L'area di cielo in cui si trova l'associazione Cepheus OB2 occupa la porzione meridionale della costellazione di Cefeo, lungo la Via Lattea boreale; le sue componenti stellari si confondono facilmente coi ricchi campi di stelle di fondo visibili in questa direzione. Fra le stelle più luminose appartenenti a questo gruppo vi è λ Cephei, che con la sua magnitudine pari a 5,05 è visibile anche a occhio nudo, a patto di avere un cielo limpido e non illuminato. Fra le regioni nebulose legate a quest'associazione spicca senza dubbio IC 1396, un enorme sistema di gas ionizzato famoso per ospitare la nube vdB 142, ben nota col soprannome Proboscide di Elefante.
La declinazione dell'associazione è fortemente settentrionale, favorendone l'osservazione dall'emisfero boreale, dove si presenta circumpolare fino alle basse latitudini; dall'emisfero australe il periodo di osservazione è quindi molto limitato e anche le aree in cui è visibile sono limitate alla fascia tropicale. I mesi adatti per la sua osservazione nel cielo serale sono compresi fra luglio e dicembre.[4]
Caratteristiche e struttura
La Proboscide di Elefante (vdB 142), situata all'interno del sistema di IC 1396.
Cepheus OB2 è la più orientale e la più meridionale delle numerose associazioni OB di Cefeo; fu scoperta nel 1968 e si trova a breve distanza, sia in termini prospettici che reali, dal grande complesso nebuloso oscuro che forma la Fenditura del Cigno ed è quasi a contatto con l'associazione Cygnus OB7. La distanza da noi è stimata in circa 800[5] o 900 parsec,[2] ossia comparabile con le nubi della Fenditura, con cui condivide pure la stessa velocità radiale.[5] A questa associazione appartengono 75 stelle molto brillanti, fra le quali si trova la gigante blufuggitivaλ Cephei.
Si ritiene che Cepheus OB2 sia divisa in due sottogruppi di diverse età: il più giovane, catalogato come Cepheus OB2b, coincide con l'ammasso aperto Tr 37, uno dei più giovani ammassi conosciuti, con un'età stimata sui 3,7 milioni di anni;[6] negli anni settanta si è suggerito che la brillante stella μ Cephei (La Stella Granata) fosse un membro di Tr 37, mentre la principale responsabile dell'eccitamento della grande nebulosa che appare associata all'ammasso, IC 1396, appartiene a quest'associazione.[7] Il secondo sottogruppo, Cepheus OB2a, contiene un gran numero di stelle massicce evolute che si sono sparse in una vasta area compresa fra le latitudini galattiche 100°–106° e longitudini +2°–+8°; la sua età è stimata sugli 8 milioni di anni e contiene al suo interno l'ammasso NGC 7160.[8]
Cepheus OB2a è circondato da una struttura nebulosa ad anello, nota come Cepheus Bubble (letteralmente Bolla di Cefeo); la massa del gas molecolare di questa bolla è pari ad almeno 100.000 M⊙, mentre la massa del gas atomico sarebbe fino a quattro volte maggiore.[3] Si ritiene che questa struttura sia ciò che resta dell'esplosione di un'antica supernova, avvenuta circa 2-3 milioni di anni fa; questo evento potrebbe essere stato la causa dell'avvio dei processi di formazione stellare che hanno portato alla nascita dell'associazione, come sembra essere testimoniato dalla presenza di alcune regioni H II e sorgenti di radiazione infrarossa che paiono contenere giovani stelle in formazione.[9] La stella esplosa come supernova faceva parte di una precedente generazione di stelle massicce, le cui compagne superstiti possono essere ricercate fra i membri dell'ammasso apertoNGC 7160.[3]
Studi sulla metallicità delle stelle dell'associazione indicano che queste sono povere di metalli.[10] Le stelle di piccola e media massa appartengono a diverse popolazioni stellari e sono nate in tempi diversi e in vari sottogruppi durante l'evoluzione dell'associazione; i gruppi di stelle di piccola massa coetanee si troverebbero in entrambe le sottoassociazioni di Cepheus OB2.[11] Altri studi si sono concentrati sulle popolazioni di stelle T Tauri legate all'associazione; tramite i dati ottenuti attraverso il Telescopio Spaziale Spitzer nelle lunghezze d'onda dell'infrarosso, è stato possibile rilevare l'esistenza di diversi dischi protoplanetari ricchi di silice amorfa e silicati semplici (come l'olivina) attorno a queste stelle.[12]
Fra le stelle fuggitive che in origine appartenevano all'associazione Cepheus OB2 vi è, oltre alla già citata λ Cephei, la stella azzurra HD 197911, responsabile assieme ad altre due stelle della ionizzazione dei gas della nebulosa Sh2-130.[13]
Fenomeni di formazione stellare
La nebulosa Sh2-134, in cui sono attivi fenomeni di formazione stellare.
