La Nube di Rho Ophiuchi è una nube molecolare gigante composta in parte da idrogeno ionizzato luminoso e in gran parte da polveri oscure; deve il suo nome alla stella che domina la regione in cui si trova, , situata tre gradi a nord di Antares, nella costellazione dell'Ofiuco.
Con una distanza media di appena , è una delle regioni di formazione stellare più vicine in assoluto al sistema solare; appartiene allo stesso ambiente galattico dell'associazione Scorpius-Centaurus, dalle cui perturbazioni ha avuto origine la compressione iniziale che ha avviato al suo interno i processi di formazione stellare. Morfologicamente appare divisa in due nubi principali, indicate con le sigle LDN 1688, che costituisce il nucleo maggiore, e LDN 1689, di massa inferiore; a entrambe le nubi sono connessi diversi filamenti nebulosi oscuri.
Grazie alla sua vicinanza, questa nube costituisce un interessante campo di ricerca sull'evoluzione delle stelle di piccola massa e sulle nane brune, nonché un laboratorio per lo studio dei fenomeni di formazione stellare a catena.
Osservazione
L'area di cielo in cui giace la nube è di facile individuazione: si trova infatti nei pressi del brillante gruppo di stelle azzurre che costituiscono la testa dello Scorpione. Si tratta di un gruppo di stelle fisicamente legate tra loro, conosciuto come associazione Scorpius OB2, che costituisce la parte più settentrionale dell'associazione Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina al sistema solare.
La nube è centrata fra le stelle e Antares; la sua caratteristica principale, all'osservazione con un binocolo in un cielo buio e sereno, è la quasi totale mancanza di stelle di fondo: gli astri di quarta, quinta e sesta magnitudine infatti dominano questa parte di cielo in senso assoluto, mentre le stelle di settima, ottava e nona grandezza sono pressoché assenti; al binocolo non si rilevano tracce di nebulosità, ma l'oscuramento dei campi stellari di fondo è estremamente evidente. Telescopi di grande potenza rivelano alcune stelle dall'aspetto nebuloso nei pressi di , mentre tutta la regione a est di quest'ultima continua ad apparire notevolmente povera di stelle poco luminose; lunghe scie completamente buie circondate da campi stellari relativamente poveri denotano la presenza di filamenti oscuri. Fotografie a lunga posa consentono di catturare diversi dettagli della nube, la cui colorazione varia dall'azzurro intenso nei pressi di all'arancione attorno ad Antares.
La Nube di Rho Ophiuchi giace nell'emisfero celeste australe, a una declinazione media di 24°S; ciò comporta una maggiore difficoltà di osservazione per i telescopi situati a latitudini boreali, sebbene la regione sia comunque completamente visibile anche fino a meno di 10° dal circolo polare artico. Dall'emisfero australe la sua osservazione è ottimale e, nel cielo serale, va da maggio fino a ottobre.Una declinazione di 24°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 66°; il che equivale a dire che a sud del 66°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 66°N l'oggetto non sorge mai. L'estremità più settentrionale della nube è attraversata dall'eclittica; il Sole vi transita davanti fra il 30 novembre e il 2 dicembre, mentre è molto frequente l'occultazione da parte della Luna o dei pianeti del sistema solare.
Caratteristiche e struttura
La Nube di Rho Ophiuchi rappresenta un eccellente laboratorio per lo studio dei fenomeni di formazione stellare che riguardano astri di grande, media e piccola massa. Ciò è dovuto a due fattori importanti. In primo luogo, si tratta di uno dei sistemi nebulosi attivi di grande massa più vicini in assoluto al sistema solare, data la sua distanza di appena 130 parsec (424 anni luce); questo consente di osservare la nube e i fenomeni in essa attivi senza il disturbo causato dall'eccesso di mezzo interstellare o dalla presenza di eventuali nubi oscuranti lungo la linea di vista. In secondo luogo, la nube si trova in una posizione tale da poter essere osservata da entrambi gli emisferi terrestri, con la sola eccezione delle aree situate a ridosso o all'interno del circolo polare artico.
