Nebulose

Una nebulosa (dal latino: nuvola: pl. Nebulae) è una nuvola interstellare di polvere, idrogeno e plasma. Originariamente il termine nebulosa veniva impiegato per indicare un qualsiasi oggetto astronomico di grandi dimensioni, incluso le galassie (per esempio la Nebulosa di Andromeda faceva riferimento alla Galassia di Andromeda prima che le galassie venissero scoperte da Edwin Hubble). Le nebulose spesso hanno delle regioni adatte alla formazione delle stelle, come nella Nebulosa Aquila. Una di queste regioni si può notare nella famosa immagine della NASA, I Pilastri della Creazione. In queste regioni, la formazione di gas, polvere e altra materia che si aggregano per formare una massa maggiore, attraggono ulteriore materia fino a raggiungere le dimensioni necessarie per diventare una stella. Si pensa che la materia residua possa intervenire a formare i pianeti e altri corpi del sistema planetario.


Formazione

Molte nebulose si formano grazie al collasso gravitazionale del gas presente nel mezzo interstellare. Mentre la materia collassa sotto il proprio peso, si possono formare stelle massive al centro che ionizzano il gas circostante con la loro radiazione ultravioletta, creando il plasma (il quarto stato della materia). Un esempio di questo tipo di nebulosa è la Nebulosa Rosetta o la Nebulosa Pellicano. Le dimensioni di queste nebulose variano in base alla grandezza originaria della nuvola di gas.

Alcune nebulose sono il risultato dell'esplosione di una supernova. La materia scagliata via dall'esplosione viene ionizzata dai residui della supernova. Il migliore esempio di questo tipo di nebulosa è la Nebulosa del Granchio nella costellazione del Toro. È il risultato della supernova SN 1054, registrata nel 1054. il centro della nebulosa è una stella di neutroni creata durante l'esplosione.

Altre nebulose possono diventare nebulose planetarie. Questo è l'ultimo stadio della vita di una stella di bassa massa come il nostro Sole. Le stelle con una massa di 8-10 masse solari, si evolvono in gigante rossa e lentamente perdono i loro strati esterni durante le pulsazioni nella loro atmosfera. Quando una stella ha perso una quantità sufficiente di materia, la sua temperatura aumenta e la radiazione ultravioletta emessa, è capace di ionizzare la nebulosa circostante che è stata spazzata via precedentemente.

Nebulosa diffuse

La maggior parte delle nebulose sono diffuse e ciò significa che sono molto estese e che non hanno dei confini ben definiti. Nella luce visibile queste nebulose possono essere suddivise in nebulose a emissione e in nebulose a riflessione in base a come viene creata la luce che vediamo. Le nebulose a emissione contengono gas ionizzato (per la maggior parte idrogeno ionizzato) che produce linee spettrali di emissione. Spesso vengono denominate Regioni H II che deriva dal linguaggio professionale degli astronomi riferendosi all'idrogeno ionizzato. A differenza delle nebulose a emissione, quelle a riflessione non producono propria luce visibile a sufficienza, ma riflettono invece la luce delle stelle nelle vicinanze.

La nebulosa oscura è simile alla nebulosa diffusa, ma non è visibile grazie alla propria luce emessa oppure grazie alla luce riflessa. Esse si manifestano come delle nuvole nere di fronte a stelle più distanti o nebulose a emissione.

Nonostante queste nebulose sembrino diverse viste nelle varie lunghezze d'onda ottiche, esse brillano tutte se osservate nell'infrarosso. Questa radiazione arriva dalla polvere della nebulosa.


Nebulosa planetaria

Le nebulose planetarie sono nebulose che si formano dal gas espulso dalle stelle a bassa massa quando si trasformano in nane bianche. Queste nebulose sono a emissione con radiazione spettrale simile a quella trovata nelle regioni di formazione stellare. Tecnicamente, esse sono delle regioni H II in quanto la maggior parte dell'idrogeno sarà ionizzato. Tuttavia, le nebulose planetarie sono più dense e più compatte delle nebulose a emissione. I primi astronomi che osservarono questi oggetti pensarono che le nebulose somigliassero ai dischi di pianeti, nonostante non siano per niente relazionati ai pianeti. Da qui l'origine del nome nebulosa planetaria.


Nebulosa protoplaneteria

La nebulosa protoplanetaria è un oggetto astronomico che si presenta durante il breve stadio delle ultime fasi dell'evoluzione stellare, quando la stella generatrice si trova tra il ramo asintotico delle giganti e la fase di nana bianca. Le nebulose protoplanetarie emettono una forte radiazione infrarossa, e costituiscono un tipo particolare di nebulosa a riflessione. Si tratta della penultima fase evolutiva ad alta luminosità nel ciclo vitale delle stelle di massa intermedia.


Resto di supernova

Una supernova si forma quando una stella di grande massa raggiunge la fine della sua vita. Al termine della fusione nucleare che avviene al suo centro, la stella collassa su se stessa. Il gas che sta cadendo può rimbalzare oppure si può surriscaldare espandendosi verso l'esterno, causando l'esplosione della stella. L'espansione del gas forma un Resto di supernova che è un tipo speciale di nebulosa diffusa.


 Nebulosa del granchio
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a Nebulosa del Granchio (nota anche come Nebulosa Granchio o con le sigle di catalogo   M1 e NGC 1952) è il primo oggetto del catalogo di Charles Messier, scoperta nel 1731 da John Bevis. È un resto di supernova: una nebulosa di gas in espansione, espulsi dall'esplosione di una supernova registrata il 4 luglio 1054, che fu registrata dagli astronomi cinesi e arabi dell'epoca. La nebulosa è oggi larga più di sei anni luce, si sta espandendo alla velocità di 1500 km/sec e ha una massa totale di circa 4,6 ± 1,8 M. La supernova che la produsse fu abbastanza brillante da essere visibile ad occhio nudo durante il giorno, sorpassando la luminosità di Venere. La Nebulosa del Granchio si trova a circa 6.500 anni luce di distanza, nella costellazione del Toro.

Al centro della nebulosa si trova la pulsar del Granchio (nota anche come PSR B0531+21), una stella di neutroni con un diametro di circa 10 chilometri, scoperta nel 1968: fu la prima osservazione di un'associazione tra pulsar e resti di supernova, una scoperta fondamentale per l'interpretazione delle pulsar come stelle di neutroni.

La Nebulosa del Granchio è spesso usata come calibrazione nell'astronomia a raggi X: è molto luminosa in questa banda, e il suo flusso è stabile (eccetto la pulsar vera e propria). La pulsar fornisce un forte segnale periodico che può essere usato per controllare le temporizzazioni dei sensori a raggi X. Nell'astronomia a raggi X, "Crab" (parola inglese che significa "Granchio") e "milliCrab" sono a volte usate come unità di flusso. Pochissime sorgenti a raggi X hanno una luminosità superiore ad 1 Crab.


 Nebulosa bipolare
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Una nebulosa bipolare è una particolare formazione nebulare caratterizzata da una simmetria assiale bilobata. Gran parte delle nebulose planetarie mostrano un struttura bipolare; potrebbe essere che i due tipi di nebulose siano direttamente correlate da una relazione temporale, ossia l'una potrebbe essere la conseguenza dell'altra.
Dato che le cause esatte di questa struttura nebulare non sono note, si suppone che possano essere legate al processo noto come flusso molecolare bipolare, in cui una stella espelle un getto di materia ad alta energia attraverso le sue zone polari. Una teoria in proposito afferma che questi getti collidano con il materiale disposto attorno alla stella, che può essere composto sia da polvere interstellare, sia da un guscio di materia espulsa da una precedente esplosione di supernova .


