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Scheda di LBN 741

Dati di LBN 741

Mappa celeste di LBN 741. Crediti FourmiLab / Astronomiamo.

Designazioni LBN 741;NGC 1333
Costellazione Perseus
Tipologia NEBULOSA
Posizione
Ascensione Retta 03:29:00
Declinazione +31°25
Altezza
Azimut
Apparenza
Magnitudine -
Descrizione Dreyer Size: 9. F, L, *10 nf
Decodifica Dreyer Dimensione: 9. ''Debole
  • Luminosa
  • Stella 10 nf
  • Informazioni sul corpo celeste

    NGC 1333
    NGC 1333 visto nella luce visibile come una nebulosa a riflessione, dominata da sfumature bluastre che caratterizzano la luce delle stelle riflessa dalla polvere interstellare. Questo sorprendente primo piano si estende su due lune piene, mostra dettagli della regione polverosa con accenni di emissione rossa contrastante da getti di Herbig-Haro gas incandescente proveniente da stelle di recente formazione. Infatti, NGC 1333 contiene centinaia di stelle con meno di un milione di anni, la maggior parte ancora nascosta dai cannocchiali ottici. L'ambiente caotico potrebbe essere simile a quello in cui il nostro Sole si è formato oltre 4,5 miliardi di anni fa.
    Image Credit & Copyright: Agrupació Astronòmica d'Eivissa/Ibiza (AAE), Alberto Prats Rodríguez
    Immagine in alta risoluzione e dati tecnici APOD

    NGC 1333 è una piccola nebulosa diffusa, visibile nella costellazione di Perseo; fa parte della Nube di Perseo, una delle regioni di formazione stellare di stelle di piccola massa più vicine al sistema solare, conosciuta anche come Nebulosa Embrione

    Si individua circa 3 gradi a sud-ovest della stella ο Persei, in quell'area di cielo in cui si incontrano le costellazioni di Perseo, Ariete e Toro; è poco nota nell'ambito dell'osservazione amatoriale a causa della vicina presenza delle Pleiadi e della ben più grande Nebulosa California, sebbene sia più luminosa delle nebulose associate alle Pleiadi. In realtà è un oggetto relativamente semplice da individuare, anche con un piccolo telescopio amatoriale. Si osserva bene da entrambi gli emisferi, sebbene gli osservatori dell'emisfero boreale siano più avvantaggiati dalla sua declinazione settentrionale.

    Si tratta di una nebulosa a riflessione illuminata da una stella di magnitudine 10,5; la parte meridionale dell'oggetto è invece oscurata in più punti: una prima banda di nebulosità oscuranti divide nettamente la scia chiara della nebulosa, la cui parte meridionale viene poi attraversata più volte da altri complessi nebulosi fino a confondersi con lo sfondo buio. Fra le tante nebulose oscure associate si trovano B1 e B2 a nord-est e B202, B203, B204, B206 e soprattutto B205 a sud-ovest. Gran parte delle stelle presenti nell'area sono giovani, nella sequenza principale, e sono divisibili in due sottogruppi: il primo, più settentrionale, è quello più vecchio, mentre più a sud si trova un secondo gruppo più strettamente legato ai gas del complesso nebuloso. Nella parte meridionale sono stati osservati pure diversi getti di materia provenienti dalle stelle più giovani o ancora in formazione, che contribuiscono a disperdere il gas della regione, probabilmente causando un rallentamento del fenomeno della formazione stellare. La massa totale della nebulosa e delle stelle ad essa associate si aggira sulle 450 M⊙.

    NGC 1333 di Franceco Pelizzo
    NGC 1333  nebulosa diffusa - Credit Francesco Pelizzo
    Immagine in alta risoluzione e dati tecnici Flickr

    La distanza di questi complessi nebulosi è stimata sui 1000 anni luce. Ai raggi X, tramite il ROSAT, sono state individuate 16 stelle giovani, mentre utilizzando la maggiore sensibilità dell'Osservatorio Chandra ai raggi X sono state scoperte 127 sorgenti, di cui un centinaio sono estremamente deboli e distinguibili con difficoltà. Fra queste sorgenti, due (HJ 110 3 e BD+30 547) sono probabilmente delle stelle poste in regioni galattiche più remote, mentre una trentina sembrano associate a oggetti extragalattici; le rimanenti 96 fanno invece parte della nube e sono membri dell'ammasso stellare in formazione. Di queste, circa 80 sono delle stelle T Tauri, 8 coincidono con oggetti estremamente giovani, 7 sono stelle di Classe I e II con dei getti associati e una è profondamente immersa nella nube associata agli oggetti HH catalogati come HH 7-11.