Il corpo principale della nube, indicato con la sigla LDN 1688, si colloca presso la stella , che lo illumina parzialmente rendendolo così visibile anche otticamente come nebulosa a riflessione e a emissione; la radiazione ultravioletta di questa stella e il suo colore bluastro imprimono ai gas della nube un colore marcatamente azzurrognolo. La nube si estende in direzione sud e SSE, verso la brillante supergigante rossa Antares; parte dei gas viene illuminata direttamente da questa stella, come è ben evidente dal colore rossastro assunto dalla nube in questa regione. Altre stelle poste poco a sud di sono invece responsabili dell'illuminazione di varie sezioni della nube, come vdB 105. A est della nube si estendono due lunghi filamenti periferici: LDN 1709 a nordest e LDN 1704 in direzione nord.
Le regioni centrali di LDN 1688 appaiono di natura granulosa, con un gran numero di piccoli addensamenti nebulosi privi di un corpo centrale; in particolare, tre punti di densità maggiori, denominati con le lettere A, E e F, predominano sugli altri. Il nucleo A è a sua volta composto da tre dense concentrazioni di gas freddo con una massa pari a 0,5 masse solari (M⊙), indicate come SM 1, SM 1N e SM 2, coincidenti a loro volta con nuclei prestellari. Ai tre nuclei principali se ne aggiungono oltre una cinquantina, con masse comprese fra 0,02 e 6,3 M⊙; queste nubi, che assieme costituiscono comunque una frazione minima dell'intera massa gassosa della nube, potrebbero costituire le primissime fasi di un futuro fenomeno di formazione stellare. Qualora ognuno di questi nuclei collassasse generando una stella, essi potrebbero costituire una funzione di massa iniziale.
La nube secondaria, situata a sudest rispetto alla principale, è indicata come LDN 1689; a essa è connesso un filamento orientato verso nordest, noto come LDN 1712. L'insieme di questi filamenti oscuri costituisce due evidenti correnti parallele, indicate anche con le sigle B44 e B45, rispettivamente quella di sudest e quella di nordest. Le principali responsabili del riscaldamento diretto dei gas e delle polveri del complesso nebuloso sono le stelle di classe spettrale B, ossia le stelle blu di grande massa, poste all'interno della nube stessa, mentre le regioni più occidentali risentono dell'influenza di HD 147889, un astro di settima magnitudine situato a sud di . In totale, il complesso nebuloso possiede una massa pari a 3 000 M⊙, oltre la metà della quale è concentrata nella nube LDN 1688.
Fenomeni di formazione stellare La formazione stellare all'interno della Nube di Rho Ophiuchi è attiva sia nelle regioni più interne sia in quelle periferiche, in particolare nei lunghi filamenti che si dispongono sul lato orientale del complesso nebuloso.
Fenomeni interni alla nube
Nel corso degli anni la regione LDN 1688 è stata oggetto di osservazioni volte a individuare e catalogare stelle e sistemi stellari in formazione e di giovanissima età; tali studi sono stati condotti sia nel vicino, medio e lontano infrarosso, sia ai raggi X e alle microonde, per rilevare le sorgenti di calore nascoste dai densi gas della nube.
Nel vicino infrarosso sono state individuate principalmente stelle T Tauri, tra le quali la percentuale di sistemi multipli pare essere maggiore rispetto alle normali popolazioni di sequenza principale, anche se non in maniera particolarmente consistente. Tramite lInfrared Space Observatory (ISO) e il telescopio spaziale Spitzer sono state ottenute invece delle mappature della regione nel medio e lontano infrarosso. Dall'analisi delle osservazioni dell'ISO sono state scoperte 425 sorgenti, tra cui 16 coincidono con altrettanti oggetti stellari giovani di classe I (protostelle) e 92 con stelle di classe II, con una luminosità superiore a 0,03 L⊙. A queste si aggiungono 14 sorgenti con spettro piatto, ossia in una fase intermedia fra la classe I e la classe II. Fra le componenti dell'associazione, 119 mostrano un eccesso di radiazione infrarossa, segno dell'evidente oscuramento per opera dei gas che le circondano. Il numero totale di stelle T Tauri individuate è pari a 200, di cui 123 circondate da un denso disco circumstellare e 77 circondate da dischi più rarefatti.
