Regione di formazione stellare delle nebulose Cuore e Anima: differenze tra le versioni

Sui bordi della superbolla in espansione di W4 e all'interno della stessa W4 potrebbero essere ancora attivi dei fenomeni residui di formazione di nuove stelle, provocati dalla compressione dei gas del fronte di ionizzazione originatosi dalle stelle più massicce della regione; fra queste vi è la sorgente IRAS catalogata come IRAS&nbsp;02310+6133, più alcune giovani stelle che mostrano emissioni H&alpha;Hα.<ref name="Heyer1996">{{cita pubblicazione|autore=Heyer, Mark H.; Brunt, Christopher; Snell, Ronald L.; Howe, John; Schloerb, F. P.; Carpenter, John M.; Normandeau, M.; Taylor, A. R.; Dewdney, P. E.; Cao, Y.; Terebey, S.; Beichman, C. A.|titolo=A Massive Cometary Cloud Associated with IC 1805|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...464L.175H|rivista=Astrophysical Journal Letters|volume=464|pagine=L175|anno=1996|mese=giugno|doi=10.1086/310099|accesso=[[13 ottobre]] [[2009]]}}</ref> Un altro sito di probabile formazione stellare coincide con una piccola nube situata a sudest della superbolla, in cui si trova la sorgente IRAS&nbsp;02327+6019; la nube potrebbe aver subito l'effetto della compressione del fronte di ionizzazione proveniente dall'ammasso IC&nbsp;1805.<ref name="Carpenter2000"/> Un discorso analogo è valido per IRAS&nbsp;02252+6120 e per altre nubi di massa ridotta che potrebbero dare origine a oggetti di massa molto piccola, come [[nana bruna|nane brune]] o persino oggetti ancora più piccoli, dalla massa pari a quella di un [[pianeta]].<ref name="Gahm2007">{{cita pubblicazione|autore=Gahm, G. F.; Grenman, T.; Fredriksson, S.; Kristen, H.|titolo=Globulettes as Seeds of Brown Dwarfs and Free-Floating Planetary-Mass Objects|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AJ....133.1795G|rivista=The Astronomical Journal|volume=133|numero=4|pagine=1795-1809|anno=2007|mese=aprile|doi=10.1086/512036|accesso=[[13 ottobre]] [[2009]]}}</ref>

Nella nebulosa W5 sono invece noti cinque siti in cui è avvenuta la formazione stellare, di cui soltanto uno è in realtà situato all'interno del complesso nebuloso;<ref name="Carpenter2000"/> questi fenomeni vengono provocati dall'azione dell'ammasso IC&nbsp;1848, situato al centro del complesso.<ref name="Karr2003">{{cita pubblicazione|autore=Karr, J. L.; Martin, P. G.|titolo=Triggered Star Formation in the W5 H II Region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...595..900K|rivista=The Astrophysical Journal|volume=595|numero=2|pagine=900-912|anno=2003|mese=ottobre|doi=10.1086/376590|accesso=[[13 ottobre]] [[2009]]}}</ref> All'interno di diverse nubi situate nelle due sezioni W5-W e W5-E sono presenti dei gruppi di stelle con emissioni H&alpha;Hα, fra le quali spicca la nube AFGL 4029.<ref name="Ogura2002">{{cita pubblicazione|autore=Ogura, Katsuo; Sugitani, Koji; Pickles, Andrew|titolo=Hα Emission Stars and Herbig-Haro Objects in the Vicinity of Bright-rimmed Clouds|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....123.2597O|rivista=The Astronomical Journal|volume=123|numero=5|pagine=2597-2626|anno=2002|mese=maggio|doi=10.1086/339976|accesso=[[13 ottobre]] [[2009]]}}</ref> La distribuzione delle regioni di formazione stellare in W5 differisce infine da quella osservata in W3: infatti mentre in W3 i giovani ammassi aperti e le protostelle di grande massa si trovano retrostanti alla nube, in W5 la formazione di nuove stelle è avvenuta principalmente sul lato delle nubi direttamente esposto alla radiazione ultravioletta osservabile attualmente.<ref name="W"/>

