La Nube di Perseo è un complesso di gas e polveri oscure che si estende alle alte latitudini galattiche per oltre 20° apparenti di estensione; appartiene al Braccio di Orione e si trova ad appena 300 parsec (980 anni luce) dal sistema solare, in direzione della costellazione di Perseo, da cui prende il nome.
Grazie alla sua vicinanza, è una delle regioni nebulose più facili da studiare, in particolare per quanto riguarda la comprensione dei meccanismi di formazione delle stelle di piccola e media massa; essendo infatti una nube minore del braccio di spirale in cui si trova, al suo interno non avvengono fenomeni di formazione di stelle di grande massa, come invece si verifica in regioni più cospicue, come nel Complesso nebuloso molecolare di Orione o in quello di Cefeo.
Associata alla nube di Perseo vi è l'associazione Perseus OB2, che con la sua distanza di circa 300 parsec è una delle associazioni OB più vicine al sistema solare; essa rappresenta la prima generazione di stelle originatesi nella regione della nube. La formazione della seconda generazione di stelle è invece ancora in atto e ha luogo in particolare nella sezione più occidentale della nube, all'interno di alcuni bozzoli oscuri e specialmente nella nebulosa NGC 1333.
Osservazione
La regione della Nube di Perseo si estende nella parte meridionale dell'omonima costellazione, in una parte di cielo in cui si osservano alcune nebulose note fin dall'inizio dell'Ottocento e facenti parte del complesso; fra queste vi sono NGC 1333, nella parte più occidentale della nube, una nebulosa a riflessione illuminata da stelle calde e molto giovani, e IC 348, una delle regioni di formazione stellare in assoluto più vicine al Sole. Queste due nebulose possono essere osservate anche con un telescopio amatoriale di media potenza, meglio se munito di filtri adatti, e sono ben evidenti nelle foto astronomiche a lunga posa. La parte sudoccidentale della nube sconfina nella costellazione dell'Ariete, in una regione in cui è possibile osservare alcune piccole nebulose a riflessione, fra le quali spiccano vdB 16 e vdB 13. La parte più orientale della Nube si estende fin quasi alla Nebulosa California, una delle nebulose boreali più note. I grossi banchi di polveri oscure invece si rivelano indirettamente con facilità al telescopio, grazie alla marcata povertà di campi stellari visibili in questa regione di cielo.
La Nube di Perseo si trova nell'emisfero celeste boreale, a nord dell'eclittica e del brillante ammasso aperto delle Pleiadi; questa declinazione settentrionale fa sì che la sua osservazione sia più facile dalle regioni dell'emisfero boreale terrestre, dove si mostra molto alta sull'orizzonte nelle sere dell'autunno e dell'inizio dell'inverno, ossia quando Perseo e Pleiadi raggiungono il punto più alto sull'orizzonte. Dall'emisfero australe l'osservazione risulta un po' penalizzata, in particolare per quanto riguarda le regioni più orientali della nube, che sono anche le più settentrionali; nonostante ciò, la Nube resta visibile fin quasi alle latitudini subpolari australi.Una declinazione di 32°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 58°; il che equivale a dire che a nord del 58°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 58°S l'oggetto non sorge mai.
È comunque da notare 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. La Nube di Perseo si trova attualmente a circa 3h40m di ascensione retta, abbastanza prossima alle 6h, quando raggiungerà la declinazione più settentrionale, entro poche migliaia di anni; quando si troverà a 18h di ascensione retta, la Nube raggiungerà la declinazione più meridionale, finendo nell'emisfero celeste australe a circa 10°S.Per determinare ciò è sufficiente valutare con un qualsiasi atlante celeste la distanza della Nube di Perseo dall'eclittica e calcolare la sua declinazione sottraendo questo valore a 23,5°S, la massima declinazione australe raggiunta dall'eclittica. Questo calcolo è naturalmente valido solo per il corrente ciclo precessionale, dato che l'inclinazione dell'asse terrestre varia nel tempo e anche la posizione del sistema solare nella Galassia varia.
Struttura
La Nube di Perseo è costituita da un grande addensamento di polveri oscure e gas ed è situata a circa 300 parsec dal sistema solare. Al suo interno sono presenti alcune regioni in cui è stata attiva in tempi astronomicamente recenti (pochi milioni di anni fa) la formazione stellare; ciò è testimoniato dalla presenza di una dozzina di stelle di classe spettrale O e B, molto giovani e di grande massa, che vanno a costituire l'associazione Per OB2, dell'estensione di 50 parsec (circa 160 anni luce). Fra le stelle formatesi in questa nube vi è la brillante , una stella fuggitiva la cui radiazione è la principale responsabile dell'illuminazione della Nebulosa California. La massa totale della nube è di circa 104 M⊙, dunque si tratta di una nube relativamente piccola rispetto alle grandi regioni di formazione stellare galattiche; tuttavia la sua grande vicinanza ne consente uno studio molto approfondito, in particolare per quanto riguarda i fenomeni di formazione di stelle di piccola e media massa, dato che le sue dimensioni favoriscono la nascita di questo tipo di stelle. La sua struttura si presenta di natura filamentosa, con lunghe colonne di polveri non illuminate che si estendono per decine di primi d'arco e anche più; le parti più dense di questi filamenti coincidono con delle strutture più larghe, osservabili nella banda del CO.