Le indagini condotte con lo Spitzer su un'area di 14,4 gradi quadrati attorno alla nube hanno rivelato 323 possibili stelle di pre-sequenza principale con eccesso di radiazione infrarossa, identificate tramite il diagramma HR; di queste, 161 si trovano all'interno di LDN 1688, 27 nella vicina LDN 1689 e 13 nella periferica nube LDN 1709, anch'essa inclusa nello studio. Queste sorgenti coincidono in gran parte (circa l'84%) con protostelle di classe I. L'età media delle protostelle originatesi nella nube è di circa 300 000 anni, quasi 20 000 volte inferiore a quella del Sole, che è pari a 5 miliardi di anni. Sempre tramite la strumentazione dello Spitzer si è indagato sulle emissioni di silicati e idrocarburi policiclici aromatici provenienti dalle stelle T Tauri interne alle nubi LDN 1688 e LDN 1689; le emissioni di questi ultimi composti sono relativamente rare e sono state osservate nello spettro di alcune delle stelle prese in esame, come WL 16, una stella Ae/Be di Herbig, e SR 21. Quest'ultima in particolare mostra un disco interno privo di polveri, un possibile indice di fenomeni di formazione planetaria in atto.
Le osservazioni ai raggi X dei densi nuclei della Nube di Rho Ophiuchi sono state condotte fin dall'affinamento delle tecniche di osservazione a questa lunghezza d'onda. Le stelle giovani individuabili ai raggi X nella nube sono 201; molte di esse sono state individuate anche agli infrarossi. Sono situate in massima parte all'interno dei nuclei A, E e F. La funzione di luminosità ai raggi X, rapportata alla distanza di 130 parsec, risulta paragonabile a quella ottenuta per le stelle dell'ammasso della Nebulosa di Orione. Curiosamente, gli oggetti stellari giovani che emettono raggi X sembrano scintillare costantemente e in maniera alternata fra loro, tanto da essere stati descritti come una sorta dialbero di Natale ai raggi X; quest'effetto potrebbe essere causato, secondo alcune ipotesi, dal riscaldamento del plasma bloccato dal campo magnetico, come sembrerebbe suggerire lo spettro variabile e molto forte di questi oggetti. Tuttavia, il meccanismo attraverso il quale avviene il riscaldamento del plasma, nonché la sua forma geometrica, resta oggetto di studio. Alcuni modelli prevedono l'esistenza di grandi anelli magnetici e di un moderato campo magnetico.
Indizi della presenza di fenomeni di formazione stellare nelle fasi iniziali sono dati dai numerosi getti di gas osservati nelle regioni più dense della nube, ma proprio l'elevata densità dei gas della nube fa da ostacolo all'osservazione di tali fenomeni, al punto che fino all'inizio degli anni novanta si conoscevano solo gli oggetti di Herbig-Haro più notevoli, successivamente indicati come HH 79 e HH 224. A questi se ne aggiungono un'altra trentina, i quali però giacciono attorno ai bordi della nube con la più bassa estinzione; spesso ciò comporta difficoltà nell'individuazione delle stelle responsabili dell'eccitazione dei loro gas. La presenza di maser, frequentemente ad acqua, rivela che alcune delle giovani stelle in formazione stanno subendo perdita di massa.
Fenomeni periferici
Anche la vicina LDN 1689 è stata studiata e mappata a più lunghezze d'onda; tuttavia, per via della sua minore densità, i fenomeni di formazione stellare sono qui molto meno attivi. A causa della loro ridotta densità, le lunghe correnti nebulose che si estendono a est della Nube di Rho Ophiuchi mostrano una quasi totale assenza di fenomeni di formazione stellare, mentre risultano maggiormente attivi presso il punto di congiunzione con le due nubi maggiori.