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Regioni periferiche del Complesso di Orione

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La costellazione di Orione; si intravede sulla sinistra l'arco di gas formato dall'Anello di Barnard e al centro i complessi più luminosi, come la Nebulosa di Orione.

Fra le regioni nebulose periferiche del Complesso di Orione sono incluse tipicamente delle piccole nubi e addensamenti di polvere interstellare situate nei bordi più esterni del grande complesso nebuloso di cui fanno parte; la maggior parte di queste nubi sono situate nella parte occidentale del complesso e sono comprese fra le costellazioni di Orione ed Eridano.

Spesso si mostrano di aspetto "cometario" e allungato, a causa dell'impatto del vento stellare originato dalle stelle più luminose dell'Associazione Orion OB1, e non a caso mostrano una "coda" di gas in dissoluzione in direzione opposta rispetto ad esse; questo tipo di interazione in alcuni casi ha anche favorito i processi di formazione stellare.[1]

Caratteristiche generali

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Mappa delle regioni a sudovest della costellazione di Orione.

I piccoli addensamenti di gas e stelle in formazione appartenenti alle porzioni più esterne della regione di Orione sono dispersi su una superficie di oltre 600 gradi quadrati; la gran parte di questi bozzoli è invisibile sia ad occhio nudo sia con piccoli strumenti, mentre si rivela con più facilità nelle immagini a lunga posa, meglio se nella banda degli infrarossi. A modellare questi addensamenti è principalmente la radiazione ultravioletta proveniente dalle stelle massicce e di colore blu, dunque appartenenti alle classi spettrali O e B; quest'azione di modellamento è la causa della caratteristica forma "a cometa" delle nebulose esterne associate alle regioni H II;[1] simili fenomeni erosivi si osservano anche in altre nebulose, come i celebri Pilastri della Creazione all'interno della Nebulosa Aquila.[2] Nelle regioni esterne al grande complesso in Orione sono state catalogate 89 nubi associate a sorgenti infrarosse osservate dall'IRAS, distribuite a nord e a sud dell'equatore celeste e associate ad oggetti di Herbig-Haro.[3]

La distanza di queste nubi periferiche, paragonata con quella media delle nubi centrali del complesso, indica che esse sono protese verso la direzione del sistema solare rispetto al complesso stesso; in particolare, emerge che le nubi visivamente più prossime alle regioni centrali sono anche le più vicine al centro del complesso, mentre i frammenti situati alle alte latitudini galattiche e in interazione con bordo esterno della Bolla di Eridano si trovano più prossime a noi. La nube LDN 1634 ad esempio, con una distanza di 450 parsec, è la più vicina alla nube Orion A e alla celebre Nebulosa di Orione; le nebulose poste sul confine fra Toro ed Eridano, come la Nebulosa Testa di Strega, giacciono a circa 230 parsec, mentre quelle ancora più ad ovest arrivano fino a 150-200 parsec dal Sole.[1]

Regioni nebulose del bordo occidentale

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LDN 1634

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LDN 1643, una tenue nebulosa in Orione che ospita alcuni oggetti stellari giovani.

LDN 1634 è la più prossima alla regione di Orion A, trovandosi a circa 3° da essa; si tratta di una nube oscura di piccole dimensioni, che contiene alcune parti parzialmente illuminate, come LBN 960. Attorno a questa si disperdono altri piccoli frammenti illuminati, come LBN 956 e LBN 957.[4][5] Esistono due teorie sull'origine della nube: la prima afferma che potrebbe trattarsi di materiale espulso dalla pressione del vento delle stelle giovani e calde dell'associazione Orion OB1, mentre per la seconda si tratterebbe di un residuo della formazione delle stelle dell'associazione.[6]

LDN 1634 contiene al suo interno due dei più noti e studiati oggetti di Herbig-Haro, HH 240 e HH 241: entrambi sono composti da un potente getto molto ben evidente, al punto che gli studi condotti hanno permesso una maggiore comprensione dei meccanismi caratteristici di questa categoria di oggetti;[7] nella banda dell'H2 si rivelano come dei potenti getti bipolari estesi in senso est-ovest che partono dalla sorgente infrarossa catalogata come IRAS 05173-0555, dall'aspetto nebuloso ed allungato e con una forte componente arrossata tipica degli oggetti HH.[8] Le dimensioni totali dei getti arrivano a 6', che a una distanza di 450 pc (1470 al) corrispondono a 0,8 pc (2,6 al); i punti più brillanti sono identificati con le lettere A, B, C e D[7] e i loro spettri sono caratterizzati da forti emissioni nelle linee del Fe II, che diminuisce allontanandosi dalla sorgente del getto, e dell'H2.[9]