    NGC 1333 Spitzer
    NGC 1333 incarna il meraviglioso caos di un gruppo denso di stelle che nascono. La maggior parte della luce visibile delle giovani stelle in questa regione è oscurata dalla densa nube polverosa in cui si sono formate. Con il telescopio spaziale Spitzer della NASA, gli scienziati possono rilevare la luce infrarossa da questi oggetti. Ciò consente di guardare attraverso la polvere per ottenere una comprensione più dettagliata di come stelle come il nostro sole iniziano la loro vita. Le giovani stelle in NGC 1333 non formano un singolo cluster, ma sono divise tra due sottogruppi. Un gruppo si trova a nord vicino alla nebulosa mostrata in rosso nell'immagine. L'altro gruppo è a sud, dove le caratteristiche mostrate in giallo e verde abbondano nella parte più densa della nube di gas natale. Con gli acuti occhi a infrarossi di Spitzer, gli scienziati possono rilevare e caratterizzare i dischi caldi e polverosi del materiale che circonda le stelle formanti. Cercando le differenze nelle proprietà del disco tra i due sottogruppi, sperano di trovare suggerimenti sulla storia di formazione di stelle e pianeti di questa regione.
    Credit: R. A. Gutermuth (Harvard-Smithsonian CfA) et al. JPL-Caltech, NASA
    Immagine in alta risoluzione e dati tecnici APOD

     

    Acqua
    Questa trama di dati a infrarossi, denominata spettro, mostra la forte impronta del vapore acqueo profondo nel nucleo di un sistema stellare embrionale, chiamato NGC 1333-IRAS 4B. I dati sono stati catturati dalla NASA Spitzer Space Telescope.
    Credit Nasa

    Verso la fine degli anni novanta sono stati scoperti nella nube oltre 30 gruppi di oggetti HH associati ad almeno una dozzina di getti attivi, dell'età inferiore a 1 milione di anni e compresi entro un raggio di circa 3 anni luce. Alcuni di questi oggetti erano noti fin dagli anni settanta, quando furono identificati i getti in seguito catalogati come HH 5, HH 6, il gruppo HH 7-11 e HH 12, i più brillanti della nube; il gruppo di HH 7-11, in particolare, forma una struttura compatta che emerge da una delle regioni più dense della nube e si origina a breve distanza da una sorgente annidata molto in profondità e ben visibile nel vicino infrarosso, catalogata come SVS 13. Questa sorgente coincide a sua volta con un maser ad acqua divisibile in tre componenti, H2O(A), H2O(B), and H2O(C), con la prima componente coincidente con la protostella posta al centro della sorgente. Sebbene la maggior parte degli studi abbiano indicato la sorgente SVS 13 come la principale responsabile dell'eccitazione della struttura di HH 7-11, in alcuni studi è stato proposto che la vera responsabile sia da ricercare invece nella sorgente di onde radio VLA 3, invisibile all'osservazione nella banda dell'infrarosso. Tuttavia, la struttura pare essere allineata con SVS 13, rendendola di fatto la sorgente di eccitazione più probabile. Altri oggetti HH notevoli sono HH 12, visibile a nord del sistema precedente e associato a due getti molecolari, fra cui spicca quello legato alla sorgente IRAS 2, e gli oggetti HH 334, HH 498 e HH 499, visibili ancora più a nord. Sul lato meridionale di NGC 1333 è invece visibile HH 343, la cui forma a S è indice di un forte moto di precessione, che negli ultimi 6000 anni ha subito un movimento di 90°; la sua sorgente, individuata nell'infrarosso e catalogata come IRAS 03256+3055, è una stella di Classe 0 o I.

    Dalla nebulosa emergono anche alcune forti sorgenti di radiazione infrarossa, individuate dal satellite IRAS negli anni ottanta; fra queste spicca IRAS 2, associata ad una stella giovane e divisa in tre componenti, catalogate come IRAS 2A, 2B e 2C. Le prime due componenti mostrano delle forti emissioni, individuate grazie alla mappatura ad alta risoluzione del Very Large Array; la componente 2C invece non presenta concentrazione e dunque sembra non aver formato alcuna protostella. Circa 4 secondi d'arco a nordovest della componente 2B è stata inoltre osservata un'emissione variabile, proveniente dalla sorgente VLA 9, coincidente con una stella posta più in lontananza, BD+30 547, inizialmente però indicata come la stella associata a IRAS 2.[6] Anche IRAS 4, scoperta nel 1980 tramite il maser ad acqua ad essa associato, è risolvibile in tre componenti; le componenti 4A e 4B sono associate a dei sistemi stellari multipli in formazione. Uno studio al dettaglio dell'emissione maser ad acqua ha permesso di scoprire dei maser multipli raggruppati attorno alle prime due componenti; sei delle sorgenti così individuate sono situate a meno di 100 UA dalla componente stellare coincidente con la sorgente 4A2, suggerendo che facciano parte del disco circumstellare della stella in formazione. Nessun maser sembra invece associato alla componente 4A1, facente parte dello stesso futuro sistema stellare. Fonte Wikipedia