La regione di Cepheus OB2 si trova in un tratto del Braccio di Orione molto ricco di nubi molecolari neutre e di gas ionizzato. Studi sulle emissioni infrarosse situate nelle nubi associate a Cepheus OB2 indicano che al loro interno sono ancora attivi fenomeni di formazione stellare, che riguardano principalmente la formazione di stelle di piccola e media massa.[3]
Il grande sistema nebuloso di IC 1396, esteso per circa 1°, sembra essere uno dei più attivi della regione. Al suo interno sono state identificate diverse decine di globuli densi, fra i quali è presente anche la famosa struttura nota come Proboscide di Elefante (vdB 142).[14][15] All'infrarosso sono state invece condotte delle ricerche per la localizzazione degli oggetti stellari giovani associati ai globuli; si è scoperto così che solo sei sorgenti associate con globuli possiedono una struttura e luminosità tali da poter essere state causate da un riscaldamento esterno, mentre la gran parte di queste non sarebbe legata ai fenomeni di formazione stellare.[15] Si ritiene che nei globuli con la massa più piccola la formazione stellare sia spesso influenzata dalla pressione di radiazione di una stella brillante posta nelle vicinanze; in uno studio condotto su uno di questi, illuminato dalla brillante gigante blu HD 206267, è stato suggerito che la stella opera in duplice modo sulla distribuzione della massa del globulo: attraverso l'evaporazione causata dalla fotoionizzazione e attraverso la compressione dei gas prodotta dalla pressione di radiazione.[16]
Alcune sorgenti di radiazione infrarossa[17] e un maser con emissioni H2O[18] sono stati identificati anche nella vicina nebulosa Sh2-134; a questa nube sono legate anche alcune nubi molecolari visibili alla lunghezza d'onda del CO, fra le quali spiccano [DBY94] 153 e [DBY94] 156, rispettivamente con una massa pari a 510 e 450 M⊙.[19] Altri processi potrebbero essere attivi anche nella nebulosa Sh2-137.[20]
^abc Contreras, Maria E.; Sicilia-Aguilar, Aurora; Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Berlind, Perry; Hartmann, Lee, A Study of Intermediate-Mass Stars in Trumpler 37, in The Astronomical Journal, vol. 124, n. 3, settembre 2002, pp. 1585-1592, DOI:10.1086/341825. URL consultato il 24 marzo 2013.
^abcd Patel, Nimesh A.; Goldsmith, Paul F.; Heyer, Mark H.; Snell, Ronald L.; Pratap, Preethi, Origin and Evolution of the Cepheus Bubble, in The Astrophysical Journal, vol. 507, n. 1, novembre 1998, pp. 241-253, DOI:10.1086/306305. URL consultato il 24 marzo 2013.
^Una declinazione di 60°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 30°; il che equivale a dire che a nord del 30°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 30°S l'oggetto non sorge mai.
^ Kun, M.; Kiss, Z. T.; Balog, Z., Star Forming Regions in Cepheus (PDF), Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, Bo Reipurth, dicembre 2008, p. 1, ISBN 978-1-58381-670-7.
^ Balazs, L. G.; Kun, M., Star-forming processes in Cepheus OB2, in Astronomische Nachrichten, vol. 310, n. 5, 1989, pp. 385-388. URL consultato il 24 marzo 2013.
Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas, su geocities.jp, 2005. URL consultato il 24 marzo 2013 (archiviato dall'url originale il 5 novembre 2018). - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X.
Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0, 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5.
