Nube del Toro

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Nube del Toro
Nebulosa oscura
La Nube del Toro
Dati osservativi
(epocaJ2000)
CostellazioneToro
Ascensione retta04h17m24s
Declinazione+28° 33′ 00″
Coordinate galattiche175°; -10°
Distanza460-470a.l.
(140-145pc)
Magnitudine apparente(V)-
Dimensione apparente(V)20°
Caratteristiche fisiche
TipoNebulosa oscura
Galassia di appartenenzaVia Lattea
Dimensioni365a.l.
(112pc)
Caratteristiche rilevantinube molecolarecon stelle in formazione
Altre designazioni
B7; B 18; B 22
Mappa di localizzazione
Nube del Toro
Categoria di nebulose oscure

LaNube del Toro(oNube del Toro-Auriga,a causa della sua estensione nella parte sudoccidentale di questa costellazione) è una regione delBraccio di Orionecomposta principalmente da grandi aggregati dinebulose oscure,ben evidenti in quanto oscurano la luce delle stelle della nostra Galassia in direzione dellecostellazionidelToro(da cui prende il nome) e dell'Auriga.

Il complesso si trova a una distanza di circa 460anni luceda noi; a differenza di altri vasti complessi nebulosi, questa nube non appare illuminata e dunque visibile poiché nelle sue vicinanze non sono presentistelle giovani e caldeche ne eccitino e ionizzino i gas, che restano dunque neutri. Nella regione sono presenti alcune stelle di grande importanza, prima fra tutte la celebreT Tauri,il prototipo di una classe distelle variabilimolto giovani associate a nebulosità, levariabili T Tauri.

Osservazione

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Mappa dell'area in cui si estende il sistema di nubi oscure del Toro.

Il complesso del Toro è una struttura nebulosa dell'emisfero borealeceleste, visibile nella parte orientale del Toro; appare come una serie di aree prive di stelle di fondo in direzione di un tratto dellaVia Latteagià abbastanza debole, anche a causa del fatto che si tratta della regione dell'anticentro galattico,ossia la direzione opposta alcentro galattico.

Trovandosi ad unadeclinazionesettentrionale attorno ai 25°N, la costellazione del Toro è ben osservabile da gran parte delle aree abitate dellaTerra,sebbene gli osservatori dell'emisfero nord siano privilegiati; questo tratto di cielo diventacircumpolareoltre ilcircolo polare articoe non visibile a partire da pochi gradi a nord diquello antartico.[1][2]

Storia delle osservazioni

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I primi studi della regione iniziarono nel1852,quandoJohn Russell Hindscoprì una piccola nube 18secondi d'arcoad ovest di una stella di decimamagnitudinepoco a nord delleIadi;nell'arco di 15 anni questa nebulosa diminuì in luminosità e attorno al1868era già invisibile anche ai grandi telescopi. Si trattava di quella che oggi è nota comeNGC 1555,laNube variabile di Hind.Otto Struvescoprì una nuova nebulosa poco ad ovest della precedente; mentre cercava di reperire queste due nubi,Sherburne Wesley Burnham,verso la fine dell'Ottocento,scoprì che la stellaT Tauriera circondata da una piccola nebulosa.[3]Nel corso della prima metà delNovecentofurono compilati cataloghi distelle T Tauri,ossia di variabili irregolari di spettro F5-G5 associate a nebulose oscure o luminose; intense ricerche permisero di scoprire un gran numero di questo tipo di stelle, alcune delle quali si presentavano in piccoli gruppi, leassociazioni T,oppure in grandiassociazioni OB.[4]

Poco dopo la scoperta delle variabili T Tauri,Edward Emerson Barnardiniziò a compiere degli studi fotografici sulle nebulose oscure visibili sul piano galattico;[5]a quel tempo non era ancora stato stabilito se le nebulose oscure fossero regioni vuote della Galassia o nubi di materia che oscura la luce delle stelle retrostanti. Furono questi studi a dirimere la questione. Nell'area del Toro e dell'Auriga sudoccidentale Barnard individuò e catalogò una dozzina di regioni oscure, poste alla distanza di 140-145parsec;[6]nella nube catalogata come B7, Barnard notò alcune condensazioni brillanti e un piccolo numero di piccole nubi circolari del diametro di 5-8primi d'arco,più una lunga e irregolare linea oscura che connette B7 a B22 e una linea più corta che punta verso B18.[5]

Ambiente galattico e linea di vista

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Mappa del Braccio di Orione entro un raggio di 500 parsec dal Sole.