 Nebulosa Laguna
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La Nebulosa Laguna (anche nota come Nebulosa diffusa M8, Messier Object 8, Messier 8, M8, o NGC 6523) è una nebulosa diffusa nella costellazione del Sagittario. Fu scoperta da Le Gentil nel 1747.

La nebulosa dista circa 5000 anni luce dalla Terra ed è sede di alcuni oggetti astronomici interessanti, come ammassi aperti (vedi NGC 6530), regioni di formazione stellare, nebulose oscure, giovani stelle, gas caldi. Il nome "laguna" deriva dalla nube di polvere visibile alla sinistra dell'ammasso aperto centrale.

La nebulosa è osservabile anche con un normale binocolo, nel quale si mostra come una macchia chiara estesa e opaca; strumenti più potenti consentono di notare ulteriori particolari, come variazioni di intensità della luminosità, e anche alcune stelle. Strumenti come un telescopio da 200mm di apertura consentono di osservare un gran numero di dettagli.

La Nebulosa Laguna si estende nel cielo per 90'x40', che ad una distanza di 4.100 anni luce, equivalgono a 110x50 anni luce di estensione. Al suo interno si osservano diversi globuli di Bok, ossia nubi di materiale protostellare collassato; i più notevoli di questi sono stati catalogati dal Barnard come B88, B89 e B296. La nebulosa contiene anche una struttura nota come "Nebulosa Clessidra" (nome datole da John Herschel), che però non è da confondere con la omonima nebulosa planetaria, nella costellazione della Mosca -

 Nebulosa Aquila
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La Nebulosa Aquila (anche nota come M 16 o NGC 6611) è un giovane ammasso aperto di stelle nella costellazione della Coda del Serpente, associato ad una nebulosa a emissione, o regione H II (idrogeno ionizzato), catalogata come IC 4703. Questa regione di attuale formazione stellare è distante circa 7.000 anni luce dalla Terra.

L'età tipica di una stella in questo ammasso è di appena 5 milioni di anni, cioè un millesimo dell'età del nostro Sole; la stella più brillante dell'ammasso è di magnitudine 8,24, ben visibile con un binocolo.

Immagini prese nel 1995 col Telescopio Spaziale Hubble hanno aumentato notevolmente il nostro livello di comprensione dei processi in atto all'interno della nebulosa; uno di questi è ripreso nella celebre fotografia dei "Pilastri della Creazione", consistenti in una grande regione di formazione stellare. Le sue aree oscure si pensa che siano associate a delle protostelle. La struttura a "pilastri" ricorda altre strutture simili, come quella della grande area di formazione stellare in Cassiopea, nota con la designazione W5 e soprannominata "Montagne della Creazione".[1]

Combinazioni di immagini a raggi X dell'Osservatorio Chandra ai raggi X e delle immagini del Telescopio Hubble hanno mostrato che le sorgenti di raggi X (provenienti da stelle giovani) non coincidono con i Pilastri.[2] Questo suggerisce che la formazione stellare può aver avuto un picco di intensità circa un milione di anni fa e le sue protostelle non si sono riscaldate a sufficienza da emettere raggi X.

All'inizio del 2007 gli scienziati utilizzando il Telescopio Spaziale Spitzer hanno scoperto l'evidenza che i Pilastri sono stati probabilmente distrutti da una vicina esplosione di supernova avvenuta circa 6000 anni fa, ma che la luce che mostrerà la nuova forma della nebulosa non raggiungerà la Terra ancora per un altro millennio .

 Nebulosa Omega
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La nebulosa Omega (nota anche come Nebulosa Cigno, Nebulosa Ferro di Cavallo, Nebulosa Aragosta, M17, o NGC 6618) è una nebulosa a emissione, scoperta da de Chéseaux nel 1746 e riscoperta da Charles Messier nel 1764, situata nella costellazione del Sagittario .
La nebulosa è molto brillante ed è visibile a occhio nudo in condizioni favorevoli alle basse latitudini (magnitudine 6). Questo è dovuto al fatto che ospita stelle giovani di tipo B nate nella nebulosa che irradiano il gas circostante e l'eccitano. Il colore rosso della nebulosa è quello dell'idrogeno eccitato.

Nell'infrarosso, si è potuto osservare un numero elevato di nubi favorevoli alla formazione di stelle. Al centro della nebulosa si troverebbe un ammasso aperto di una trentina di stelle coperte dalla nebulosa.

Il diametro della nebulosa sfiora i 40 anni luce.

Grazie alla sua luminosità, M17 è facile da localizzare: si trova a 2° a SE della stella γ Scuti. Attraverso uno strumento da 114 mm, munito di un filtro UHC, rivela buona parte delle sue sfumature e dei suoi giochi di luce. A partire da 200 mm la visione è eccezionale, e conviene prendere una foto a lunga posa per catturare il colore rosato.


Nebulosa Laguna
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La Nebulosa Trifida (nota anche come Oggetto di Messier 20, M20, o NGC 6514) è una nebulosa a emissione, ascensione retta 18h 02.3m e declinazione -23° 02', situata nella costellazione del Sagittario.

Deve il suo nome alle tre linee scure di nubi di polvere che la dividono in tre parti. La singola stella massiva visibile al centro è fonte della gran parte dell'illuminazione dell'intera nebulosa. Ha un'età stimata di circa 300.000 anni, che ne farebbe la più giovane regione di formazione stellare conosciuta.

Dista circa 5.000 anni luce dalla Terra ed è osservabile con un binocolo.

L'immagine del Telescopio Spaziale Hubble (che è un ingrandimento della regione evidenziata nella prima figura) mostra una piccola parte della densa nube di polvere e gas, una "culla di stelle" piena di embrioni di stelle. Questa nube dista circa 8 anni luce dalla stella centrale della nebulosa. Il piccolo e stretto getto che sporge dalla testa della nube in direzione dell'angolo superiore sinistro è grande circa tre quarti di anno luce (cioè circa 7.000.000.000.000 km). La fonte del getto è un giovanissimo oggetto stellare nascosto dentro la nube. I getti come questo sono i "gas di scarico" della formazione stellare.

La foto mostra anche un "gambo" (l'oggetto a forma di dito alla destra del getto). Questo gambo rappresenta un notevole esempio di EGG (Evaporating Gaseous Globules, Globuli Gassosi in Evaporazione) che è sopravvissuto perché sulla sua punta c'è un nodo di gas sufficientemente denso da resistere alla corrosione della potente radiazione stellare.

L'immagine è stata presa l'8 settembre 1997, è in falsi colori ed è il risultato della combinazione di 3 distinte immagini: filtro atomi di idrogeno, zolfo ionizzato e ossigeno doppiamente ionizzato.

 Nebulosa Manubrio
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La Nebulosa Manubrio (anche nota come Nebulosa Campana Muta (Dumbell), Nebulosa Manubrio, Messier Object 27, M27, o NGC 6853) è una nebulosa planetaria nella costellazione della Volpetta. Fu osservata per la prima volta da Charles Messier nel 1764 e fu la prima nebulosa planetaria scoperta.

Dista circa mille anni luce dalla Terra, è di magnitudine apparente 7,4, ha un diametro apparente di circa 8 arcominuti e un'età stimata di 3000-4000 anni. La sua dimensione reale è di un paio di anni luce. La stellina centrale è di magnitudine 13.6 e costituisce un ottimo test per telescopi da 200mm sotto cieli bui.

È il tipo di nebulosa che il nostro Sole produrrà quando terminerà la fusione nucleare dell'idrogeno in elio nel suo nucleo.

È una delle più luminose nebulose planetarie del cielo e può essere facilmente osservata anche con un binocolo.

