Nuvem Rho Ophiuchi | |
A Nuvem de Rho Ophiuchi. | |
Dados de observação ( Epoch J2000.0 ) | |
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constelação | Ophiuchus and Scorpion |
Ascensão Reta (α) | 16 h 28 m 06 s |
Declinação (δ) | −24 ° 32 ′ 30 ″ |
Coordenadas galácticas | l = 353,2; b = +16,5 |
Localização na constelação: Escorpião Localização na constelação: Ophiuchus | |
Astrometria | |
Distância | 120 a 140 pc (∼391 a 457 al ) |
Características físicas | |
Tipo de objeto | Região HII |
Particularidade (s) | relacionado à associação Haut-Scorpion |
Descoberta | |
Designação (ões) | vdB 106 |
Lista de regiões HII | |
A Nuvem Rho Ophiuchi é uma nuvem molecular gigante na Via Láctea, composta em parte de hidrogênio ionizado e poeira escura . Ela deve seu nome à estrela que domina a região em que está localizada, ρ Ophiuchi , ela própria localizada três graus ao norte de Antares , na constelação de Ophiuchus .
Com uma distância média de apenas 130 parsecs (420 anos-luz ), é uma das regiões de formação estelar mais próximas do sistema solar . Pertence ao conjunto galáctico da associação Escorpião-Centauro , que está na origem da compressão inicial que gerou os processos de formação estelar dentro dele. Morfologicamente, o complexo Rho Ophiuchi parece estar dividido em duas nuvens principais, que carregam as designações de LDN 1688, que forma o núcleo principal, e LDN 1689, de massa inferior. Além disso, vários filamentos nebulosos escuros estão conectados às duas nuvens.
Graças à sua proximidade, esta nuvem constitui um interessante campo de pesquisa sobre a evolução inicial de estrelas de baixa massa e anãs marrons , bem como um laboratório para estudar fenômenos de formação de estrelas em cadeia.
A área do céu em que a nuvem está localizada é fácil de identificar: ela está localizada perto do aglomerado de estrelas azuis brilhantes que compõem a cabeça de Escorpião . Este é um grupo de estrelas fisicamente ligadas, conhecido como o subgrupo do Alto Escorpião (ou associação OB2 Escorpião), que forma a parte norte da Associação Escorpião-Centauro , a Associação OB mais próxima do sistema solar .
A nuvem está centrada nas estrelas ρ Ophiuchi e Antarès . Sua principal característica, vista através de binóculos sob um céu escuro e claro, é a quase total ausência de estrelas de fundo: estrelas de quarta, quinta e sexta magnitudes dominam completamente esta parte do céu, enquanto estrelas de sétima, oitava e nona magnitude parecem quase completamente ausentes. Os binóculos não mostram nenhum vestígio de nebulosidade, mas o escurecimento dos campos de estrelas de fundo é perfeitamente evidente. Um telescópio de alta ampliação revela estrelas de aparência nebulosa perto de ρ Ophiuchi, enquanto toda a área a leste desta continua a parecer notavelmente pobre em estrelas escuras; estrias longas e completamente escuras rodeadas por campos de estrelas relativamente pobres denotam a presença de filamentos escuros. As fotografias são de longa exposição para permitir que você entre em diferentes detalhes da nuvem, cuja cor varia do azul profundo próximo ao ρ laranja Ophiuchi ao redor de Antares.
A nuvem Rho Ophiuchi está localizada no hemisfério celeste meridional , a uma declinação média de 24 ° S; isso torna a observação mais difícil para observadores localizados nas latitudes do norte, embora a região ainda seja totalmente visível, mesmo a menos de 10 ° do Círculo Polar Ártico . Do hemisfério sul sua observação é ótima e, no céu noturno, é visível de maio a outubro. O extremo norte da nuvem é atravessado pela eclíptica ; o Sol passa diante dele entre 30 de novembro e 2 de dezembro, enquanto suas ocultações pela Lua ou pelos planetas do sistema solar são frequentes.
A nuvem Rho Ophiuchi representa um excelente laboratório para o estudo de fenômenos de formação estelar envolvendo estrelas de grandes, médias e baixas massas . Isso pode ser explicado por dois fatores principais. Primeiro, é um dos sistemas de nebulosa ativa de grande massa mais próximos do sistema solar, dada sua distância de apenas cerca de 130 pc (∼424 al ). Isso torna possível observar a nuvem e os fenômenos que estão ativos nela sem ser perturbado por um meio interestelar excessivamente grande ou pela presença de possíveis nebulosas escuras colocadas ao longo da linha de visão . Em segundo lugar, a nuvem está em uma posição que pode ser observada de ambos os hemisférios da Terra, com a única exceção de áreas próximas ou dentro do Círculo Polar Ártico.