L'area di cielo del complesso del Toro è caratterizzata dalla presenza di diversi addensamenti di stelle di quarta e quinta magnitudine, ben visibili adocchio nudoal punto che sotto buone condizioni atmosferiche è una delle aree maggiormente ricche di stelle di sottofondo osservabili in un cielo notturno. Tuttavia, anche con unbinocolosi nota che questa regione è tanto ricca di stelle di quinta e sesta magnitudine, quanto povera di stelle di brillantezza minore; questo fatto è dovuto alla presenza di una gran quantità di nubi oscuranti.

Che questa regione galattica sia particolarmentepolverosalo si evince con facilità anche dall'ammasso dellePleiadi,le cui stelle sono circondate da diverse tenui nebulose che brillano di riflessione; d'altra parte, l'ammasso delleIadi,fra i più vicini a noi, non mostra evidenza di nebulosità fra le sue stelle. Le Iadi distano da noi circa 150anni luce,[7]mentre le Pleiadi, con una distanza di 440 anni luce,[8]si trovano al limite periferico del complesso nebuloso. A una distanza simile si trova pure la stellaλ Tauri.

Il complesso del Toro è a stretto contatto fisico con unasuperbolladi gas in espansione causata dall'esplosione di un'anticasupernova,laBolla di Eridano,che prende il nome dalla vicinacostellazione di Eridano;[9]oltre questa estesa bolla si trovano alcuneassociazioni stellarimolto sparse, comeCr65, composto da alcune stelle dalla quinta all'ottava magnitudine visibile al confine fra Toro eOrione,la cui distanza è stata stimata sui 310 parsec (circa 1000 anni luce).[10]I dueammassi apertivisibili sullo sfondo,NGC 1647eNGC 1746,sono posti ben al di là della regione oscura a distanze rispettivamente di 540 e 420 parsec (1760 e 1370 anni luce).[10]

Struttura

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Immagine mappata del complesso oscuro del Toro.

Sia lefoto astronomichea lunga esposizione che i vari rilevamenti del cielo mostrano inequivocabilmente che l'area di cielo a oriente del Toro è fortemente oscurata da nubi, che si estendono dal piano galattico in direzione sud-ovest;[11][12]negliultraviolettiè visibile una struttura simile. A seguito delle misurazioni effettuate durante il monitoraggio2MASSe lo studio dei colori delle stelle della regione è emerso che la struttura nebulosa è divisa in due aree con caratteristiche differenti.

Non essendo presenti in prossimità della regione stelle diclasse spettraleO e B, ossiagiganti blu,le nubi oscure sono composte prevalentemente da gas non ionizzato e dunque non luminoso, la cuimassacomplessiva si aggira fra le 30.000 e le 40.000M☉.Tramite osservazioni condotte alle linee delCOa variisotopie all'OHè stata confermata la natura filamentosa osservabile nella banda dellaluce visibilee nel vicinoinfrarosso;[13]all'interno di queste strutture le osservazioni alleonde radiohanno permesso di scoprire alcuni addensamenti di gas molecolare con masse di 1-100 M☉.[14]Con osservazioni a varielunghezze d'onda,sono state scoperte e analizzate le strutture a più piccola scala; grazie all'alta risoluzione angolare di questi rilevamenti sono stati individuati dei punti in cui la materia è in collasso,[15]e in alcuni di essi appare in orbita attorno a un disco che circonda unaprotostella.[16]Nelle regioni più interne di questi dischi sono spesso presenti dellenebulose a riflessionebipolari.[17]

Analizzando le aree più dense, come il bozzolo catalogato come TMC-1/L1534, sono state trovate delle evidenze della presenza dimolecoleinorganiche e organiche anche complesse; a partire daglianni ottantasono state infatti identificate molecole comealogenuri alchilicie strutture complesse inorganiche a base dicarbonio,[18]mostrando che i nuclei della nube possiedono una varietà chimica molto ampia prima della formazione di un eventualedisco protoplanetarioe deipianeti.Una funzione importante nei processi chimici delle nubi del Toro è svolta dai ghiacci, e in particolare delghiacciod'acqua,mentre la massa di ghiaccio diCO2è pari al 25% di quella dell'acqua. Questi ghiacci contribuiscono all'assorbimento luminoso per circa 3 magnitudini, contro i 12 del complesso nebuloso dell'Ofiuco.[19]Alcune osservazioni mostrano inoltre che l'assorbimento muta a seconda della linea di vista, indicando che le caratteristiche chimiche delle regioni vicine allestelle di pre-sequenza principalesono differenti rispetto a quelle nei pressi di stelle stabili.[20]

Fenomeni di formazione stellare

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T Tauri,una giovane stella prototipo di una classe di oggetti stellari giovani.