 Nebulose di Orione
m42-nebulosa-di-orione.jpgLa Nebulosa di Orione (nota anche come Messier 42 o M 42, NGC 1976) è una delle nebulose diffuse più brillanti del cielo notturno. Chiaramente riconoscibile ad occhio nudo come un oggetto di natura non stellare, è posta a sud del famoso asterismo della Cintura di Orione,al centro della cosiddetta Spada di Orione, nell'omonima costellazione.

Posta ad una distanza di circa 1.270 anni luce dalla Terra, si estende per circa 24 anni luce ed è la regione di formazione stellare più vicina al Sistema solare. Vecchie pubblicazioni si riferiscono a questa nebulosa col nome di Grande Nebulosa, mentre più anticamente i testi astrologici riportavano lo stesso nome della stella Eta Orionis, Ensis (la spada), la quale però è posta in un'altra parte della costellazione.Si tratta di uno degli oggetti più fotografati e studiati della volta celeste, ed è sotto costante controllo a causa dei fenomeni celesti che hanno luogo al suo interno; gli astronomi hanno scoperto nelle sue regioni più interne dischi protoplanetari, nane brune e intensi movimenti di gas e polveri.

La Nebulosa di Orione contiene al suo interno un ammasso aperto molto giovane, noto come Trapezio.Le osservazioni con i più potenti telescopi (specialmente il Telescopio spaziale Hubble) hanno rivelato molte stelle circondate da anelli di polveri, probabilmente il primo stadio della formazione di un sistema planetario.

La nebulosa è stata riconosciuta come tale nel 1610 da un avvocato francese, Nicolas-Claude Fabri de Peiresc (1580-1637),anche se, date le dimensioni e la luminosità, era certamente conosciuta anche in epoche preistoriche. Tolomeo la identificava come una stella della spada di Orione, di magnitudine 3.

La Nebulosa di Orione è un oggetto dell'emisfero australe, ma è talmente prossimo all'equatore celeste da risultare visibile a tutti i popoli della Terra. Si presenta circumpolare solo in prossimità del polo sud, mentre appare visibile sopra l'orizzonte anche diversi gradi a nord del circolo polare artico.

La nebulosa è ben visibile durante i mesi compresi tra novembre e marzo e può essere facilmente identificata grazie alla celebre sequenza di tre stelle nota come Cintura di Orione: a sud di quest'asterismo si nota un gruppo di stelle disposte in senso nord-sud (la Spada di Orione), la cui "stella" centrale è in realtà proprio la Nebulosa di Orione. Ad occhio nudo ha un aspetto nettamente nebuloso, che continua a mostrarsi tale anche con piccoli binocoli; uno strumento più potente è sufficiente per individuare, al suo interno, un gruppo di stelline azzurre, quattro delle quali sono disposte a formare un trapezio.

L'attuale posizione della Nebulosa di Orione fa sì che, come si è detto, sia visibile da tutti i popoli della Terra. Tuttavia è noto 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

L'ascensione retta attuale della Nebulosa corrisponde a 5h 35m, ossia relativamente prossima alle 6h di ascensione retta, che corrispondono, per la gran parte degli oggetti celesti, alla declinazione più settentrionale che un oggetto possa raggiungere (si noti come l'intersezione dell'eclittica con le 6h di ascensione retta corrispondano al solstizio d'estate); nel caso della Nebulosa di Orione, i 5° di declinazione sud.

Nell'epoca precessionale opposta alla nostra (avvenuta circa 12.000 anni fa), la Nebulosa di Orione aveva un'ascensione retta opposta a quella attuale, ossia prossima alle 18h; in quel punto, gli oggetti celesti raggiungono, tranne nelle aree più prossime al polo dell'eclittica, il punto più meridionale. Sottraendo agli attuali -5° un valore di 47° (pari al doppio dell'angolo di inclinazione dell'asse terrestre),si ottiene un valore di -52°, ossia una declinazione fortemente australe, che fa sì che la Nebulosa di Orione possa essere osservata solo a partire dal 38° parallelo nord (le coste tunisine); ne consegue che in tutta l'Europa, in parte dell'America Settentrional
e
e dell'Asia del nord la nebulosa resti sempre al di sotto dell'orizzonte.

Fra circa 400 anni, la nebulosa raggiungerà le 6h di ascensione retta; dopo di che incomincerà a scendere a latitudini sempre più australi.

Secondo un racconto popolare di origine Maya, l'area della costellazione di Orione era parte di un settore celeste noto come Xibalba, l'oltretomba. Al centro includeva una macchia di fuoco ardente, che corrispondeva appunto alla Nebulosa di Orione. Appare dunque evidente che i Maya, senza l'uso di telescopi, notarono che quest'oggetto aveva caratteristiche diverse dalle stelle, la cui luce è scintillante, ma netta.

Sebbene la nebulosa sia chiaramente visibile come tale anche senza l'ausilio di strumenti, sembra strano che non ci sia menzione di questa sua caratteristica nebulosità prima del XVII secolo. In particolare, né l'Almagesto di Tolomeo, né il Libro delle stelle fisse di Al Sufi cita questa nebulosa, nonostante altri oggetti più o meno apparentemente nebulosi e più o meno luminosi siano citati. Curiosamente, neppure Galileo la cita, nonostante le sue osservazioni da lui condotte con il suo cannocchiale nel 1610 e 1617 proprio in quest'area di cielo. Questi fatti hanno dato luogo a delle speculazioni secondo cui la luminosità della nebulosa sarebbe aumentata notevolmente a seguito dell'aumento di luminosità delle sue stelle interne.

La prima menzione della Nebulosa come tale risale solo al 1610, ad opera di Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, come risulta dalle sue annotazioni. [Cysatus di Lucerna, un astronomo gesuita, fu il primo a pubblicare delle note sulla nebulosa (sebbene con alcune ambiguità), in un libro sulle comete edito nel 1618. Fu scoperta indipendentemente negli anni successivi da alcuni astronomi importanti dell'epoca, come Christiaan Huygens nel 1656 (il quale pubblicò un primo abbozzo nel 1659).
Charles Messier notò per la prima volta la nebulosa il 4 marzo del 1769, nella quale vide pure tre delle stelle del Trapezio. In realtà, la prima osservazione di queste tre stelle è ora accreditata a Galileo, che sembra le avesse osservate già nel 1617, mentre, come detto, non riportò nei suoi scritti notizia della nebulosa circostante; probabilmente ciò è dovuto al campo ristretto del suo cannocchiale. Il Messier pubblicò la prima edizione del suo famoso Catalogo nel 1774. La Nebulosa di Orione fu in questa lista identificata col numero 42, da cui deriva la sua sigla ben nota di M42.

Con l'introduzione della spettroscopia ad opera di William Huggins, fu appurata, nel 1865, la natura gassosa della nebulosa. Henry Draper scattò la prima astrofoto della Nebulosa di Orione la mattina del 30 settembre 1880, passata poi alla storia come la prima foto del cielo profondo della storia.

Nel 1902, Vogel ed Eberhard scoprirono delle differenze di velocità all'interno della nebulosa e dal 1914 gli astronomi hanno utilizzato l'interferometro a Marsiglia per misurare i moti di rotazione e quelli irregolari. Campbell e Moore confermarono questi risultati tramite l'uso di spettrografi, dimostrando la presenza di turbolenze all'interno della nebulosa.

Nel 1931, Trumpler notò che le stelle più luminose vicino al Trapezio formano un ammasso, e fu il primo a dare il nome "Ammasso del Trapezio" all'insieme. Basandosi sulla loro magnitudine e sul loro tipo spettrale, ipotizzò una distanza dell'oggetto di circa 1800 anni luce. Questo valore accorciò di tre volte le stime di distanza indicate all'epoca, sebbene fosse comunque ancora troppo elevato rispetto alle valutazioni moderne.