Nella nube sono note pure diverse stelle con linee di emissione dell'Hα, in particolare sul lato orientale, dove dunque avrebbe luogo la formazione stellare; almeno tre di queste sono stelle T Tauri e coincidono con altrettante sorgenti IRAS o a raggi X.[10]

NGC 1788 e dintorni

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Lo stesso argomento in dettaglio: NGC 1788.
NGC 1788, la parte illuminata di un piccolo sistema nebuloso sul bordo del Complesso di Orione.

NGC 1788 è una piccola nebulosa a riflessione situata circa 6° ad ovest delle regioni più dense del complesso, al confine fra le costellazioni di Orione ed Eridano e poco a nord della stella Cursa (β Eridani); si tratta di una piccola porzione illuminata di un sistema di gas e polveri noto come LDN 1616 e LDN 1615, esteso per poco meno di un grado e orientato in senso est-ovest, che dista circa 450 pc (1470 al) dal sistema solare. In particolare, la parte illuminata è quella più orientale, in direzione delle stelle del complesso, ed ospita al suo interno la stella HD 293815, una stella blu che la illumina.[1]

Le prove della presenza di fenomeni di formazione stellare sono fornite dalle sorgenti infrarosse individuate nel corso degli anni duemila, che coinciderebbero con delle protostelle di classe 0 (le più giovani), dalla più massiccia delle quali si origina un potente getto; la loro dislocazione nella nebulosa e la loro età suggerisce che questo ciclo di formazione sia stato provocato dall'impatto dell'onda d'urto del vento delle giovani stelle dell'associazione Orion OB1.[11]

Le componenti stellari e protostellari più brillanti della nebulosa a riflessione sono avvolte in piccole nubi che presentano delle emissioni nell'H2; di queste una sarebbe causata dalla forte radiazione ultravioletta della stella centrale, in questo caso la più massiccia, mentre le altre due paiono associate a dei bow shock. Gli ultimi due di fatto sarebbero oggetti HH, e come tali seguono infatti la numerazione assegnata a questo tipo di oggetti: HH 951-A e HH 951-B.[11]

Le stelle di pre-sequenza principale scoperte sono circa una sessantina, fra le quali è compresa la stessa HD 293815, più la stella Ae/Be di Herbig UX Orionis.[12] Quest'ultima in particolare si trova circa 45' ad ovest delle nubi ed è il prototipo di una particolare classe di stelle variabili note come variabili UX Orionis (UXor); si tratta di una stella bianca di classe spettrale A3 con un'età di 2 milioni di anni, che coincide con la sorgente IRAS 05020-0351.[13]

Nebulosa Testa di Strega

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Lo stesso argomento in dettaglio: Nebulosa Testa di Strega.
La Nebulosa Testa di Strega, in Eridano, una celebre nebulosa a riflessione. Il nord è in basso.

La Nebulosa Testa di Strega (IC 2118) è una nebulosa a riflessione piuttosto conosciuta situata nella parte nordorientale della costellazione di Eridano, poco a sud di Cursa e circa otto gradi ad ovest di Orion A; la fonte della luce che la nebulosa riflette sarebbe la brillante stella Rigel (β Orionis), situata circa due gradi ad est. La nube disterebbe circa 210 pc (685 al) da noi[14] e contiene alcune regioni più dense e luminose, che in alcuni cataloghi appaiono indicate separatamente, come nei cataloghi di Lynds, che riporta le sottostrutture LBN 968, LBN 959 e LBN 975.

