La regione di formazione stellare delle nebulose Cuore e Anima (noto anche come Complesso W3/W4/W5) è un complesso nebuloso di grandi dimensioni, visibile in direzione della costellazione di Cassiopea, in cui hanno luogo intensi fenomeni di formazione stellare; la sua ubicazione fisica all'interno della Via Lattea ricade nel Braccio di Perseo, uno dei bracci principali della nostra Galassia, a circa 6800 anni luce dalla Terra.
Nonostante la grande distanza, la sua osservazione e il suo studio sono facilitati dal fatto che sulla sua linea di vista non è presente alcun oscuramento a causa di polveri oscure, rendendo così particolarmente semplice e efficace la determinazione di un gran numero di strutture, dagli ammassi di stelle di grande massa fino a quelli di piccola massa e di sorgenti ben avvolte nella nebulosità; grazie a questa facilità di osservazione è possibile studiare anche le relazioni fra le stelle di grande massa e il mezzo interstellare circostante, i processi di formazione stellare presenti e anche le tracce di fenomeni passati, consentendo così di tracciare dei modelli evolutivi per i grandi complessi nebulosi molecolari. Inoltre, grazie alla sua visione d'insieme è possibile studiare le grandi strutture come le superbolle e le loro dinamiche, nonché determinare con facilità lo spessore del Braccio di Perseo nel punto in cui il complesso si trova.
La regione del complesso più studiata è quella denominata W3, in cui avvengono i processi di formazione più intensi; dopo la Nebulosa di Orione, W3 è la nebulosa più studiata della volta celeste, in particolare a partire dagli anni ottanta.
Osservazione
La regione delle nebulose Cuore e Anima si trova in direzione di uno dei tratti più settentrionali della Via Lattea, molto in profondità nell'emisfero boreale, nella costellazione di Cassiopea. Le due nubi principali non sono osservabili né ad occhio nudo, né con l'ausilio di un binocolo; per poterle individuare otticamente occorrono strumenti con ingrandimenti superiori a 100 e un cielo molto nitido e buio. Un filtro UHC consente di ottenere un contrasto maggiore, con il quale è anche possibile scorgere le strutture filamentose ospitate in entrambe le nebulose. La loro posizione è circa 5° a nord del celebre Ammasso Doppio di Perseo.
Trovandosi ad una declinazione molto settentrionale, attorno ai 61ºN, le nebulose si presentano circumpolari da gran parte dell'emisfero nord; la costellazione di Cassiopea è una delle figure più classiche delle sere autunnali boreali e si presenta allo zenit in Canada, Europa settentrionale e Russia. Dall'emisfero australe, invece, la visione è molto penalizzata e per gran parte delle sue regioni resta sempre al di sotto dell'orizzonte, non mostrandosi mai.Come si evince da: Una declinazione di 61°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 29°; il che equivale a dire che a nord del 29°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 29°S l'oggetto non sorge mai.
Il complesso nebuloso si trova nel Braccio di Perseo, dunque la grande distanza fa sì che anche le sue stelle più luminose siano osservabili solo con un potente binocolo o un piccolo telescopio; associate alle nubi si trovano un gran numero di stelle a partire dalla decima magnitudine, più alcuni ammassi aperti composti in prevalenza da stelle calde e blu, con un'età molto giovane.
Nelle epoche precessionali
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.
Il tratto di Via Lattea della parte orientale della costellazione di Cassiopea si trova a circa 2h di ascensione retta, che equivalgono al punto in cui l'eclittica, dopo aver intersecato l'equatore celeste (equinozio), prosegue verso nord; l'intersezione delle 18h con l'eclittica corrisponde al solstizio del 22 dicembre, quella delle 6h col solstizio del 21 giugno.