Nel 1993, il Telescopio Spaziale Hubble fece la sua prima osservazione della Nebulosa di Orione: da allora, il telescopio ha condotto numerosi studi; le sue immagini sono state utilizzate per creare modelli dettagliati in tre dimensioni della nebulosa. Attorno alle stelle di nuova generazione sono stati osservati dei dischi protoplanetari, mentre venivano studiati gli effetti distruttivi degli alti livelli di ultravioletti originati dalle stelle più massive.

Nel 2005 termina la campagna fotografica di immagini ad elevatissimo dettaglio mai prese prima della Nebulosa di Orione, ad opera del Telescopio Spaziale Hubble. Queste immagini sono state riprese durante 104 orbite del telescopio; rivelano oltre 3000 stelle di magnitudine apparente fino alla ventitreesima, incluse minuscole nane brune, delle quali alcune sembra siano doppie. . Un anno dopo, gli scienziati del programma spaziale Hubble hanno annunciato la prima scoperta della massa di una coppia di nane brune che si eclissano a vicenda, catalogate come 2MASS J05352184–0546085. Le componenti della coppia, situata nella Nebulosa di Orione, hanno una massa di circa 0.054 M e 0.034 M rispettivamente, con un periodo orbitale di 9,8 giorni. Sorprendentemente, la stella più massiva delle due sembra essere anche la meno luminosa.

La Nebulosa di Orione fa parte di un vasto complesso di nebulosità noto come Complesso nebuloso molecolare di Orione. Il complesso si estende attraverso l'intera costellazione di Orione, includendo l'Anello di Barnard, la Nebulosa Testa di Cavallo, M43 e la Nebulosa Fiamma. Il forte processo di formazione stellare fa sì che questo sistema nebuloso sia particolarmente visibile nell'infrarosso.

La nebulosa è visibile ad occhio nudo anche dalle aree urbane, in cui è forte l'inquinamento luminoso; appare come una "stella" un po' nebulosa al centro della spada di Orione, un asterismo composto da tre stelle disposte in senso nord-sud, visibile poco a sud della Cintura di Orione. Tale caratteristica nebulosità è ben accentuata attraverso binocoli o telescopi amatoriali.

La Nebulosa di Orione contiene un giovanissimo ammasso aperto, noto come Trapezio a causa della disposizione delle sue stelle principali; due di queste possono essere risolte nelle loro componenti binarie nelle notti propizie. Il Trapezio potrebbe essere parte del grande Ammasso della Nebulosa di Orione, un'associazione di circa 2000 stelle con un diametro di 20 anni luce. Fino a due milioni di anni fa questo ammasso potrebbe aver ospitato quelle che ora sono note come le stelle fuggitive, ossia AE Aurigae, 53 Arietis e Mu Columbae, le quali si dirigono in direzioni opposte all'ammasso con una velocità superiore ai 100 km/s.

Le osservazioni hanno permesso di scorgere sulla nebulosa una tinta di colore verdastro, che si aggiunge alle regioni di marcato colore rosso e blu-violetto. L'alone rosso è ben noto, essendo causato dalla radiazione H-alfa alla lunghezza d'onda di 656,3 nm. Il blu-violetto è dovuto invece alla radiazione riflessa proveniente dalle stelle di classe O, di grande massa e di colore blu.


Il verde invece è stato un enigma per gli studiosi fino alla prima metà del XX secolo, poiché le cause delle linee spettrali sul verde non erano conosciute. Tra le varie speculazioni vi fu quella che affermava che le linee verdi sarebbero state causate da un elemento nuovo, a cui fu dato il nome di "nebulium". Con lo studio della fisica atomica fu in seguito determinato che lo spettro verde è causato da un fenomeno noto come "transizione proibita", ossia la transizione a bassa probabilità di un elettrone in un atomo di ossigeno doppiamente ionizzato. Questa radiazione è però impossibile da riprodurre in laboratorio, poiché dipende dall'ambiente peculiare possibile solo nello spazio profondo.

L'intera area occupata dalla nebulosa di Orione si estende su una regione di cielo di 10° di diametro, includendo nubi interstellari, associazioni stellari, volumi di gas ionizzato e nebulose a riflessione.

La nebulosa possiede una forma grosso modo circolare, la cui massima densità si trova in prossimità del centro;  la sua temperatura si aggira mediamente sui 10.000 K, ma scende notevolmente lungo i bordi della nebulosa. Diversamente alla distribuzione della sua densità, la nube mostra una variazione di velocità e turbolenza in particolare nelle regioni centrali. I movimenti relativi superano i 10 km/s, con variazioni locali fino ai 50 km/s, e forse superiori.

Gli attuali modelli astronomici della nebulosa mostrano una regione grosso modo centrata sulla stella θ1 Orionis C, nell'ammasso del Trapezio, la stella responsabile della gran parte della radi

azione ultravioletta osservata;. Questa regione è circondata da un'altra nube ad alta densità, di forma concava e irregolare, ma più neutra, con campi di gas neutro che giacciono all'esterno della concavità.

A pochi primi in direzione nord-ovest da questa stella si trova uno dei complessi nebulosi molecolari più notevoli dell'intera Nebulosa; in quest'area, nota come OMC-1, il processo di formazione stellare è notevolmente accelerato, sia per la densità dei banchi di gas e polveri, sia per la radiazione ed il vento stellare di θ1 Orionis C.

Gli studiosi hanno dato dei nomi alle varie strutture interne alla Nebulosa di Orione: la fascia scura che si estende da nord intorno alla brillante regione centrale è chiamata Bocca di pesce; le regioni illuminate da entrambi i lati sono chiamate Ali. I nomi di altre strutture sono La spada, La Vela ed altri ancora.

La Nebulosa di Orione è un esempio di "fornace" in cui le stelle prendono vita; varie osservazioni hanno infatti rilevato all'interno della nebulosa circa 700 stelle in vari stadi di sviluppo.

Recenti osservazioni col Telescopio Spaziale Hubble hanno scoperto un numero così elevato di dischi protoplanetari, che al giorno d'oggi la gran parte di quelli conosciuti sono stati osservati entro questa nebulosa. [33] Il telescopio Hubble ha infatti rilevato più di 150 dischi protoplanetari, che sono considerati come lo stadio primario dell'evoluzione dei sistemi planetari. Questi dati sono utilizzati come evidenza che ogni sistema planetario ha origini simili in tutto l'Universo.

Le stelle si formano quando nubi di idrogeno molecolare ed altri gas in una regione H II si contraggono a causa della loro stessa gravità. Come il gas collassa, la nube centrale cresce rapidamente e il gas interno si riscalda a causa della conversione dell'energia potenziale gravitazionale in energia termica. Se la temperatura e la pressione raggiungono un livello sufficientemente alto, inizia la fusione nucleare che dà origine alla protostella.

 

Di solito, un'altra nube di materia resta al di fuori della stella prima dell'innesco del meccanismo di fusione; questa nube in avanzo va a formare il disco protoplanetario della protostella, al cui interno può avvenire la formazione di pianeti. Recenti osservazioni all'infrarosso hanno mostrato come i granuli di polvere di questi dischi possano accrescersi, diventando la base di formazione dei planetesimi.

Una volta che la protostella entra nella fase di sequenza principale, è classificata come stella a tutti gli effetti. Le osservazioni mostrano che, sebbene la gran parte dei dischi planetari possa formare pianeti, l'intensa radiazione stellare dovrebbe distruggere tali dischi attorno alle stelle vicino al Trapezio, se questo gruppo fosse così vecchio quanto le stelle di massa inferiore presenti nell'ammasso circostante.  Da quando sono stati scoperti dischi protoplanetari anche in stelle molto vicine all'ammasso del Trapezio, può esserne dedotto che queste stelle sono molto più giovani rispetto a quelle circostanti.