Da un punto di vista evolutivo, questa nebulosa e i banchi di gas ad essa associati sarebbero classificabili come un residuo di una nube molecolare;[15] i fenomeni di formazione stellare sono testimoniati dalla presenza di alcune sorgenti infrarosse, come IRAS 04591-0856 e IRAS 05050-0614, che possiedono delle intensità di flusso all'infrarosso tipiche degli oggetti stellari giovani. Alcune delle sottostrutture della nube mostrano inoltre una forma a cometa con la coda rivolta in direzione opposta alle stelle dell'associazione Orion OB1, indice che i gas della nube sono soggetti all'azione fotoevaporante delle sue stelle più massicce.[16]

La nube contiene cinque stelle T Tauri, di cui tre sono state catalogate anche come sorgenti infrarosse. Tramite uno studio comparativo delle loro tracce evolutive (Hayashi + Henyey), è stata stimata la loro età, che si aggirerebbe sui 2,5 milioni di anni; secondo lo stesso studio, queste stelle sarebbero in relazione fra loro e si sarebbero formate assieme a seguito dell'onda d'urto della pressione di radiazione e del vento delle stelle dell'associazione Orion OB1.[17] A queste si aggiungono altre tre stelle giovani, due delle quali potrebbero avere le caratteristiche delle T Tauri a causa delle forti variazioni del loro spettro; le due candidate coincidono con altrettante sorgenti IRAS.[17] Sempre alla stessa classe appartengono altre quattro stelle sparse nei dintorni della nube, ma che potrebbero essere non fisicamente legate ad essa e mostrarsi nella sua direzione solo per un effetto prospettico.[18]

Regioni minori e ultraperiferiche

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Molte delle nubi più periferiche e remote del Complesso di Orione si estendono alle alte latitudini galattiche, lontane dunque dal piano galattico, e sono visibili prevalentemente nella costellazione di Eridano e sul bordo più occidentale di Orione.

LDN 1642

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La tenue nube LDN 1642, visibile più per i campi stellari che nasconde che per la sua luminosità intrinseca.

LDN 1642 è fra le nubi più conosciute tra quelle poste lontano dalla scia della Via Lattea; si tratta di una nebulosa oscura relativamente fredda e tranquilla situata al centro della parte settentrionale di Eridano, quasi completamente priva di dinamiche vigorose e composta da idrogeno molecolare neutro (regione H I), estesa per oltre quattro gradi e dall'aspetto cometario. La sua coda si estende per più di cinque gradi in direzione nordest, perpendicolare al piano galattico, e sfuma in direzione delle regioni centrali del complesso; la nube si sovrappone visivamente al bordo più esterno della Bolla di Eridano, con cui sembrerebbe in interazione.[19] La sua notorietà è dovuta al fatto che si tratta di una delle due sole nubi ad alte latitudini galattiche ad ospitare, seppur in scala molto ridotta, dei fenomeni di formazione stellare.[20]

La struttura della nebulosa è divisibile in tre regioni a densità maggiore collegate fra loro da un mezzo interstellare più rarefatto;[19] dal centro partono due filamenti di polveri che si dirigono in direzione nordest ed est. Studiando la densità delle varie sottostrutture della nube si è ipotizzato che soltanto le parti più dense possano essere considerate gravitativamente legate, mentre le altre strutture non sarebbero vincolate.[19] Nei pressi della regione con la più alta densità si trovano due piccole stelle di pre-sequenza principale poco appariscenti e circondate da nebulosità, individuate anche agli infrarossi: la prima è catalogata come L 1642-1 (o, secondo la nomenclatura delle stelle variabili tradizionale, EW Eridani), la seconda L 1642-2.[21] Quest'ultima è anche la responsabile del vento stellare che sospinge i getti di gas dell'oggetto HH 123, scoperto all'inizio degli anni novanta; possiede una forma allungata e priva di una forma ben definita, con indizi nella sua struttura che farebbero pensare alla presenza di due bow shock diretti in direzioni opposte fra loro.[22]

Altre nubi

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La parte più meridionale del complesso, a sud di Rigel, è costituita dalla nube LBN 991; si trova circa otto gradi a sudovest di Orion A e contiene al suo interno una sorgente di raggi X, RX J0513.4-1244. Questa nube, situata entro i confini della costellazione della Lepre, è catalogata come nebulosa diffusa brillante, sebbene sia molto poco appariscente.[1] La presenza di una stella T Tauri, coincidente con la sorgente a raggi X, indica che nella nube sono stati in atto dei fenomeni di formazione stellare, seppur in scala molto ridotta.[23]

LBN 906 e LBN 917 sono due piccole nubi dall'aspetto cometario situate nella costellazione di Eridano; si trovano relativamente vicine fra loro e sarebbero delle piccole porzioni di gas molecolare espulse dalla regione di Orione, o in alternativa, dei bozzoli aggregati dall'interazione con la superbolla in espansione che circonda il Complesso di Orione, dunque connesse direttamente alla Bolla di Eridano.[24] Nei pressi delle due nebulose è nota una sorgente IRAS, catalogata come IRAS 04451-0539, che coincide con una stella T Tauri; è stata riconosciuta come tale in base all'analisi delle sue emissioni H e al forte assorbimento del Li.

