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Sh2-135 è una nebulosa a emissione visibile nella costellazione di Cefeo.
Sh2-135 Regione H II | |
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Dati osservativi (epoca J2000) | |
Costellazione | Cefeo |
Ascensione retta | 22h 22m 12s[1] |
Declinazione | +58° 44′ 18″[1] |
Coordinate galattiche | l = 104,6; b = +01,3[1] |
Distanza | 10100[2] a.l. (3100[2] pc) |
Magnitudine apparente (V) | - |
Dimensione apparente (V) | 15' x 15' |
Caratteristiche fisiche | |
Tipo | Regione H II |
Classe | 3 2 2[3] |
Dimensioni | 20 a.l. (6 pc) |
Caratteristiche rilevanti | Avedisova 1289 |
Altre designazioni | |
LBN 492[1] | |
Mappa di localizzazione | |
Categoria di regioni H II |
Si individua nella parte meridionale della costellazione, poco a nord della linea che congiunge le stelle ζ Cephei e δ Cephei; il periodo più indicato per la sua osservazione nel cielo serale ricade fra i mesi di luglio e dicembre ed è notevolmente facilitata per osservatori posti nelle regioni dell'emisfero boreale terrestre, dove si presenta circumpolare fino alle regioni temperate calde.
Si tratta di una regione H II legata a una nebulosa oscura di polvere interstellare, che mostra un fronte di ionizzazione pronunciato e in espansione; un modello che può spiegare bene la situazione è il cosiddetto blister model: secondo questo schema, il gas ionizzato è spazzato via dal fronte di ionizzazione a seguito dell'interazione fra la regione H II e la nube molecolare adiacente. La stella responsabile della ionizzazione dei gas è di classe spettrale O9,5V.[2] Stime sulla distanza iniziali hanno fornito un valore di circa 1900 parsec (circa 6200 anni luce),[4] mentre stime molto più recenti hanno dato valori decisamente superiori, nell'ordine di 3100 parsec (circa 10100 anni luce).[2] Numerose sorgenti di radiazione infrarossa sono state individuate attorno a questa nebulosa dall'IRAS,[5][2] indicando così la presenza di recenti processi di formazione stellare; gran parte di queste stelle sono raggruppate in un giovano ammasso aperto, la cui stella dominante ha una massa di circa 7 M☉assieme a 174 oggetti stellari giovani identificati con certezza e costituenti due addensamenti principali.[2]
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