L'ambiente circostante la regione risente profondamente dell'influenza dei fenomeni di formazione stellare passati e presenti; un gran numero di strutture galattiche sono infatti direttamente legate alla presenza del complesso nebuloso. In particolare, la regione circostante W4 è stata studiata in dettaglio per via della presenza di una gigantesca [[superbolla]] che si estende verso nord, ben al di sopra del [[piano galattico]]; questa bolla venne soprannominata ''Perseus Chimney'' (letteralmente "Comignolo di Perseo") a causa della sua forma apparentemente aperta alle latitudini galattiche più settentrionali, e venne scoperta solo verso la fine degli [[anni 1990|anni novanta]], tramite immagini riprese nella banda dell'idrogeno neutro (HI) e poi nell'H&alpha;Hα.<ref name="Normandeau1997">{{cita pubblicazione|autore=Normandeau, M.; Taylor, A. R.; Dewdney, P. E.|titolo=The Dominion Radio Astrophysical Observatory Galactic Plane Survey Pilot Project: The W3/W4/W5/HB 3 Region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJS..108..279N|rivista=Astrophysical Journal Supplement|volume=108|pagine=279|anno=1997|mese=gennaio|doi=10.1086/312957|accesso=[[14 ottobre]] [[2009]]}}</ref><ref name="Dennison1997">{{cita pubblicazione|autore=Dennison, Brian; Topasna, Gregory A.; Simonetti, John H.|titolo=Detection in H alpha of a Supershell Associated with W4|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...474L..31D|rivista=Astrophysical Journal Letters|volume=474|pagine=L31|anno=1997|mese=gennaio|doi=10.1086/310427|accesso=[[14 ottobre]] [[2009]]}}</ref> La parte in cui il gas è più denso è individuabile nel settore più a contatto con il complesso nebuloso di W4, mentre man mano che si sale a latitudini galattiche sempre maggiori il gas si fa più rarefatto e la bolla assume una forma a "U", solo apparentemente aperta verso il bordo più esterno; il diametro massimo in questo punto è di circa 115&nbsp;pc (375&nbsp;al).<ref name="Normandeau1997"/> Uno studio del [[2007]] ha mostrato che la parte superiore della superbolla possiede una sottile parete e che dunque non si è ancora evoluta in un ''Chimney'' (un'apertura del [[mezzo interstellare]] che dalle regioni giacenti sul piano galattico arriva fino ai bordi del [[disco galattico]], aprendosi all'esterno), ma sarebbe probabilmente in procinto di evolversi in tale struttura.<ref name="West2007">{{cita pubblicazione|autore=West, Jennifer L.; English, Jayanne; Normandeau, Magdalen; Landecker, T. L.|titolo=The Fragmenting Superbubble Associated with the H II Region W4|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...656..914W|rivista=The Astrophysical Journal|volume=656|numero=2|pagine=914-927|anno=2007|mese=febbraio|doi=10.1086/510609|accesso=[[14 ottobre]] [[2009]]}}</ref> La sua età, ricavata attraverso modelli della sua dinamica, è stata indicata sui 2,5 milioni di anni, che ricade nel lasso di tempo compreso fra 1 e 3 milioni di anni, che pare essere l'età dell'ammasso IC&nbsp;1805.<ref name="Basu1999">{{cita pubblicazione|autore=Basu, Shantanu; Johnstone, Doug; Martin, P. G.|titolo=Dynamical Evolution and Ionization Structure of an Expanding Superbubble: Application to W4|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...516..843B|rivista=The Astrophysical Journal|volume=516|numero=2|pagine=843-862|anno=1999|mese=maggio|doi=10.1086/307125|accesso=[[14 ottobre]] [[2009]]}}</ref>

All'interno della superbolla sono presenti alcune piccole nubi molecolari, fra le quali ve ne sono due con una massa superiore delle altre e dall'aspetto [[cometa|cometario]]rio, conferito dall'azione della radiazione ultravioletta proveniente delle stelle di grande massa dell'ammasso IC&nbsp;1805; la loro età sarebbe di circa 4 milioni di anni.<ref name="Normandeau1997"/> Le nubi minori presenti invece sul lato orientale dell'ammasso si trovano in sovrapposizione con una deformazione della superbolla, la quale in questo punto avrebbe rallentato la sua espansione proprio a causa della presenza di questi addensamenti. Parte dell'energia che ha contribuito all'espansione della superbolla potrebbe provenire dall'esplosione di una supernova avvenuta circa 1,7 milioni di anni fa, il cui resto è individuabile nella [[stella binaria a raggi X]] di grande massa LS&nbsp;I&nbsp;+61°303, formato da una [[stella Be]] e da una [[stella di neutroni]] o forse un [[buco nero]];<ref name="Massi2004">{{cita pubblicazione|autore=Massi, M.|titolo=LS I +61°303 in the context of microquasars|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...422..267M|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=422|pagine=267-270|anno=2004|mese=luglio|doi=10.1051/0004-6361:20047145|accesso=[[14 ottobre]] [[2009]]}}</ref> il suo [[moto proprio]] suggerisce che si tratti di una [[stella fuggitiva]] espulsa dall'ammasso centrale a causa dell'esplosione della supernova. Al momento dell'esplosione la stella progenitrice avrebbe dovuto avere una massa particolarmente grande, dato il suo brevissimo ciclo vitale derivato dall'età della generazione di stelle di IC&nbsp;1805; in alternativa, la stella potrebbe essersi formata durante un ciclo di formazione stellare precedente a quello che diede origine all'ammasso.<ref name="Mirabel2004">{{cita pubblicazione|autore=Mirabel, I. F.; Rodrigues, I.; Liu, Q. Z.|titolo=A microquasar shot out from its birth place|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...422L..29M|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=422|pagine=L29-L32|anno=2004|mese=luglio|doi=10.1051/0004-6361:200400016|accesso=[[14 ottobre]] [[2009]]}}</ref>