O corpo principal da nuvem, designado LDN 1688, está localizado perto da estrela ρ Ophiuchi, que a ilumina parcialmente, tornando-a também visualmente visível como uma nebulosa de reflexão e emissão (esta parte também é designada IC 4604 ). A radiação ultravioleta da estrela e sua cor azulada dão aos gases da nuvem uma cor nitidamente azulada. A nuvem se estende ao sul e SSE em direção à supergigante vermelha Antarès. Parte do gás é iluminada diretamente pela estrela brilhante, como evidenciado pela cor avermelhada que a nuvem assume nesta região. Outras estrelas localizadas ao sul de ρ Ophiuchi são a fonte de iluminação de diferentes seções da nuvem, como vdB 105 . Dois longos filamentos periféricos estendem-se a leste da nuvem; eles são designados LDN 1709, que fica ao nordeste, e LDN 1704, que fica ao norte.
As regiões centrais de LDN 1688 aparecem de natureza granular, com um grande número de pequenas densidades nebulosas sem um corpo central. Porém, três pontos de maior densidade, designados pelas letras A, E e F, predominam. O próprio núcleo A é composto por três concentrações densas de gás frio com massa de 0,5 M appel , denominadas SM 1, SM 1N e SM 2, coincidindo com núcleos pré-estelares. A esses três núcleos principais são adicionados mais de cinquenta núcleos secundários, com massas variando de 0,02 a 6,3 M ☉ . Essas nuvens, que juntas constituem apenas uma pequena fração da massa total de gás da nuvem, podem ser as primeiras fases de um fenômeno de formação estelar que está por vir. Se cada um desses núcleos colapsasse gerando uma estrela, eles poderiam formar uma função de massa inicial .
A nuvem secundária, localizada a sudeste da principal, é designada LDN 1689. Um filamento, LDN 1712, orientado para o nordeste, se conecta a ela. Todos esses filamentos escuros constituem duas correntes paralelas óbvias, também indicadas pelas abreviaturas B44 e B45, que designam, respectivamente, a do sudeste e a do nordeste. As principais responsáveis pelo aquecimento direto do gás e da poeira do complexo da nebulosa são as estrelas da classe espectral B, ou seja, as estrelas azuis de grande massa, localizadas dentro da própria nuvem, enquanto as regiões mais a oeste são afetadas pela influência de HD 147889, uma estrela de sétima magnitude localizada ao sul de ρ Ophiuchi. No total, o complexo nebuloso tem uma massa de 3000 M ☉ , mais da metade da qual está concentrada na nuvem de LDN 1688.
A formação de estrelas dentro da nuvem Rho Ophiuchi é ativa nas regiões mais internas e nas regiões periféricas, particularmente nos longos filamentos que se estendem para o lado oriental do complexo de nebulosa.
Ao longo dos anos, a região LDN 1688 foi pesquisada para identificar e catalogar estrelas e sistemas estelares emergentes e muito jovens. Esses estudos foram realizados tanto no infravermelho próximo, médio e distante, quanto nos campos de raios-x e micro - ondas para detectar fontes de radiação escondidas pelos gases densos na nuvem.
No infravermelho próximo, estrelas T Tauri foram principalmente identificadas, nas quais a porcentagem de sistemas múltiplos parece ser maior do que aquela encontrada em populações comuns de estrelas na sequência principal , mas não de forma particularmente consistente. Usando o Infrared Space Observatory (ISO) e o Spitzer Space Telescope , mapas da região no infravermelho médio e distante foram obtidos. Ao analisar as observações da ISO, 425 fontes foram descobertas. Destas, 16 coincidem com objetos estelares jovens de classe I ( proto-estrelas ) e 92 com estrelas de classe II, com luminosidade maior que 0,03 L ☉ . A estas se somam 14 fontes com espectro plano, ou seja, em fase intermediária entre a classe I e a classe II. Entre os membros da associação, 119 apresentam excesso de radiação no infravermelho , sinal do óbvio obscurecimento causado pelo gás que os rodeia. O número total de estrelas T Tauri identificadas é igual a 200, das quais 123 estão rodeadas por um disco circunstelar denso e 77 estão rodeadas por discos mais dispersos.