La regione di Lambda Orionis

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Lo stesso argomento in dettaglio: Regione di Lambda Orionis.
La regione di Lambda Orionis.

Nella parte più settentrionale del complesso, a nord del grande quadrilatero di stelle che costituisce l'ossatura della costellazione di Orione, si trova una piccola associazione OB relativamente brillante, catalogata come Cr 69 e nota come Associazione di Lambda Orionis; la sua stella dominante, λ Orionis (Heka), è ben visibile ad occhio nudo e domina il gruppo composto da una dozzina di stelle azzurre di classe spettrale B. Le componenti dell'associazione sono tutte ben visibili anche con un binocolo.[25] La distanza dell'associazione è stimata sui 400 pc, che corrispondono a un diametro reale di circa 55 pc per la nebulosa ad essa associata.[26]

Secondo i modelli evolutivi l'associazione sarebbe in uno stadio relativamente avanzato, essendo le sue componenti gravitazionalmente poco legate fra loro; l'età media delle sue stelle si aggira sui 6 milioni di anni.[27]

λ1 Orionis è una stella di classe O 8 III (una gigante blu) ed è la principale ionizzatrice di un grande sistema di gas ionizzato dalla forma grosso modo simmetrica e ben visibile agli infrarossi, dal diametro di circa otto gradi e leggermente più luminosa nel lato occidentale; al suo interno sono noti circa un'ottantina di oggetti, di cui la gran parte è costituita da stelle Ae/Be di Herbig e giovani stelle T Tauri, indice questo che la nube ospita fenomeni di formazione stellare di stelle di massa intermedia o piccola.[25] La nube è catalogata come Sh2-264 e la parte più interna, vicina alle stelle eccitatrici, mostra segni di espansione; si sospetta che questa espansione sia stata causata dall'esplosione di una supernova di tipo II avvenuta circa 300.000 anni fa o poco più, alterando quella che in origine era una nube relativamente piatta. Secondo la stessa ipotesi, che considera anche il moto proprio della stella λ Orionis, questa supernova sarebbe stata originata da una compagna della stessa λ Orionis, evolutasi più velocemente a causa della sua massa maggiore e quindi concludendo prima il suo ciclo vitale.[28] Attorno alla nube principale sono presenti alcune nubi angolarmente distanti ma facenti parte dello stesso complesso, come Sh2-262 e Sh2-265, visibili a sudovest.