Stelle di pre-sequenza principale

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All'interno del complesso del Toro è presente una ricca popolazione distelle di pre-sequenza principale,fra cui le famose stelle T Tauri e la stessa stella prototipo di questa classe,T Tauri;queste stelle possiedono una variabilità dell'emissione luminosa e appartengono alle classi spettrali G, K e M, con forti linee di emissione dell'idrogeno neutro e delcalcioionizzato. Nel corso di varie osservazioni condotte a più lunghezze d'onda sono state scoperte tre popolazioni di stelle giovani; queste stelle giovani, note comeprotostelle,sono otticamente invisibili e raggiungono il picco di emissione fra il medio e il lontanoinfrarosso.[21]Nelle regioni più centrali del complesso è stato osservato che molte delle stelle pre-sequenza principale presenti qui si trovano nei pressi delle nubi più dense e oscure, come B7, B18 e B22, mentre altre stelle appaiono proiettate lungo le sottili venature scure che collegano i vari bozzoli. Poiché queste stelle sono spesso più vecchie, le stelle T Tauri di questa regione appaiono meno concentrate nelle nubi oscure rispetto alle classiche stelle T tauri.[22]

Oggetti di Herbig-Haro

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Evidenze del fatto che la formazione stellare è in atto si hanno anche dalla presenza di diversioggetti di Herbig-Haro,che testimoniano la presenza di oggetti stellari in formazione di piccola massa; alcuni di questi oggetti mostrano dei notevolibow shock,nubi arcuate formate dal materiale emesso che si incunea attraverso le dense nubi oscure, mentre altri appaiono associati a delle piccolenebulose a riflessione.[23]

Note

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  1. ^Come si evince da:Tirion, Rappaport, Lovi,Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°,Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987,ISBN0-943396-14-X.
  2. ^Una declinazione di 25°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 65°; il che equivale a dire che a nord del 65°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 65°S l'oggetto non sorge mai.
  3. ^Kenyon, S. J.; Gómez, M.; Whitney, B. A.,Low Mass Star Formation in the Taurus-Auriga Clouds,inHandbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky,vol. 4, ASP Monograph Publications, 2008, p. 405.URL consultato il 21 marzo 2009.
  4. ^Kenyon, Gomez, Whitney,2
  5. ^abBarnard, Edward Emerson; Frost, Edwin Brant; Calvert, Mary R.,A photographic atlas of selected regions of the Milky way,inCarnegie institution of Washington,1927.URL consultato il 21 marzo 2009.
  6. ^Elias 1978; Straiˇzys & Meistas 1980; Meistas & Straiˇzys 1981; Kenyon et al. 1994;Wichmann et al. 1998; Straiˇzys et al. 2003; Loinard et al. 2005, 2007b; Torres et al. 2007
  7. ^Perryman, M.A.C., et al.,The Hyades: distance, structure, dynamics, and age,inAstronomy & Astrophysics,vol. 331, 1998, pp. 81–120.
  8. ^Percival, S. M.; Salaris, M.; Groenewegen, M. A. T.,The distance to the Pleiades. Main sequence fitting in the near infrared,inAstronomy and Astrophysics,vol. 429, 2005, p. 887.URL consultato il 29 novembre 2008.
  9. ^Boumis, P.; Dickinson, C.; Meaburn, J.; Goudis, C. D.; Christopoulou, P. E.; López, J. A.; Bryce, M.; Redman, M. P.,Deep Hα imagery of the Eridanus shells,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 320, n. 1, gennaio 2001, pp. 61-65,DOI:10.1046/j.1365-8711.2001.03950.x.URL consultato il 6 marzo 2009.
  10. ^abDias, W. S.; Alessi, B. S.; Moitinho, A.; Lépine, J. R. D.,New catalogue of optically visible open clusters and candidates,inAstronomy and Astrophysics,vol. 389, luglio 2002, pp. 871-873,DOI:10.1051/0004-6361:20020668.URL consultato il 18 febbraio 2009.
  11. ^Cardelli, Jason A.; Clayton, Geoffrey C.; Mathis, John S.,The relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction,inThe Astrophysical Journal,vol. 345, ottobre 1989, pp. 245-256,DOI:10.1086/167900.URL consultato il 20 marzo 2009.
  12. ^Whittet, D. C. B.; Gerakines, P. A.; Hough, J. H.; Shenoy, S. S.,Interstellar Extinction and Polarization in the Taurus Dark Clouds: The Optical Properties of Dust near the Diffuse/Dense Cloud Interface,inThe Astrophysical Journal,vol. 547, n. 2, febbraio 2001, pp. 872-884,DOI:10.1086/318421.URL consultato il 20 marzo 2009.
  13. ^Duvert et al. 1986; Ungerechts & Thaddeus 1987; Kramer & Winnewisser 1991; Zhou et al. 1994; Abergel et al. 1994; Abergel et al. 1995; Onishi et al. 1996, 1998, 2002; Blitz & Williams 1997; Codella et al. 1997; Juvela et al. 1997; Goldsmith et al. 2008; Narayanan et al. 2008
  14. ^Benson, P. J.; Myers, P. C.,A survey for dense cores in dark clouds,inAstrophysical Journal Supplement Serie,vol. 71, settembre 1989, pp. 89-108,DOI:10.1086/191365.URL consultato il 20 marzo 2009.
  15. ^Ohashi et al. 1991; Barsony & Chandler 1993; Ohashi et al. 1996, 1997a,b; Chandler & Richer 2000; Hogerheijde & Sandell 2000; Hogerheijde 2001
  16. ^Sargent & Beckwith 1991; Kawabe et al. 1993; Terebey et al. 1993; Hayashi et al. 1993; Guilloteau & Dutrey 1994; Koerner & Sargent 1995; Mundy et al. 1996;Wilner et al. 1996; Andr´e et al. 1999; Belloche et al. 2002
  17. ^Tamura et al. 1991; Kenyon et al. 1993b; Lucas & Roche 1996, 1997, 1998; Wood et al. 1996, 1998, 2001, 2002; Whitney et al. 1997; Hartmann et al. 1999; Padgett et al. 1999; Cotera et al. 2001
  18. ^Irvine & Schloerb 1984; Takano et al. 1990; Bell & Matthews 1985; Kawaguchi et al. 1992; Irvine et al. 1988; Minh et al. 1993; Langer et al. 1997; Foss´e et al. 2001; Minowa et al. 1997; Kaifu et al. 2004; Br¨unken et al. 2007
  19. ^Whittet, D. C. B.; Bode, M. F.; Longmore, A. J.; Adamson, A. J.; McFadzean, A. D.; Aitken, D. K.; Roche, P. F.,Infrared spectroscopy of dust in the Taurus dark clouds - Ice and silicates,inRoyal Astronomical Society, Monthly Notices,vol. 233, luglio 1988, pp. 321-336.URL consultato il 20 marzo 2009.
  20. ^Leinert, Ch.; Beck, T. L.; Ligori, S.; Simon, M.; Woitas, J.; Howell, R. R.,The near-infrared and ice-band variability of Haro 6-10,inAstronomy and Astrophysics,n. 369, aprile 2001, pp. 215-221,DOI:10.1051/0004-6361:20010111.URL consultato il 20 marzo 2009.
  21. ^Kenyon, Gomez, Whitney,7
  22. ^Kenyon, Gomez, Whitney,8
  23. ^Kenyon, Gomez, Whitney,19.