Nella Nube sono distinguibili due generazioni di stelle: la più antica è quella che ha dato origine all'associazione Per OB2, e comprende anche il sito della nube IC 348, in cui i processi di formazione stellare hanno avuto luogo fino a 2-4 milioni di anni fa; la formazione delle stelle della seconda generazione è invece ancora in atto ed è evidente nella porzione occidentale della Nube, in particolare nel giovanissimo ammasso NGC 1333, associato a nebulose brillanti e contenente 150 stelle giovanissime. In aggiunta a queste due nubi, fisicamente situate fra le due vi sono alcuni bozzoli oscuri, catalogati come B1, LDN 1448 e LDN 1455, cui sono associate alcune piccole nebulose a riflessione catalogate da Sidney van den Bergh negli anni sessanta. La parte più orientale è invece catalogata come B5.
La Nube presenta una struttura estremamente caotica, come spesso si osserva nelle nubi molecolari; la fitta rete di filamenti, connessioni e regioni più dense è un indizio della presenza di forti turbolenze, dalla velocità superiore a quella del suono locale. All'origine di tali turbolenze vi potrebbe essere l'azione di superbolle in espansione o l'accelerazione causata dal potenziale gravitazionale del braccio di spirale galattico, come anche l'afflusso di gas dalle regioni poste ad una latitudine galattica più elevata, oltre che l'azione della radiazione delle stelle più massicce. Alcune delle strutture secondarie sono circondate da archi di polveri o anche da anelli quasi completi. La velocità radiale delle due estremità della nube variano notevolmente, andando dai 10,5 km s−1 dell'estremità più orientale ai 2 km s−1 delle regioni più occidentali; ciò può essere interpretato in vari modi: la nube potrebbe infatti trovarsi in una condizione di rotazione su sé stessa, oppure potrebbe essere formata da diverse nubi sovrapposte sulla stessa linea di vista, oppure ancora potrebbe essere un effetto dell'azione della velocità delle stelle dell'associazione Per OB2. Alcune osservazioni condotte nel 2005 indicano come improbabile la seconda ipotesi.
Fenomeni di formazione stellare e regioni individuali
Fra i principali indizi dell'esistenza di fenomeni di formazione stellare attivi nella Nube di Perseo vi è la presenza di circa 400 oggetti stellari giovani di Classe I e II identificati dal Telescopio Spaziale Spitzer; nella regione sono presenti anche giovanissime stelle di Classe 0, ossia del primissimo stadio, come pure un gran numero di stelle T Tauri (Classe II). Delle sorgenti identificate dallo Spitzer, circa due terzi sono situate nei due ammassi racchiusi in IC 348 e NGC 1333, mentre il restante terzo si trova sparso in varie aree della Nube. Nel particolare, è da notare che una percentuale notevole di stelle di Classe I è stata rinvenuta all'esterno di questi due ammassi, segno questo che la formazione stellare è molto attiva anche nelle regioni periferiche della Nube e comunque all'esterno degli addensamenti maggiori. Gli oggetti di Classe 0, presenti in numero elevato, non sono tuttavia stati rilevati completamente dal monitoraggio eseguito con lo Spitzer, poiché si presentano molto deboli alla lunghezza d'onda con cui sono state eseguite le osservazioni. In totale in IC 348 sono presenti circa 420 oggetti stellari giovani, contando anche quelli di Classe 0 e di Classe III, mentre nel più giovane NGC 1333 se ne contano in totale circa 150, molti dei quali sono ancora a livello di protostelle; a questi si aggiungono i piccoli aggregati presenti nelle regioni oscure B1, la più grande, più LDN 1448 e LDN 1455.
Per spiegare la maggiore presenza degli oggetti di Classe I nelle regioni disperse e periferiche della Nube piuttosto che nei due maggiori ammassi, è stata avanzata l'ipotesi che gli oggetti stellari giovani all'interno di questi ammassi tendano a perdere più rapidamente i loro involucri di gas; le cause di tale perdita possono essere ricercate o nella leggera radiazione ultravioletta emessa dalle stelle di classe spettrale B e A meno calde che riscalda la superficie delle nubi, operando così una fotolisi, o nella costante pressione causata da getti multipli che erode e consuma gradualmente i vari strati degli involucri, oppure ancora a seguito di incontri ravvicinati fra le componenti stellari dei due ammassi, inevitabilmente più comuni che nelle aree esterne della nube. Tutti questi meccanismi sono evidentemente più efficaci se agiscono all'interno di ammassi estesi, e non in piccoli aggregati di stelle.
Nella nube sono note alcune centinaia di getti molecolari e di oggetti HH, che in assenza di stelle massicce e del loro forte vento stellare sono fra i principali responsabili delle dinamiche attive nel complesso nebuloso molecolare, in particolare a piccole scale; la loro azione può disgregare i nuclei nebulosi più densi e fungere dunque da regolatrice dei fenomeni di formazione stellare, favorendo così la nascita di stelle di piccola massa, dal momento che il gas disperso dalla loro azione non può più essere raccolto dalle stelle in formazione. Nelle nubi molecolari giganti in cui ha luogo la formazione di stelle di grande massa, l'azione combinata del vento stellare delle stelle giganti, la loro radiazione ultravioletta e le successive esplosioni di supernovae possono al contrario disgregare completamente la nube e dunque inibire la formazione di stelle di piccola massa su grande scala.
IC 348