Note

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  1. 1 2 3 4 5 Alcalá, J. M.; Covino, E.; Leccia, S., Orion Outlying Clouds, in Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, vol. 4, dicembre 2008, p. 801. URL consultato il 10 luglio 2009.
  2. ↑ Hester, J.J., Desch, S.J., Chondrites and the Protoplanetary Disk, ASP Conference Series, A. Krot, E. Scott & B. Reipurth, 2005, pp. 341, 107.
  3. ↑ Sugitani, Koji; Ogura, Katsuo, A catalog of bright-rimmed clouds with IRAS point sources: Candidates for star formation by radiation-driven implosion. 2: The southern hemisphere, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 92, n. 1, maggio 1994, pp. 163-172, DOI:10.1086/191964. URL consultato il 21 luglio 2009.
  4. ↑ Lynds, B. T., Lynds' Catalogue of Dark Nebulae (LDN) (Lynds 1962), in SIMBAD.
  5. ↑ Lynds, B. T., Lynds' Catalogue of Bright Nebulae (Lynds 1965), in SIMBAD.
  6. ↑ Maddalena, R. J.; Morris, M.; Moscowitz, J.; Thaddeus, P., The large system of molecular clouds in Orion and Monoceros, in Astrophysical Journal, vol. 303, aprile 1986, pp. 375-391, DOI:10.1086/164083. URL consultato il 13 luglio 2009.
  7. 1 2 Davis, C. J.; Ray, T. P.; Eisloeffel, J.; Corcoran, D., Near-IR imaging of the molecular outflows in HH24-26, L1634(HH240-241), L1660(HH72) and RNO15FIR, in Astronomy and Astrophysics, vol. 324, agosto 1997, pp. 263-275. URL consultato il 13 luglio 2009.
  8. ↑ Cohen, M., Red and nebulous objects in dark clouds - A survey, in Astronomical Journal, vol. 85, gennaio 1980, pp. 29-35, DOI:10.1086/112630. URL consultato il 13 luglio 2009.
  9. ↑ Nisini, B.; Caratti o Garatti, A.; Giannini, T.; Lorenzetti, D., 1-2.5 mu m spectra of jets from young stars: Strong Fe II emission in HH111, HH240-241 and HH120, in Astronomy and Astrophysics, vol. 393, ottobre 2002, pp. 1035-1051, DOI:10.1051/0004-6361:20021062. URL consultato il 13 luglio 2009.
  10. ↑ Downes, Ronald A.; Keyes, Charles D., Spectroscopic observations of H-alpha emission stars from the Stephenson and Stephenson-Sanduleak lists, in Astronomical Journal, vol. 96, agosto 1988, pp. 777-790, DOI:10.1086/114846. URL consultato il 13 luglio 2009.
  11. 1 2 Stanke, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Szokoly, G., Triggered star formation in Orion cometary clouds?. I. The case of L1616, in Astronomy and Astrophysics, vol. 393, ottobre 2002, pp. 251-258, DOI:10.1051/0004-6361:20021031. URL consultato il 15 luglio 2009.
  12. ↑ Gandolfi, Davide; Alcalá, Juan M.; Leccia, Silvio; Frasca, Antonio; Spezzi, Loredana; Covino, Elvira; Testi, Leonardo; Marilli, Ettore; Kainulainen, Jouni, The Star Formation in the L1615/L1616 Cometary Cloud, in The Astrophysical Journal, vol. 687, n. 2, novembre 2008, pp. 1303-1322, DOI:10.1086/591729. URL consultato il 15 luglio 2009.
  13. ↑ Natta, A.; Prusti, T.; Neri, R.; Thi, W. F.; Grinin, V. P.; Mannings, V., The circumstellar environment of UX ORI, in Astronomy and Astrophysics, vol. 350, novembre 1999, pp. 541-552. URL consultato il 15 luglio 2009.
  14. ↑ Kun, Maria; Aoyama, Hiroko; Yoshikawa, Nao; Kawamura, Akiko; Yonekura, Yoshinori; Onishi, Toshikazu; Fukui, Yasuo, Study of Molecular Clouds and Star Formation in the Region of IC 2118, in Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 53, n. 6, dicembre 2001, pp. 1063-1070. URL consultato il 16 luglio 2009.
  15. ↑ Ogura, K.; Sugitani, K., Remnant molecular clouds in the ORI OB 1 association, in Publications Astronomical Society of Australia, vol. 15, n. 1, aprile 1998, pp. 91-98. URL consultato il 16 luglio 2009.
  16. ↑ Yonekura, Yoshinori; Hayakawa, Takahiro; Mizuno, Norikazu; Mine, Yoshihiro; Mizuno, Akira; Ogawa, Hideo; Fukui, Yasuo, Search for Molecular Clouds toward Intermediate-to-High Latitude IRAS Sources in the Southern Sky, in Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 51, dicembre 1999, pp. 837-850. URL consultato il 16 luglio 2009.
  17. 1 2 Kun, M.; Prusti, T.; Nikolić, S.; Johansson, L. E. B.; Walton, N. A., The IC 2118 association: New T Tauri stars in high-latitude molecular clouds, in Astronomy and Astrophysics, vol. 418, aprile 2004, pp. 89-98, DOI:10.1051/0004-6361:20034510. URL consultato il 16 luglio 2009.