Una volta formate, le stelle all'interno della nebulosa emettono una corrente di particelle cariche nota come vento stellare. Le stelle più massicce del gruppo OB e le stelle più giovani hanno un vento stellare molto più forte di quello del nostro Sole.  Il vento forma onde d'urto nel momento in cui incontra il gas della nebulosa, il quale quindi forma nubi intense di gas. L'onda d'urto derivata dal vento stellare gioca dunque un ruolo fondamentale nel fenomeno della formazione stellare, compattando le nubi di gas, creando densità non omogenee e causando infine il collasso della nube, in un effetto a catena che alla fine interesserà l'intera nebulosa.

Ci sono tre differenti tipi di onde d'urto nella Nebulosa di Orione. Molti meccanismi sono spiegati alla voce Oggetto di Herbig-Haro.

  • Bow shock: sono fermi e hanno origine quando due correnti di particelle collidono tra loro; si rinvengono vicino alle stelle più calde della nebulosa, dove il vento stellare viaggia alla velocità di migliaia di km al secondo, e nelle regioni esterne della nebulosa, dove la loro velocità si aggira sulle decine di km al secondo.
  • Jet-driven shock, letteralmente "urto provocato da un getto": si formano da getti di materiale che fuoriescono dalle neonate stelle T Tauri; questi getti ristretti viaggiano a centinaia di km al secondo, urtando il gas che si muove a velocità ridotta.
  • Urti distorti: appaiono a forma di arco e sono prodotti quando un jet-driven shock incontra gas che si muovono in direzioni diverse.

Le dinamiche dei movimenti di gas in M42 sono dunque molto complesse; l'area intorno alle regioni ionizzate è attualmente in contrazione sotto l'effetto della sua stessa gravità.

Le nubi interstellari come la Nebulosa di Orione sono state scoperte in tutte le galassie come la Via Lattea. Esse nascono come piccole macchie di idrogeno neutro freddo intramezzato da tracce di altri elementi; la nube può contenere centinaia di migliaia di masse solari ed estendersi per centinaia di anni luce. La leggera forza di gravità che potrebbe portare al collasso della nube è controbilanciata da una debole pressione del gas nella nube.

Sia a causa della collisione con i bracci di spirale, sia a causa delle onde d'urto causate dalle supernovae, gli atomi possono iniziare a precipitare in molecole più pesanti, producendo così una nube molecolare. Ciò preannuncia la formazione di stelle all'interno della nube, il che avviene entro un periodo di 10-30 milioni di anni all'interno di aree instabili, dove i volumi destabilizzati collassano in un disco; questo si concentra nelle regioni centrali, dove si formerà la stella, che potrà essere circondata da un disco protoplanetario. Questo è lo stato attuale della Nebulosa di Orione, con in più stelle nuove che si formano in un processo a catena come descritto sopra. Le stelle più giovani che ora sono visibili nella nebulosa si ritiene abbiano un'età inferiore ai 300.000 anni, mentre la loro luminosità potrebbe essere iniziata da appena 10.000 anni.

Molti di questi collassi possono dare origine a stelle particolarmente massive, in grado di emettere grandi quantità di radiazione ultravioletta. Un esempio di questo fenomeno è dato dall'ammasso del Trapezio: la radiazione ultravioletta delle stelle massicce al centro della nebulosa allontana il gas e le polveri circostanti in un processo chiamato protoevaporazione. Questo processo è anche responsabile dell'esistenza all'interno della nebulosa di aree "cave", che consentono alle stelle interne di essere vista da Terra. Le stelle più grandi del gruppo avranno una vita molto breve, evolvendo rapidamente ed esplodendo come supernovae.

In circa 100.000 anni la gran parte del gas e delle polveri saranno espulse. Ciò che rimarrà andrà a formare un giovane ammasso aperto, composto da stelle giovani e brillanti. Le Pleiadi sono un famoso esempio di questo tipo di ammasso.

 Nebulosa de Mairan ( parte della nebulosa di Orione )
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La Nebulosa De Mairan (nota anche come M43) è una nebulosa diffusa, ad emissione e a riflessione, situata nella costellazione di Orione

Fa parte della grande Nebulosa di Orione, M42, dalla quale è separata solo apparentemente da una banda di nebulosità oscure; descritta come oggetto con atmosfera simile a quella del Sole dallo stesso scopritore, de Mairan, fu riosservata dal Messier e da Herschel.

La sua magnitudine visuale è di 9.1, che permette di essere osservata anche con un potente binocolo o un piccolo telescopio amatoriale; M43 avvolge la giovane e irregolare "nebulosa variable" NU Orionis, di magnitudine visuale compresa tra 6.5 e 7.6. Pare che M43 sia eccitata da questa stella, e contenga un suo proprio distinto piccolo ammasso stellare che si sarebbe formato in questa porzione della Nebulosa di Orione.

 Nebulosa ad anello
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M57 (anche nota come Nebulosa Anello o NGC 6720) è una nebulosa planetaria visibile nella costellazione della Lira. Dista circa 2000 anni luce dalla Terra e ha un diametro di circa due anni luce. È una delle nebulose più famose.

La forma ad anello è in realtà un effetto prospettico poiché dalla Terra possiamo osservarla da uno dei poli. Se potessimo osservarla dal piano equatoriale avrebbe l'aspetto della Nebulosa Manubrio (M27).

La foto a lato, del Telescopio Spaziale Hubble, mostra in diversi colori le diverse temperature dei gas espulsi dalla stella morente. Dal blu centrale dei gas caldi vicino alla nana bianca, ai più freddi gas rossi delle regioni esterne.

M57 si osserva nella costellazione della Lira, a sud della brillantissima stella Vega; questa stella costituisce il vertice nord-est di un asterismo ben noto come Triangolo Estivo. M57 si trova a circa il 40% della distanza angolare fra β Lyrae e γ Lyrae.

La nebulosa non può essere scorta con un binocolo come un 10x50 e difficilmente anche con modelli superiori come i 20x80; un discorso simile vale per i telescopi: un 75mm appena permette di individuarla, mentre con un 114mm già si può inravedere la struttura ad anello. Strumenti maggiori mostrano alcune zone oscure ad est e ad ovest dell'anello, più alcune aree debolmente nebulose all'interno del disco.

Il periodo migliore per la sua osservazione ricade nei mesi dell'estate boreale, fra giugno e ottobre, tenendo comunque conto che dalla fascia temperata dell'emisfero boreale è comunque presente in gran parte delle notti dell'anno. Dall'emisfero australe la sua osservazione può risultarne più difficoltosa, specialmente dalla fascia temperata più meridionale; risulta essere qui un oggetto tipico dell'inverno australe.

Questa nebulosa fu scoperta da Antoine Darquier de Pellepoix, nel gennaio del 1779, il quale la descrisse come "larga come Giove e dall'aspetto simile ad un pianeta" Nello stesso mese, ma più tardi, Charles Messier la riscoprì indipendentemente mentre compiva degli studi sulla ricerca di comete; fu così che la inserì nel suo celebre catalogo, come il suo 57° oggetto. Sia lui che William Herschel specularono sul fatto che la nebulosa potesse essere un sistema multiplo di stelle deboli impossibili da risolvere con il loro telescopio.
Nel 1800, il conte Friedrich von Hahn scoprì la debole stella centrale della nebulosa; in seguito, nel 1864, William Huggins esaminò lo spettro delle nebulose multiple, scoprendo che alcuni di questi oggetti, fra i quali M57, mostravano uno spettro con brillanti linee di emissione caratteristiche dei gas caldi fluorescenti. Huggins concluse che la gran parte delle nebulose planetarie non fossero composte da stelle non risolvibili come prima immaginato, ma che si trattava effettivamente di oggetti nebulosi.
Le nebulose planetarie si formano quando delle stelle di piccola o media grandezza, come il Sole, esauriscono la loro riserva di idrogeno nel loro nucleo; in questa fase le strutture della stella cambiano per raggiungere un nuovo equilibrio in cui è possibile continuare ad avere le reazioni di fusione nucleare: gli strati esterni così si espandono e la stella diventa una gigante rossa. Quando la temperatura interna aumenta di instabilità, gli strati più esterni possono venir espulsi sia in maniera continua che tramite alcune violente pulsazioni. Questo involucro di gas in espansione forma le nebulosa sferica, illuminata dall'energia ultravioletta della stella centrale.

