Sh 2-171 - complesso nebulare Ced 214 in halpha 4 ore Cmos

Stelle giovani e calde e colonne cosmiche di gas e polvere sembrano affollarsi in NGC 7822. Al margine di una gigantesca nube molecolare verso la costellazione settentrionale di Cefeo, la regione luminosa di formazione stellare si trova a circa 3000 anni luce di distanza.
All'interno della nebulosa spiccano bordi luminosi e forme scure in questo skyscape. L'immagine include dati provenienti da filtri a banda stretta, mappando le emissioni di idrogeno (riga Halpha). L'emissione atomica è alimentata dalla radiazione energetica delle stelle calde centrali, i loro potenti venti e le radiazioni scolpiscono ed erodono le forme più dense del pilastro e liberano una caratteristica cavità di anni luce attraverso il centro della nuvola natale. Le stelle potrebbero ancora formarsi all'interno dei pilastri a causa del collasso gravitazionale, ma man mano che i pilastri vengono erosi, tutte le stelle che formano verranno infine espulse fuori dal loro vivaio di materiale stellare. Questo campo visivo si estende per oltre 40 anni luce alla distanza stimata di NGC 7822. (Nasa-APOD)

Si tratta in realtà della parte settentrionale del grande complesso nebuloso di Ced 214: Sh2-171  è una grande regione H II legata a Cepheus OB4, una delle brillanti associazioni OB facenti parte del sistema di formazione stellare ad arco visibile nella costellazione di Cefeo e facente parte del Braccio di Orione; la sua distanza è pari a circa 840 parsec (2740 anni luce) dal sistema solare.^[2] Al centro della nebulosa si trova il giovane ammasso aperto Berkeley 59, contenente nove stelle blu con classi spettrali comprese fra la O7 e la B3, fra le quali spicca BD+66 1673, una delle stelle più calde situate entro un raggio di 1000 parsec dal Sole; si tratta di una binaria a eclisse (con sigla V747 Cephei^[7]) in cui la stella primaria, di classe O5V, ha una temperatura superficiale pari a 45000 K e una luminosità di 100.000 L_⊙.^[8] L'intensa radiazione ultravioletta di queste stelle si rende responsabile della ionizzazione dei gas dell'intera nebulosa e produce un fronte di ionizzazione che si estende sulla superficie di due dense nubi molecolari, individuate tramite le loro emissioni CO;^[9] la compressione che ne deriva destabilizza l'equilibrio delle nubi, facendole collassare in più punti. Per questa ragione, il complesso di Ced 214 è un importante teatro per lo studio dei processi di formazione di stelle di piccola massa stimolati dall'azione delle vicine stelle di grande massa.^[5]

Nella regione dell'ammasso Berkeley 59 sono state individuate 48 stelle con emissioni Hα, nonché quattro oggetti stellari giovani che presentano emissioni nel vicino infrarosso, segno che sono ancora profondamente avvolte nella nube da cui si stanno formando; mentre l'età delle stelle massicce dell'ammasso è compresa fra 1 e 2 milioni di anni al massimo, quella degli oggetti stellari giovani è inferiore a 1 milione di anni, con l'eccezione di una sola stella. Anche oltre il 30% delle stelle Hα presentano un eccesso di emissioni nell'infrarosso, che sta a indicare che il loro disco interno non si è ancora dissolto.^[5]

Nei dintorni dell'ammasso sono stati individuati due addensamenti, denominati C1 e C2 (dall'inglese clump). Il primo contiene una densa nube dal bordo luminoso (bright-rimmed cloud - BRC) in cui i processi di formazione stellare sono causati dal collasso dovuto all'onda d'urto del fronte di ionizzazione.^[10] In entrambi gli addensamenti sono invece presenti emissioni infrarosse, catalogate anche dall'IRAS.^[5][11] La massa delle giovani stelle in formazione risulta essere in genere compresa fra 0,8 e 3 M_⊙, anche se le componenti situate nella regione centrale di Berkeley 59 tendono ad essere mediamente le più massicce e sei di queste hanno una massa superiore alle 2 M_⊙; per contro, nella parte più occidentale del complesso vi è soltanto una stella con massa superiore alle 2 M_⊙.^[5]

Il Catalogo Avedisova associa al sistema di Ced 214 quattordici sorgenti infrarosse catalogate dall'IRAS, una delle quali coincide con la stella variabile V510 Cassiopeiae e una con la variabile V512 Cassiopeiae.^[12] 

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