Bibliografia

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Porzione della Nube molecolare del Toro in prossimità della stellaφ Tauri.

Libri

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Opere generali

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  • (EN) Stephen James O'Meara,Deep Sky Companions: Hidden Treasures,Cambridge University Press, 2007,ISBN0-521-83704-9.
  • (EN)Robert Burnham, Jr.,Burnham's Celestial Handbook: Volume Two,New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • (EN) Chaisson, McMillan,Astronomy Today,Englewood Cliffs, Prentice-Hall, Inc., 1993,ISBN0-13-240085-5.
  • (EN) Thomas T. Arny,Explorations: An Introduction to Astronomy,3 updatedª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007,ISBN0-07-321369-1.
  • AA.VV,L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia,Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin,Enciclopedia di astronomia e cosmologia,Milano, Garzanti, 2005,ISBN88-11-50517-8.
  • W. Owen, et al,Atlante illustrato dell'Universo,Milano, Il Viaggiatore, 2006,ISBN88-365-3679-4.
  • J. Lindstrom,Stelle, galassie e misteri cosmici,Trieste, Editoriale Scienza, 2006,ISBN88-7307-326-3.

Sull'evoluzione stellare

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  • (EN) C. J. Lada, N. D. Kylafits,The Origin of Stars and Planetary Systems,Kluwer Academic Publishers, 1999,ISBN0-7923-5909-7.
  • A. De Blasi,Le stelle: nascita, evoluzione e morte,Bologna, CLUEB, 2002,ISBN88-491-1832-5.
  • C. Abbondi,Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle,Sandit, 2007,ISBN88-89150-32-7.
  • M. Hack,Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo,Milano, Sperling & Kupfer, 2004,ISBN88-8274-912-6.

Carte celesti

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Pubblicazioni scientifiche

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Voci correlate

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Argomenti generali

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Argomenti specifici

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Fenomeni correlati

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Altri progetti

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