La nebulosa si trova a circa 2300 anni luce dalla Terra. Possiede una magnitudine apparente di 8,8 e una magnitudine fotografica di 9,7. In un periodo di 50 anni, il tasso di espansione è di circa 1 secondo d'arcosecolo-1, che corrisponde alle osservazioni spettroscopiche di 20–30 km-1. M57 è illuminata da una nana bianca centrale di magnitudine 15,75 (variabile),  la cui massa è circa 1.2M☉ (in masse solari.)

Tutte le parti interne di questa nebulosa hanno una colorazione tendente al blu-verdastro, causata dall'ossigeno doppiamente ionizzato (O2-) alla linea di emissione di 495,7 e 500,7 nm. Queste linee si riscontrano solo in condizioni di densità molto bassa, equivalente ad appena pochi atomi per centimetro cubo. Nelle regiori più esterne dell'anello, parte della colorazione rossa è causata dalle linee di emissione dell'idrogeno, a 656,3 nm, che forma parte della serie di Balmer di linee. Le linee dell'azoto ionizzato (N II) contribuiscono al colore rossastro a 654,8 e 658,3 nm.

M57 è un eswempio di quella classe di nebulose planetarie note come nebulose bipolari, caratterizzate da una simmetria assiale bilobata, mostrando così una struttura ad anello se osservata lungo il suo maggiore asse di simmetria. Appare essere uno sferoide molto allungato con forti concentrazioni di materiale lungo l'equatore; dalla Terra l'asse di simmetria si osserva a circa 30°. In totale, la nebulosità osservata si espande alla velocità stimata in circa 1.610±240 anni.

Studi sulla struttura mostrano che questa planetaria presenta dei nodi caratterizzati da una simmetri aben sviluppata. Tuttavia, queste sono solo delle forme visibili contro l'emissione di fondo dell'anello equatoriale della nebulosa. M57 potrebbe includere al suo interno delle linee di emissione N II situate nelle punte dei nodi di fronte alla stella centrale; tuttavia, molti di questi nodi sono neutri e appaiono solo nelle linee di estinzione. La loro esistenza mostra che sono probabilemnte situati solo molto vicino al fronte di emissione, similmente a come avvien enella nebulosa IC 4406 visibile nella costellazione del Lupo. Alcuni di questi nodi mostrano delle code ben sviluppate talvolta osservabili pure direttamente nello spettro visibile.

La stella centrale fu riconosciuta dall'astronomo ungherese Jenő Gothard il 1° settembre del 1886, attraverso delle immagini prese col suo telescopio a Herény, vicino a Szombathely (ora parte di Szombathely). Negli ultimi duemila anni, la stella centrale della Nebulosa Anello ha lasciato il ramo asintotico delle giganti dopo aver esaurito quel poco che rimaneva della sua riserva di idrogeno. Questa stella non potrà dunque più produrre energia attraverso la fusione nucleare e in termini di evoluzione stellare si avvicina alla fase di conversione in una nana bianca compatta. Questa stella ora è formata soprattutto da carbonio e ossigeno, con un involucro esterno composto da elementi più leggeri. La sua massa è di circa 0,61 - 0,62 masse solari, con una temperatura superficiale di 125.000 K. Attualmente la stella è 200 volte più luminosa del Sole, con una magnitudine apparente di 15,75.

 Nebulosa piccola campana muta
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La nebulosa piccola campana muta (nota anche come nebulosa tappo di sughero, nebulosa farfalla, piccola nebulosa manubrio, Messier 76, M76, NGC 650, o NGC 651) è una nebulosa planetaria nella costellazione del Perseo. È stata scoperta da Pierre Méchain nel 1780 .

La nebulosa possiede due numeri NGC perché si sospettava che fosse una nebulosa doppia con le due componenti in contatto. Invece NGC 651 è soltanto la parte a nord-est della nebulosa. L'aspetto della nebulosa piccola campana muta assomiglia in una certa misura a quello della nebulosa Manubrio M27.

È uno degli oggetti Messier più deboli con la sua magnitudine visuale di 10,1. La zona più brillante della nebulosa ha un diametro di 65 secondi d'arco, mentre l'alone ha un'estensione di 290 secondi d'arco. La stella centrale ha magnitudine di 16,6 e una temperatura di 140.000 K; probabilmente raffreddandosi diventerà una nana bianca in una decina di milioni di anni.

 Nebulosa Gufo
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La nebulosa Gufo (nota anche come nebulosa planetaria M97, Oggetto Messier 97, Messier 97, M97, o NGC 3587) è una nebulosa planetaria nella costellazione dell'Orsa Maggiore. È stata scoperta da Pierre Méchain nel 1781. Il nome "nebulosa Gufo" è stato assegnato da William Parsons nel 1848 a causa delle due macchie scure, che assomigliano agli occhi di un gufo.

M97 è una delle nebulose planetarie più complesse. Il suo aspetto è stato interpretato come una sfera senza poli, con gli occhi del gufo in corrispondenza delle zone povere di materia ai poli. La sua età è stimata in 6.000 anni.

Nebulosa Nord America

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La Nebulosa Nord America (anche nota come NGC 7000) è una nebulosa a emissione nella costellazione del Cigno, vicino a Deneb (la coda del cigno e la sua stella più brillante). La forma della nebulosa disegna il continente nordamericano, soprattutto la costa est, tra il Golfo del Messico e la Florida.

La Nebulosa Nord America è molto grande, occupa un'area di circa 10 volte la grandezza della Luna piena, ma la sua luminosità è debole e non può essere vista a occhio nudo. Con un binocolo ad ampio campo visivo (di circa 3°) appare come una macchia nebbiosa di luce, con cielo sufficientemente scuro. La sua forma particolare, e soprattutto il suo colore rossastro (dalla linea di emissione Hα - Idrogeno Alpha), sono visibili solamente nelle fotografie dell'area.

La Nebulosa Nord America e la vicina Nebulosa Pellicano (IC 5070), sono probabilmente parte della stessa vasta nube interstellare di idrogeno ionizzato (Regione H II). Tra noi e la nebulosa si trova una banda di polvere interstellare che assorbendo la luce delle stelle e della nebulosa alle sue spalle, è responsabile della forma che vediamo. La distanza del complesso nebuloso non è conosciuta con certezza, né è nota la stella che è responsabile della ionizzazione dell'idrogeno; se fosse Deneb, come sostengono alcune fonti, la distanza sarebbe approssimativamente 1800 anni luce, e la sua grandezza assoluta sarebbe di 100 anni luce (6° di diametro apparente). All'interno delle due nebulose sono attivi i fenomeni di formazione stellare.

La scoperta della nebulosa Nord America è attribuita all'astronomo William Herschel.

Nebulosa Pellicano
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La Nebulosa Pellicano (anche nota come IC 5067/70) è una nebulosa a emissione visibile nella costellazione del Cigno, vicino a Deneb (la coda del cigno e la sua stella più brillante).