In questa fase precessionale il complesso di Cassiopea tende ad assumere delle declinazioni sempre più settentrionali.Per determinare ciò è sufficiente analizzare le due coordinate fornite dal SIMBAD per gli equinozi vernali del 1950 e del 2000, per un oggetto qualunque appartenente a questa costellazione. Quando, fra circa 4000 anni, il complesso si troverà alle 6h di ascensione retta, raggiungerà il punto più settentrionale: in quell'occasione, si troverà, come si vede nell'immagine a lato, nel punto più vicino al polo nord celeste, poiché quest'ultimo si troverà in direzione della vicina costellazione di Cefeo.
Struttura e regioni H II All'interno della regione sono state scoperte 34 sorgenti IRAS che possiedono una controparte nel lontano infrarosso; 11 di queste si trovano fino a una distanza di 100 parsec (pc) dalla regione del complesso molecolare e possiedono una massa media relativamente bassa, di circa 130 masse solari (M☉). Tre di queste nubi sono associate a delle stelle di classe O o B, mentre le restanti otto costituiscono un ammasso stellare. Sono inoltre noti 19 ammassi stellari, che contengono circa 1600 stelle in totale di magnitudini comprese fra la 11,5 e la 17,5; fra questi ammassi ve ne sono cinque particolarmente ricchi, che contengono da soli circa la metà della popolazione stellare rilevata.
W3
La regione W3, catalogata anche come NGC 896, è la più piccola e la più occidentale del sistema; si tratta di un complesso nebuloso costituito da varie sezioni, catalogate come W3 North, W3 Main e W3(OH), la cui massa, sommata assieme, equivale a circa 70.000 M☉. W3 North comprende la sezione più settentrionale della nube, W3 Main coincide con la parte più luminosa posta ad ovest e W3(OH) è la regione oscura situata poco a sudest di W3 Main. L'intero complesso possiede una forma a guscio, al cui interno si trovano le nubi NGC 896 e IC 1795, che emettono luce visibile.
NGC 896 è uno degli addensamenti nebulosi più brillanti, situato sul settore occidentale della nube, ma non mostra delle concentrazioni di stelle ben definite; IC 1795, al contrario, è circondata sui lati settentrionale e meridionale da associazioni di stelle giovani, facenti parte dei settori W3 Main e W3(OH) rispettivamente. La stella centrale dominante di IC 1795 è una nana blu sulla sequenza principale, catalogata come BD +61° 411, con una magnitudine apparente pari a 10,28 e una classe spettrale O6.5V; in aggiunta a questa vi sono altre tre stelle di classe O e B. La loro età, calcolata tramite i modelli evolutivi stellari dopo aver determinato la loro posizione nel diagramma HR, è compresa fra 3 e 5 milioni di anni, un'età intermedia fra i 6-20 milioni di anni circa della struttura a guscio che racchiude il complesso e 1 milione di anni, che è l'età delle stelle più giovani e ancora avvolte nella nebulosità delle regioni compatte W3 North, Main e (OH).
La regione di W3 Main, in particolare, è uno dei siti più studiati in cui avviene la formazione di stelle di grande massa, dopo quella di Orione; si tratta di una delle aree più dense e ricche di regioni H II comprese entro un raggio di 2000 parsec dal Sole, le quali ospitano e nascondono una giovane associazione di stelle blu, che ionizzano con la loro radiazione le nubi di gas residue. Si possono distinguere diverse regioni distinte, tutte catalogate con lettere dell'alfabeto latino maiuscolo: W3H, W3J e W3K sono delle regioni disperse, W3A, W3B e W3D sono regioni compatte e W3C, W3E, W3F e W3G sono regioni ultracompatte; a queste si aggiungono otto regioni ipercompatte, del diametro reale di circa 0,01 pc, equivalenti visualmente a meno di 1 secondo d'arco. Le immagini riprese a varie lunghezze d'onda, come nel visibile, nell'Hα e ad altre lunghezze, mostrano la presenza di un getto di emissione proveniente da W3 Main che sembra emergere dalla nube molecolare che la circonda. Le stelle eccitatrici di queste regioni minori sono state in gran parte identificate, tramite osservazioni compiute a varie lunghezze d'onda, tra cui le onde radio: si tratta di stelle di classe O.