  18. ↑ Alcalá, J. M.; Covino, E.; Torres, G.; Sterzik, M. F.; Pfeiffer, M. J.; Neuhäuser, R., High-resolution spectroscopy of ROSAT low-mass pre-main sequence stars in Orion, in Astronomy and Astrophysics, vol. 353, gennaio 2000, pp. 186-202. URL consultato il 16 luglio 2009.
  19. 1 2 3 Lehtinen, K.; Russeil, D.; Juvela, M.; Mattila, K.; Lemke, D., ISO far infrared observations of the high latitude cloud L 1642. I. The density and temperature structure, in Astronomy and Astrophysics, vol. 423, settembre 2004, pp. 975-982, DOI:10.1051/0004-6361:20047087. URL consultato il 17 luglio 2009.
  20. ↑ Luhman, K. L., On the MBM 12 Young Association, in The Astrophysical Journal, vol. 560, n. 1, ottobre 2001, pp. 287-306, DOI:10.1086/322386. URL consultato il 17 luglio 2009.
  21. ↑ Sandell, G.; Reipurth, B.; Gahm, G., Low-mass star formation in the high galactic latitude dark cloud L 1642, in Astronomy and Astrophysics, vol. 181, n. 2, luglio 1987, pp. 283-288. URL consultato il 17 luglio 2009.
  22. ↑ Reipurth, Bo; Heathcote, Steve, HH 123 - A Herbig-Haro object in the high-latitude cloud L 1642, in Astronomy and Astrophysics, vol. 229, n. 2, marzo 1990, pp. 527-532. URL consultato il 17 luglio 2009.
  23. ↑ Alcalá, J. M.; Covino, E.; Torres, G.; Sterzik, M. F.; Pfeiffer, M. J.; Neuhäuser, R., High-resolution spectroscopy of ROSAT low-mass pre-main sequence stars in Orion, in Astronomy and Astrophysics, vol. 353, gennaio 2000, pp. 186-202. URL consultato il 17 luglio 2009.
  24. ↑ Bally, J.; Langer, W. D.; Wilson, R. W.; Stark, A. A.; Pound, M. W., On the Structure and Kinematics of Molecular Clouds from Large Scale Mapping of Mm-Lines, in Fragmentation of Molecular Clouds and Star Formation: Proceedings of the 147th Symposium of the International Astronomical Union, held in Grenoble, France, 12-16 giugno 1991, p. 11. URL consultato il 17 luglio 2009.
  25. 1 2 Duerr, R.; Imhoff, C. L.; Lada, C. J., Star formation in the Lambda Orionis region. I - The distribution of young objects, in Astrophysical Journal, vol. 261, ottobre 1982, DOI:10.1086/160325. URL consultato il 22 luglio 2009.
  26. ↑ Zhang, C. Y.; Green, D. A., H I towards the Lambda Orionis region, in Astronomical Journal, vol. 101, marzo 1991, pp. 1006-1012, DOI:10.1086/115742. URL consultato il 22 luglio 2009.
  27. ↑ (EN) Barrado Y Navascués, D.; Stauffer, J. R.; Morales-Calderón, M.; Bayo, A., The lambda Orionis Star Forming Region: the Spitzer perspective, in Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, vol. 29, giugno 2007, pp. 37-39, Bibcode:2007RMxAC..29...37B. URL consultato il 4 dicembre 2020.
  28. ↑ Cunha, K.; Smith, V. V., Is the expanding molecular cloud surrounding λ Orionis caused by a Supernova?, in Astronomy and Astrophysics, vol. 309, maggio 1996, pp. 892-894. URL consultato il 22 luglio 2009.

Bibliografia

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Libri

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Opere generali

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Sull'evoluzione stellare

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  • (EN) C. J. Lada, N. D. Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems, Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7.
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5.
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7.
  • M. Hack, Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo, Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6.

Sul Complesso di Orione

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  • (EN) Bally, J., Overview of the Orion Complex, in Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, vol. 4, dicembre 2008, p. 1.
  • (EN) Mathieu, R. D., The λ Orionis Star Forming Region, in Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, vol. 4, dicembre 2008, p. 1.
  • (EN) Alcalá, J. M.; Covino, E.; Leccia, S., Orion Outlying Clouds, in Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications, vol. 4, dicembre 2008, p. 1.

Carte celesti

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Voci correlate

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Argomenti generali

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Argomenti specifici

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Fenomeni e oggetti correlati

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Collegamenti esterni

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