La nebulosa, anche se più piccola della vicina Nebulosa Nord America, appare con facilità in un telescopio amatoriale; ingrandimenti via via maggiori consentono di rilevare sempre più particolari. Nonostante la sua luminosità, comunque, quest'oggetto resta al di fuori della portata della gran parte dei binocoli, ad eccezione di quelli più potenti. Dall'emisfero boreale si ha la visuale migliore, presentandosi quasi allo zenit alle latitudini temperate medie; dall'emisfero australe appare invece più di difficile osservazione.
La nebulosa ricorda un pellicano, a causa di una nebulosa oscura che segna il bordo settentrionale dell'oggetto, facendolo così rassomigliare ad un becco di pellicano; si tratta da un punto di vista astronomico di una nebulosa ad emissione, molto studiata a causa dei fenomeni di formazione stellare su larga scala che avvengono al suo interno. La luce delle stelle giovani e brillanti formatesi al suo interno illumina il gas della nebulosa, che si ionizza fino diventare luminoso esso stesso. A causa delle forti dinamiche dei suoi gas, la nebulosa varierà forma relativamente in fretta.

Nebulosa Occhio Di Gatto
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La Nebulosa Occhio di Gatto (conosciuta anche con i numeri di catalogo NGC 6543 e C 6) è una nebulosa planetaria visibile nella costellazione del Dragone.

Scoperta da William Herschel il 15 febbraio 1786,[5] fu la prima nebulosa planetaria il cui spettro venne analizzato, ad opera dall'astronomo amatoriale inglese William Huggins nel 1864.[6]

La nebulosa planetaria è stata studiata approfonditamente nel corso degli anni; è relativamente brillante, possiede una magnitudine apparente pari a 9,8 e un'alta luminosità superficiale, sebbene le sue dimensioni apparenti siano piuttosto ridotte.[1]

Strutturalmente è una tra le più complesse nebulose attualmente conosciute: le immagini ad alta definizione fornite dal telescopio spaziale Hubble hanno infatti rivelato ampi getti di materia e numerose strutture a forma di arco.[7] Recenti studi hanno portato alla luce alcuni misteri riguardanti l'intricata struttura di questa nebulosa, che potrebbe essere in parte causata dalle emissioni di materia provenienti da una stella binaria situata nella regione centrale. Non ci sono però ancora evidenze empiriche che attestino ciò. Altro mistero tuttora senza spiegazione sono le grandi discrepanze tra le quantità degli elementi chimici ottenute tramite l'utilizzo di diversi sistemi di misurazione.

Nebulosa Fiamma
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La Nebulosa Fiamma è una nebulosa diffusa visibile nella costellazione di Orione.

Si trova a 1 grado dall'equatore celeste, molto vicina alla brillantissima stella Alnitak, tanto da venirne illuminata ed oscurata dalla sua luminosità. Illuminata, a causa della ionizzazione prodotta dal suo vento solare, ma oscurata a causa dell'eccessiva vicinanza della nebulosa ad una fonte di luce così elevata come quella della stella. Fa parte del grande Complesso nebuloso molecolare di Orione; la sua distanza è incerta.

Nebulosa di Eta Carinae
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La Nebulosa della Carena (nota anche come Nebulosa di Eta Carinae o con le sigle di catalogo NGC 3372 e C 92) è un oggetto celeste posto nel cuore della Via Lattea australe, nella costellazione della Carena. È perfettamente visibile anche ad occhio nudo, sebbene la sua osservazione sia limitata alle regioni dell'emisfero australe terrestre e a quelle tropicali boreali; fu catalogata per la prima volta da Nicolas Louis de Lacaille nel 1751, durante la sua permanenza a Città del Capo.

Si tratta della più grande regione H II conosciuta all'interno della nostra Galassia: le sue dimensioni reali raggiungono i 260 anni luce e circonda diversi ammassi aperti, nonché una delle stelle più massicce conosciute, la variabile η Carinae. Al suo interno sono attivi alcuni fenomeni di formazione stellare, sebbene in misura più ridotta rispetto ad altre nebulose simili: ciò sarebbe un indicatore dell'elevato grado evolutivo di questa nebulosa. La sua distanza è stimata sui 7500 anni luce da noi.

Come prova che la formazione stellare è stata in un passato astronomicamente recente piuttosto intensa, vi sono presenti un gran numero di ammassi aperti e associazioni stellari, tutti composti da giovani stelle molto calde e blu, che eccitano il gas della nebulosa e lo perturbano con il loro forte vento stellare. All'interno della nebulosa sono anche presenti delle sottostrutture molto conosciute, come la Nebulosa Omuncolo, che circonda la stella η Carinae e la "Nebulosa Buco della Serratura", il cui nome le fu assegnato da John Herschel nella prima metà dell'Ottocento.

Nebulosa clessidra
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La Nebulosa Clessidra (nota anche come MyCn 18) è una nebulosa planetaria nella costellazione della Mosca.

Si tratta di una nebulosa molto giovane situata alla distanza di 8000 anni luce dalla Terra; all'epoca della scoperta, avvenuta ad opera di due scienziate americane, fu catalogata come una piccola e debole nebulosa planetaria. Con l'avvento di telescopi di sempre maggior potenza si è potuta analizzare la sua morfologia, la quale si è rilevata essere di una forma perfettamente simmetrica; si pensa che questa curiosa forma sia dovuta all'espansione del veloce vento solare all'interno della nube, che si espande più lentamente e che si presenta più densa nella sua zona equatoriale, mentre nella zona polare, più rarefatta, è stata spazzata via più velocemente.

Nebulosa Anello di Barnard
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L'anello di Barnard è una nebulosa a emissione situata nella costellazione di Orione.

È parte di una nube molecolare gigante che contiene anche la brillante nebulosa di Orione e la nebulosa Testa di Cavallo. L’anello ha la forma di un largo arco, con centro posto approssimativamente nella nebulosa di Orione. Si pensa che le stelle contenute nella nebulosa siano responsabili della ionizzazione dell’intero anello.

L’anello si estende per circa 10 gradi visti dalla Terra, coprendo una vasta parte di Orione: si vede bene nelle fotografie a lunga esposizione, ma è visibile anche con piccoli strumenti in notti particolarmente limpide e scure.

Si stima che la nube disti 1600 anni luce dalla Terra e che abbia una dimensione di 300 anni luce in larghezza. È probabilmente nata da una supernova, esplosa circa 2 milioni di anni fa, e dalla quale possono aver avuto origine molte stelle fuggitive a noi note: si ritiene in particolare che la stella che ha originato la supernova abbia fatto parte di un antico sistema multiplo di stelle, da cui proverrebbero anche i tre astri AE Aurigae, μ Columbae e 53 Arietis.

Nebulosa Rettangolo Rosso
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Un'immagine presa con il telescopio spaziale Hubble rivela nuovi sorprendenti dettagli di una delle nebulose più insolite della nostra galassia. Catalogata come HD 44179, questa nebulosa è chiamata più comunemente "Rettangolo Rosso" a causa della sua forma unica e del colore con cui viene vista dai telescopi da terra. Hubble ha rivelato tutta una serie di caratteristiche del Rettangolo Rosso che non possono essere osservate da terra, a causa della turbolenta atmosfera terrestre. I dettagli sono stati pubblicati sul numero di aprile 2004 della rivista "The Astronomical Journal". "La struttura del Rettangolo Rosso - ha dichiarato il principale autore delle osservazioni, Hans van Winckel dell'Università cattolica di Leuven, in Belgio - è sorprendentemente complessa. Alcune forme hanno addirittura l'aspetto dei pioli di una scala, anche se in realtà di stratta di proiezioni di coni di gas". Le immagini di Hubble rivelano che la nebulosa non è veramente rettangolare, ma presenta una struttura a forma di X che gli astronomi ritengono essere dovuta alle emissioni di gas e polvere da parte della stella nel centro. Gli efflussi a forma di cono vengono espulsi dalla stella in due direzioni opposte. Altre curiose configurazioni rendono il Rettangolo Rosso simile a una tela di ragno, una forma diversa da ogni altra nebulosa conosciuta.