W4 (Nebulosa Cuore)
W4, nota anche come Nebulosa Cuore a causa della sua forma a due lobi, ha anch'essa una struttura a guscio ed è la più grande fra le tre nebulose principali del complesso; al suo centro si trova l'ammasso aperto IC 1805, designazione con cui talvolta viene indicata anche l'intera nebulosa ad esso associata. Di fatto IC 1805 costituisce la parte centrale della grande associazione Cassiopeia OB6; le stelle più brillanti dell'ammasso sono delle nane blu, 24 delle quali possiedono una massa superiore a 10 M☉, con un'età compresa fra 1 e 3 milioni di anni. Fra queste stelle blu ve ne sono 9 di classe spettrale O, racchiuse entro un raggio di circa 10 pc, mentre il raggio totale dell'ammasso aperto è di circa 18 pc. Di queste stelle di classe O, si è scoperto tramite studi sulla velocità radiale e della curva di Gauss che 6 sono stelle doppie; fra queste ve n'è una, HD 15558, che pare essere una stella tripla.
Nei pressi della nebulosa sono attivi degli episodi multipli di formazione stellare; tramite le immagini ottenute nell'Hα è stata scoperta una superbolla in espansione formata da idrogeno ionizzato dell'estensione di 1200 pc ed emergente dal piano galattico, la cui età, di circa 10-20 milioni di anni, è un'indicatrice del fatto che si sia originata a seguito dell'azione del vento stellare di una prima generazione di stelle massicce. Da questa regione emergono oltre 30 nubi molecolari e globuli dispersi nello spazio circostante, come visto sopra, la cui presenza suggerisce che una volta nella regione si trovasse una nube molecolare gigante, in seguito dissoltasi a causa di un primo intenso episodio di formazione stellare.
W5 (Nebulosa Anima)
W5, nota anche come Nebulosa Anima o Nebulosa Embrione a causa del suo aspetto, appare in luce visibile come una nube fisicamente separata dal complesso W3-W4; ha una forma allungata in senso est-ovest e contiene al suo interno l'associazione di stelle OB catalogata come IC 1848. La nube, che strutturalmente possiede una forma a guscio come le precedenti, è divisibile in due sezioni, indicate come W5-E e W5-W, rispettivamente estese per 35 e 52 pc. W5-E è la sezione orientale e contiene una stella di classe O7V (una nana blu molto calda), BD+59° 0578, il cui vento stellare sembra essere sufficientemente potente da ionizzare l'intera regione in cui si trova; W5-W, la sezione occidentale, contiene invece quattro stelle di classe O, ma ve ne potrebbero essere anche delle altre nella parte orientale della regione, non osservabili perché completamente nascoste dalle dense nubi. Almeno due di queste stelle sono in realtà dei sistemi stellari: BD+59° 553 è una stella tripla, mentre BD+59° 552 è un sistema a quattro stelle. Il punto di intersezione fra le due parti del sistema riporta la sigla IC 1871.
La distribuzione degli oggetti stellari giovani, invece, si concentra in particolar modo a 5 pc all'interno del bordo del guscio di gas ionizzato; la scala temporale di circa 0,5–1 milioni di anni, derivata per l'interazione fra la regione H II in espansione e gli addensamenti in cui si trovano gli oggetti stellari giovani, fa intendere che sia stata l'espansione della stessa regione di gas ionizzato a favorire la formazione di nuove stelle.
Fenomeni di formazione stellare
La regione W3 è sede dei più importanti fenomeni di formazione stellare, che sono stati probabilmente indotti da un fronte di ionizzazione proveniente dall'adiacente regione della Nebulosa Cuore (W4); secondo questa teoria, la prima sede di formazione stellare in W3 sarebbe stata in W3 Main, che a sua volta innescò la formazione in W3(OH) e in W3 North. Secondo altre teorie invece non vi sarebbero relazioni di causa-effetto fra i fenomeni di formazione osservati.