle della Nebulosa Aquila, nonché dei processi ancora in atto.[6]

Ambiente galattico

La Nebulosa Omega, una brillante nebulosa situata pochi gradi a sud della Nebulosa Aquila, con la quale appare connessa.

Sh2-54, la Nebulosa Aquila e la Nebulosa Omega fanno parte di un'unico complesso nebuloso molecolare esteso per alcune centinaia di anni luce.[7] Basandosi sulle mappe delle emissioni al 12CO è stato scoperto che le tre nebulose sono connesse da una debole fascia nebulosa, visibile anche nelle immagini riprese a lunga posa e sensibili anche al vicino infrarosso;[8] ciò indicherebbe che le tre nubi costituiscono le aree più dense in cui ha iniziato ad avere luogo la formazione stellare.[5]

Secondo gli scienziati, è anche possibile definire un'evoluzione su scala temporale della nube molecolare: la prima regione dove la formazione stellare ha avuto luogo è quella settentrionale, coincidente con Sh2-54, che ha dato origine all'associazione Ser OB2 circa 4 milioni di anni fa; in seguito i fenomeni di formazione hanno interessato la regione della Nebulosa Aquila, 2-3 milioni di anni fa, e solo recentemente (1 milione di anni fa) la Nebulosa Omega. Le cause dell'estensione dei fenomeni di formazione possono essere state diverse, come l'azione del vento stellare delle stelle che volta per volta si formavano che ha compresso i gas delle regioni adiacenti facendoli collassare su se stessi; simili compressioni potrebbero essere state causate anche dall'esplosione di più supernovae originate dalle stelle più massicce derivate dalla formazione. Un'altra possibilità potrebbe essere invece che la compressione dei gas sia avvenuta man mano che il complesso nebuloso entrava nelle regioni più dense del braccio di spirale su cui si trova.[5]

La nube molecolare gigante possiede una forma a superbolla e molte delle sue stelle giovani associate vi si trovano all'interno; la superbolla tuttavia sembra avere un'età di alcuni milioni di anni superiore a quella della nube stessa, indicando che si tratta di una struttura già esistente prima dell'afflusso della nube. L'interazione con questa superbolla (e non i suoi effetti di espansione) potrebbe essere stata all'origine dei primi fenomeni di formazione stellare nella regione.[5] Secondo alcuni autori questa regione potrebbe essere ancora più estesa, inglobando persino la Nebulosa Laguna, anch'essa nel Braccio del sagittario sebbene si trovi leggermente più vicina a noi, e forse anche la Nebulosa Trifida,[9] anche se questa si trova piuttosto lontana.

Note

  1. ^ a b c d Simbad Query Result, su simbad.u-strasbg.fr. URL consultato il 19 maggio 2010.
  2. ^ a b c d Forbes, Douglas, The Serpens OB2 Association and Its Thermal "Chimney", in The Astronomical Journal, vol. 120, nº 5, novembre 2000, pp. 2594-2608, DOI:10.1086/316822. URL consultato il 19 maggio 2010.
  3. ^ Sharpless, Stewart, A Catalogue of H II Regions., in Astrophysical Journal Supplement, vol. 4, dicembre 1959, p. 257, DOI:10.1086/190049. URL consultato il 19 maggio 2010.
  4. ^ Humphreys, R. M., Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way, in Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 38, dicembre 1978, pp. 309-350. URL consultato il 19 maggio 2010.
  5. ^ a b c d Moriguchi, Y.; Onishi, T.; Mizuno, A.; Fukui, Y., Discovery of a molecular supershell towards two HII regions M16 and M17: Possible evidence for triggered formation of stars and GMCs, in The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume II, held at National Center of Sciences, Hitotsubashi Memorial Hall, Tokyo, luglio 2002, pp. 173-174. URL consultato il 19 maggio 2010.
  6. ^ Reipurth, B., The Young Cluster NGC 6604 and the Serpens OB2 Association, in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications, vol. 5, dicembre 2008, p. 590.
  7. ^ Sofue, Y.; Handa, T.; Fuerst, E.; Reich, W.; Reich, P., Giant stellar-wind shell associated with the H II region M16, in Astronomical Society of Japan, vol. 38, 1986, pp. 347-360. URL consultato il 19 maggio 2010.
  8. ^ Elmegreen, B. G.; Lada, C. J.; Dickinson, D. F., The structure and extent of the giant molecular cloud near M17, in Astrophysical Journal, giugno 1979, pp. 415, 416, 418-427, DOI:10.1086/157097. URL consultato il 19 maggio 2010.
  9. ^ Stalbovskii, O. I.; Shevchenko, V. S., The Structure of Star Formation Regions - Part Three - Individual Regions - Spatial Extent Mass and Edge of the Star Formation Region SAGITTARIUS-1, in SOVIET ASTRONOMY (TR. ASTR. ZHURN.), vol. 25, febbraio 1981, p. 25. URL consultato il 19 maggio 2010.

Bibliografia

  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X.
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5.

Voci correlate

Collegamenti esterni

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