Nebulosa Tarantola
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La Nebulosa Tarantola (nota anche come 30 Doradus o con le sigle di catalogo NGC 2070 e C 103) è una vastissima regione H II situata nella Grande Nube di Magellano. È la più grande regione di formazione stellare conosciuta nel Gruppo Locale di galassie.

Osservazione

Questa nebulosa, di ottava magnitudine apparente, si osserva nella zona nord-orientale della Nube, ed è visibile in prevalenza dall'emisfero australe, dove si presenta circumpolare in tutte le regioni meridionali poste all'esterno della zona tropicale; dall'emisfero nord, al contrario, la nebulosa è visibile solo a sud del Tropico del Cancro.

Impossibile da osservare ad occhio nudo, è individuabile senza difficoltà alcuna tramite un semplice binocolo, in cui si presenta come una macchia tondeggiante dai bordi molto sfumati; le sue ramificazioni luminose appaiono invece in un telescopio amatoriale, che consente di rilevare anche alcuni addensamenti di stelle e ammassi aperti.


Caratteristiche

La Nebulosa tarantola fu ritenuta in un primo tempo una stella, poi chiamata 30 Doradus; nel 1751, Nicolas Louis de Lacaille riconobbe la sua natura nebulare.

La Nebulosa Tarantola ha una magnitudine apparente pari ad 8; considerando la sua distanza di 160.000 anni luce, si tratta di un oggetto estremamente luminoso. Infatti, si tratta della regione di formazione stellare più attiva del Gruppo Locale di galassie; al suo centro, un ammasso estremamente compatto di stelle calde e giovani produce la maggior parte dell'energia che rende visibile la nebulosa. La reale dimensione della Nebulosa Tarantola è di circa 1.000 anni luce;se fosse posta alla stessa distanza della Nebulosa di Orione (un'altra regione di formazione stellare, visibile ad occhio nudo) sarebbe 60 volte più grande della luna piena. Nelle aree centrali della nebulosa si trova un ricchissimo e compatto ammasso di stelle, noto come R136a, il quale è il principale responsabile dell'illuminazione e dell'eccitamento dei gas della nebulosa.Un altro ammasso è Hodge 301.

La Nebulosa Tarantola è stata la sede di un'esplosione di supernova, la cui luce è giunta a noi nel 1987: la supernova SN 1987a, una delle più studiate, data la sua relativa vicinanza (fu visibile anche ad occhio nudo, con una magnitudine apparente pari a 4,0).


Nebulosa Boomerang
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La Nebulosa Boomerang è una nebulosa protoplanetaria nella costellazione del Centauro.

Si trova ad una distanza di circa 5000 anni luce dalla Terra e possiede la temperatura di 1 Kelvin, si tratta cioè del luogo più freddo conosciuto al di fuori dei laboratori di ricerca. La nebulosa si è formata da un getto di materia proiettato dalla stella centrale, ed è in movimento alla velocità di circa 164 km/s, espandendosi velocemente all'esterno, verso lo spazio; questa sua velocità è anche la causa della sua bassissima temperatura.

Questa nebulosa fu fotografata in dettaglio dal Telescopio Spaziale Hubble nel " href="http://srv04.admin.over-blog.com/wiki/1998">1998; si pensa si tratti della fase immediatamente precedente a quella di nebulosa planetaria. Quando invece, nel 1980, fu osservata da terra tramite l'Anglo-Australian Telescope, nonostante la scarsità di dettagli osservata, fu chiaro che la nebulosa possedeva una forma leggermente asimmetrica, suggerendo il nome di Nebulosa Boomerang.

La Nebulosa Boomerang è uno degli oggetti più particolari dell'Universo: con la sua temperatura di -272 °C, ossia 1 kelvin al di sopra dello zero assoluto, è più freddo sia dell'area circostante, sia della radiazione di fondo dell'Universo stesso derivata dal Big Bang, che possiede invece una temperatura di -270 °C.

Nebulosa Elica
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La nebulosa Elica (NGC 7293, o Nebulosa Helix mantenendo il nome inglese) è una delle nebulose planetarie più vicine alla Terra. Si trova a 200 parsec o 650 anni luce dalla Terra nella costellazione dell'Aquario e ha un diametro angolare di circa 0.5°. È stata scoperta da Karl Ludwig Harding prima del 1824.

Ha un aspetto molto simile alla nebulosa Anello. È anche simile per dimensione, età e caratteristiche fisiche alla nebulosa Manubrio; le significative differenze nell'aspetto sono conseguenza della relativa vicinanza e del diverso angolo da cui la vediamo.

La nebulosa Elica è stata chiamata spesso come l'Occhio di Dio, nelle leggende della rete, sin dal 2003 .

La nebulosa Elica (NGC 7293, o Nebulosa Helix mantenendo il nome inglese) è una delle nebulose planetarie più vicine alla Terra. Si trova a 200 parsec o 650 anni luce dalla Terra nella costellazione dell'Aquario e ha un diametro angolare di circa 0.5°. È stata scoperta da Karl Ludwig Harding prima del 1824.

Ha un aspetto molto simile alla nebulosa Anello. È anche simile per dimensione, età e caratteristiche fisiche alla nebulosa Manubrio; le significative differenze nell'aspetto sono conseguenza della relativa vicinanza e del diverso angolo da cui la vediamo.

La nebulosa Elica è stata chiamata spesso come l'Occhio di Dio, nelle leggende della rete, sin dal 2003.

La nebulosa Elica è un esempio di una nebulosa planetaria formatasi alla fine della vita di una stella di tipo solare. Gli strati gassosi esterni della stella espulsi nello spazio appaiono dal nostro punto di vista come se guardassimo dall'alto un'elica. Il nucleo centrale della stella, destinato a diventare una nana bianca, risplende così intensamente da rendere fluorescente il gas precedentemente espulso.

La nebulosa si trova a circa 650 anni luce dalla Terra nella costellazione dell'Acquario, e ha una dimensione di circa 2,5 anni luce. Le fotografie recenti di Helix sono delle composizioni di nuove immagini ottenute dallo strumento ACS del Telescopio Spaziale Hubble e immagini con grande angolo di visuale ottenute da un telescopio da 0,9 m presso l'Osservatorio Nazionale Kitt Peak.

Sulla base della velocità di espansione, di 31 km/s, si stima che abbia 10.600 anni.

Nebulosa spirografo
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La nebulosa Spirografo conosciuta anche con il nome di IC 418 , è una nebulosa planetaria situata nella costellazione della Lepre.

Il nome deriva dal fatto che l'aspetto della nebulosa ricorda i disegni creati con lo Spirograph, uno strumento composto da una serie di elementi forati, con cui si disegnavano spirali concentriche e disegni basati su cerchi e curve.

E' probabile che la stella originariamente presente al centro di IC 418 fosse in passato una gigante rossa e la nebulosa sarebbe quindi ciò che rimane degli strati più esterni dopo che questi sono stati espulsi. I resti della stella, presenti al centro della nebulosa, tra alcune decine di migliaia di anni diverranno una nana bianca. Una simile evoluzione probabilmente avverà anche per il nostro Sole, ma solo fra alcuni miliardi di anni. La sua distanza si aggira sui 2000 anni-luce dalla Terra.