Estudos realizados com o Spitzer em uma área de 14,4 graus quadrados ao redor da nuvem revelaram 323 possíveis estrelas da pré-seqüência principal com excesso de radiação infravermelha, identificadas pelo diagrama HR . Destes, 161 estão em LDN 1688, 27 na nuvem vizinha LDN 1689 e 13 na nuvem de borda LDN 1709, também incluída no estudo. Essas fontes coincidem amplamente (cerca de 84%) com as proto-estrelas da classe I. A idade média das proto-estrelas originadas na nuvem é de cerca de 300.000 anos, quase 20.000 vezes menor que a do Sol , que é de 5 bilhões de anos. Ainda usando instrumentos Spitzer , foram realizadas investigações sobre as emissões de silicatos e hidrocarbonetos policíclicos aromáticos de estrelas T Tauri em nuvens LDN 1688 e LDN 1689. As emissões destes últimos compostos são relativamente raras e foram observadas no espectro de algumas das estrelas examinadas, como WL 16, uma estrela Ae / Be de Herbig e SR 21 . Este último mostra, em particular, um disco interno livre de poeira, o que poderia indicar os fenômenos de formação planetária em andamento.
As observações de raios-X dos núcleos densos da nuvem Rho Ophiuchi foram realizadas seguindo o aprimoramento das técnicas de observação nestes comprimentos de onda. 201 estrelas jovens foram detectadas por raios-X na nuvem, e muitas também foram identificadas no infravermelho. A maioria dessas estrelas está localizada dentro dos núcleos A, E e F. Sua função de luminosidade de raios X, considerando uma distância de cerca de 130 pc (∼424 al ), é comparável à obtida para as estrelas do aglomerado de Orion nebulosa . Curiosamente, objetos estelares jovens que emitem raios X parecem piscar constante e alternadamente, tanto que têm sido descritos como uma espécie de " árvore de Natal " de raios X. Esse efeito poderia ser causado, segundo algumas hipóteses, por o aquecimento de seu plasma que é bloqueado por seu campo magnético , como o espectro variável e muito forte desses objetos parece sugerir. No entanto, o mecanismo pelo qual o plasma é aquecido, assim como sua forma geométrica, permanecem sob investigação. Alguns modelos prevêem a existência de grandes anéis magnéticos e um campo magnético moderado.
Os numerosos jatos de gás observados nas regiões mais densas da nuvem indicam a presença de fenômenos de formação de estrelas em seus estágios iniciais. Porém, a altíssima densidade dos gases na nuvem é um obstáculo para a observação desses fenômenos, tanto que até o início da década de 1990 eram conhecidos apenas os objetos Herbig-Haro mais notáveis, hoje conhecidos como HH 79 e HH 224. A estes são adicionados trinta outros, que estão, no entanto, ao redor da borda da nuvem, que tem a extinção mais baixa; isso geralmente leva à dificuldade de identificar as estrelas responsáveis pela excitação de seus gases. A presença de masers , geralmente à base de água , revela que algumas das jovens estrelas em formação estão experimentando perda de massa.
Também localizado nas proximidades, o LDN 1689 foi estudado e mapeado em vários domínios de comprimento de onda . Mas, por causa de sua densidade mais baixa, os fenômenos de formação de estrelas são muito menos ativos ali. Devido à sua baixa densidade, as longas correntes nebulosas que se estendem a leste da nuvem Rho Ophiuchi mostram uma ausência quase total de fenômenos de formação de estrelas, embora sejam mais ativas no ponto de conjunção com as duas nuvens principais.
Na nuvem de LDN 1689 está localizada uma fonte de infravermelho entre as mais estudadas no céu, designada IRAS 16293-2422. Esta fonte, que é uma protoestrela binária de classe 0 muito jovem, está associada a um núcleo de gás denso que é composto por dois corpos principais, indicados pelas letras A e B, e separados por aproximadamente 5,2 segundos de arco (ou 900 unidades astronômicas ( au) considerando uma distância de cerca de 175 pc (∼571 al )). Os dois componentes têm propriedades diferentes: o componente A (também chamado de I16293A), o mais ao sul, tem as linhas de emissão mais fortes e está associado a um maser de água. O componente B (I16293B), mais fraco, mostra emissões compactas e possui um disco de poeira estratificado, que poderia ser um disco protoplanetário . A Fonte A, por sua vez, é composta por dois componentes, separados por 0,64 segundos de arco e chamados Aa e Ab. O sistema produz um jato duplo com altas emissões de CO ; o primeiro jato, orientado na direção nordeste-sudoeste, é gerado pelo componente A, enquanto o segundo jato, orientado na direção leste-oeste, vem do componente B.