    NGC 1333 Grande Campo
    Questa distesa cosmica di polvere gas e stelle copre circa 6 gradi nel cielo nella costellazione del Perseo. In alto a sinistra, nel meraviglioso skyscape, c'è l'intrigante gruppo di stelle IC 348 e la vicina Nebulosa Flying Ghost. A destra, un'altra regione di formazione di stelle attiva NGC 1333 è collegata da viticci scuri e polverosi alla periferia della gigantesca nube molecolare di Perseo, a circa 850 anni luce di distanza. Altre polverose nebulose sono sparpagliate intorno al campo visivo, insieme al tenue bagliore rossastro dell'idrogeno. In effetti, la polvere cosmica tende a nascondere le stelle appena formate e i giovani oggetti stellari o protostelle da telescopi ottici indiscreti. Crollando a causa dell'auto-gravità, le protostelle si formano dai densi nuclei incorporati nella polverosa nube molecolare. Alla distanza stimata della nube molecolare, questo campo di osservazione si estenderebbe su quasi 90 anni luce.
    Image Credit & Copyright: Lynn Hilborn
    Immagine in alta risoluzione e dati tecnici APOD
    NGC 1333, un dettaglio di poche stelle ripreso da HST. Crediti Hubble Space Telescope/NASA/ESA
    NGC 1333, un dettaglio di poche stelle ripreso da HST. Crediti Hubble Space Telescope/NASA/ESA

     

    Sorge
    Culmina
    Tramonta
    Altezza
    Azimut

    Visibilità di oggi

    Visibilità nell'anno

    Come si legge questa pagina

    I riquadri in alto

    I riquadri in alto fanno riferimento alla giornata di oggi e indicano quando il DSO sorge, culmina e tramonta dietro l'orizzonte.

    Il grafico a radar

    Il radar indica in quale momento della giornata, oggi, il DSO può essere osservato al meglio.

    • CAM: Crepuscolo Astronomico Mattutino
    • CNM: Crepuscolo Nautico Mattutino
    • CCM: Crepuscolo Civile Mattutino
    • A: Alba
    • T: Tramonto
    • CCS: Crepuscolo Civile Serale
    • CNS: Crepuscolo Nautico Serale
    • CAM: Crepuscolo Astronomico Serale

    L'ottagono azzurro indica l'orizzonte ed è posizionato ad altezza 0 (si legge sull'asse verticale). Il giro completo va dal crepuscolo astronomico mattutino a quello serale, ripercorrendo l'intero arco delle 24 ore. L'altezza del DSO è mostrata dall'area gialla. Se il giallo si trova all'interno dell'area dell'orizzonte, il DSO non è ancora sorto. Il momento di migliore visibilità si verifica nel momento in cui il colore giallo esterno all'orizzonte è più ampio.
    Ad esempio, i DSO la cui declinazione è troppo bassa rispetto al luogo di osservazione non vedranno mai l'area gialla oltrepassare l'orizzonte mentre oggetti circumpolari avranno un'area gialla estesa oltre l'orizzonte per tutto l'arco della giornata.
    Più il DSO sale sull'orizzonte e più l'area dell'orizzonte sarà ristretta visto che la scala graduata dovrà arrivare ad altezze sempre maggiori.

    Il grafico a linee

    Il grafico a linee indica le altezze del DSO nei vari mesi dell'anno, calcolati in base al crepuscolo civile mattutino, a quello serale e a un orario notturno intermedio.

    • CCM: Crepuscolo Civile Mattutino
    • CCS: Crepuscolo Civile Serale
    • NOT: Notte

    Cliccando sulla didascalia di una serie di dati è possibile eliminarla o ripristinarla per avere la situazione più chiara. La linea verde esprime quindi l'altezza del DSO in piena notte nei vari mesi dell'anno, con la coseguenza che l'oggetto sarà visibile al meglio laddove la curva raggiunge punti più alti.
    Attenzione ai gradi espressi sull'asse verticale: la stella potrebbe anche non sorgere pur presentando un punto più alto visto che la scala potrebbe presentare tutti valori negativi per i DSO che non sorgono alla nostra latitudine. Quindi occhio allo 0!

    Calcolo effemeridi

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