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

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, catalogata come [[IC 1831|Ced 8]], 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'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>

 

 

Un secondo [[resto di supernova]] è stato individuato circa 1° ad ovest di W3 ed è stato catalogato come HB&nbsp;3; la bolla è stata scoperta nel continuum radio e la sua [[velocità radiale]] fa pensare che sia in interazione con il complesso nebuloso W3.<ref>{{cita pubblicazione|autore=Routledge, D.; Dewdney, P. E.; Landecker, T. L.; Vaneldik, J. F.|titolo=The structure of atomic and molecular gas in the vicinity of the supernova remnant HB3|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A%26A...247..529R|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume?247|numero=2|pagine=529-544|anno=1991|mese=luglio|accesso=14 ottobre 2009}}</ref>