Graças à espectroscopia óptica, foi possível identificar o tipo espectral de cerca de 140 componentes estelares relacionados à nuvem. Como resultado desses estudos, parecia que a maioria das estrelas da pré-sequência principal ali presentes tem uma massa extremamente baixa; tipo espectral M, elas estão destinadas a se tornarem anãs vermelhas . Os componentes mais antigos são organizados nas regiões ao redor da nuvem e sua idade média é a mesma das estrelas de baixa massa pertencentes à associação Alto Escorpião. As estrelas colocadas em direção ao centro da nuvem, por outro lado, têm uma idade muito menor; isso indica que as estrelas mais externas se formaram simultaneamente com as da associação Alto Escorpião.
Entre os componentes de massa inferior que são do tipo espectral M6 ou posterior , há um grande número de anãs marrons prováveis. Esses corpos celestes de baixa temperatura superficial foram identificados por meio de um extenso levantamento infravermelho das regiões mais internas e mais densas da nuvem LDN 1688. Quase todas essas estrelas foram descobertas por espectroscopia de infravermelho . A maioria deles mostra um excesso considerável de radiação infravermelha próxima e média, indicando a presença de um disco circunstelar. Entre as anãs marrons mais massivas, entretanto, seis puderam ser identificadas por espectroscopia óptica. Três deles, GY 5, GY 37 e GY 204, estariam logo abaixo do limite de massa necessário para desencadear a fusão nuclear do hidrogênio , enquanto os outros, GY 3, GY 264 e CRBR 46, são ainda menos massivos. Entre essas estrelas está também a primeira anã marrom descoberta em uma região de formação estelar, chamada Rho Oph J162349.8-242601. De acordo com alguns estudos, que examinam suas linhas de emissão de hidrogênio, as anãs marrons pertencentes à nuvem Rho Ophiuchi mostram uma taxa mais alta de acreção do que objetos semelhantes localizados em outras regiões de formação de estrelas.
O ambiente galáctico no qual a nuvem Rho Ophiuchi está localizada é particularmente complexo. Ele está localizado na borda interna do braço de Órion , de modo que, quando visto da Terra , aparece na direção do bulbo da Via Láctea . Portanto, está fisicamente completamente separada de outras nebulosas visíveis nas proximidades, que estão a uma distância muito maior, como a Nebulosa da Lagoa e a Nebulosa da Águia . A nuvem Rho Ophiuchi, por outro lado, é a extremidade setentrional de um vasto sistema de nuvens e associações de estrelas que se estendem visualmente ao longo de quase todo o ramo sul da Via Láctea. Algumas dezenas de parsecs, em uma latitude galáctica ligeiramente superior, está localizado no subgrupo High-Scorpion, que constitui a extremidade oriental da associação Escorpião-Centauro .
Outras nuvens escuras estão ligadas a essa associação, como a Nuvem de Lobo , uma nebulosa densa e escura na qual ocorre a formação de estrelas de pequenas e médias massas. De acordo com os modelos dinâmicos, os processos de nuvem do Lobo foram acionados pelas ondas de choque causadas pelas explosões de supernovas na parte oriental da associação (ou seja, no Alto Escorpião).
De acordo com os mesmos modelos, essas ondas de choque também são responsáveis por desencadear fenômenos de formação de estrelas dentro da própria nuvem Rho Ophiuchi. Há cerca de um milhão de anos, as ondas de choque teriam comprimido os gases da nuvem, fazendo-a colapsar em vários pontos e, assim, gerar as primeiras estrelas.
A uma distância de cerca de 130 pc (∼424 al ) do sistema solar está a Nebulosa Pipe , uma nuvem molecular jovem que está na mesma região que a nuvem Rho Ophiuchi, a algumas dezenas de parsecs dela; nesta nuvem, os fenômenos de formação de estrelas são muito limitados e confinados à região de B 59, a seção da nuvem mais próxima de ρ Ophiuchi. Na mesma distância, mas em uma latitude galáctica diferente, está também a Nuvem da Coroa Sul , um pequeno complexo nebuloso no qual está ativa a formação de estrelas de pequenas, médias e grandes massas, até estrelas da classe B ( estrelas branco-azuladas da sequência principal e Herbig Be). As variáveis muito jovens R CrA e T CrA estão associadas a esta região. Devido à sua posição diferente no plano galáctico , esta nuvem não é, ao contrário das anteriores, nem no cinto de Gouldian nem no anel Lindblad , mas é parte da bolha do loop eu .