Le complexe des nébuleuses du Cœur et de l'Âme (également connue sous le nom de complexe W3/W4/W5) est un grand complexe nébuleux, visible en direction de la constellation de Cassiopée, où se déroule une intense formation d'étoiles. Son emplacement physique dans la Voie lactée tombe dans le bras de Persée, l'un des principaux bras de notre galaxie, à de la Terre.
Malgré sa grande distance, son observation et son étude sont facilitées par le fait qu'il n'y a pas d'obscurcissement dû à de la poussière noire sur sa ligne de visée, ce qui le rend particulièrement simple et efficace pour déterminer un grand nombre de structures, depuis les amas d'étoiles de grande masse jusqu'à ceux de faible masse et les sources bien enveloppées de nébulosité. Grâce à cette facilité d'observation, il est également possible d'étudier les relations entre les étoiles massives et le milieu interstellaire environnant, les processus actuels de formation d'étoiles et même les traces de phénomènes passés, permettant ainsi de tracer des modèles évolutifs pour les grands complexes de nébuleuses moléculaires. De plus, grâce à sa vision globale, il est possible d'étudier de grandes structures telles que les superbulles et leur dynamique, ainsi que de déterminer facilement l'épaisseur du bras de Persée à l'endroit où se trouve le complexe.
La région la plus étudiée du complexe est celle appelée W3, où se déroulent les processus de formation les plus intenses. Après la nébuleuse d'Orion, W3 est la nébuleuse la plus étudiée de la voûte céleste, en particulier depuis les années 1980.
Observation gauche|vignette|Carte de la région du ciel où le complexe de nébuleuses du Cœur et de l'Âme peut être observé. Le complexe est situé en direction de l'une des parties les plus septentrionales de la Voie lactée, très profondément dans l'hémisphère nord, dans la constellation de Cassiopée. Les deux principaux nuages ne sont pas observables à l’œil nu ou à l’aide de jumelles. Pour pouvoir les identifier optiquement, il faut des instruments avec des grossissements supérieurs à 100 et un ciel très dégagé et sombre. Un filtre UHC permet un plus grand contraste, ce qui peut également révéler les structures filamentaires hébergées dans les deux nébuleuses. Leur position est à environ au nord du célèbre double amas de Persée.
Étant à une déclinaison très septentrionale, autour de 61ºN, les nébuleuses semblent circumpolaires depuis une grande partie de l'hémisphère nord. La constellation de Cassiopée est l'une des figures les plus classiques des soirées d'automne nordiques et apparaît à son zénith au Canada, en Europe du Nord et en Russie. Depuis l'hémisphère sud, cependant, la vision est très mauvaise et pour la plupart de ses régions, elle reste toujours en dessous de l'horizon, ne se montrant jamaisUne déclinaison de 61°N équivaut à une distance angulaire du pôle céleste nord de 29°. Ce qui revient à dire qu'au nord de 29°N l'objet apparaît circumpolaire, tandis qu'au sud de 29°S l'objet ne s'élève jamais..
Le complexe de nébuleuses est situé dans le bras de Persée, sa grande distance signifie donc que même ses étoiles les plus brillantes ne peuvent être observées qu'avec des jumelles puissantes ou un petit télescope. Un grand nombre d'étoiles à partir de la dixième magnitude sont associées au complexe, ainsi que quelques amas ouverts composés principalement d'étoiles bleues chaudes, très jeunes. Précession des équinoxes vignette|Projection du chemin de précession du pôle Nord sur le ciel fixe de l'époque J2000.0 pour l'intervalle de temps à partir de 48 000 av. J.-C. jusqu'à 52 000 ap. J.-C.. L'étoile brillante en bas est Véga.En raison de la précession des équinoxes, les coordonnées célestes des étoiles et des constellations peuvent varier considérablement, en fonction de leur distance par rapport aux pôles nord et sud de l'écliptique.
Le tronçon de la Voie lactée dans la partie orientale de la constellation de Cassiopée est situé à environ d'ascension droite, ce qui équivaut au point où l'écliptique, après avoir intersecté l'équateur céleste (équinoxe), continue vers le nord. L'intersection de avec l'écliptique correspond au solstice du , celle de avec le solstice du .
Dans cette phase précessionnelle, le complexe de Cassiopée tend à adopter des déclinaisons de plus en plus septentrionalesPour le déterminer, il suffit d’analyser les deux coordonnées fournies par SIMBAD pour les équinoxes de printemps de 1950 et 2000, pour tout objet appartenant à cette constellation.. Lorsque, dans environ , le complexe sera à d'ascension droite, il atteindra son point le plus septentrional : à cette occasion, il sera, comme on peut le voir sur l'image ci-contre, au point le plus proche du pôle céleste nord, puisque ce dernier sera en direction de la constellation voisine de Céphée.
Structure et régions HII Dans le complexe, 34 sources IRAS ont été découvertes, qui ont une contrepartie dans l’infrarouge lointain. 11 d'entre elles sont situées jusqu'à une distance d' du complexe et ont une masse moyenne relativement faible d'environ . Trois de ces nuages sont associés à des étoiles de classe O ou B, tandis que les huit autres forment un amas d'étoiles. Il existe également 19 amas d’étoiles connus, contenant environ au total avec des magnitudes comprises entre et . Parmi ces amas, il y en a cinq particulièrement riches, qui contiennent à eux seuls environ la moitié de la population stellaire détectée.
Complexe W3 Le complexe W3, également catalogué sous le nom de NGC 896, est le complexe le plus petit et le plus occidental du système. Il s'agit d'un complexe nébuleux composé de différentes sections, cataloguées comme W3 North, W3 Main et , dont la masse, total des masses additionnées, équivaut à environ . W3 North comprend la section la plus au nord du nuage, W3 Main coïncide avec la partie la plus brillante située à l'ouest et est la région sombre située juste au sud-est de W3 Main. L'ensemble du complexe a une forme de coquille, à l'intérieur de laquelle se trouvent les nuages NGC 896 et IC 1795, qui émettent de la lumière visible.
NGC 896 est l'un des amas nébuleux les plus brillants, situé dans le secteur ouest du complexe, mais il ne présente pas de concentrations d'étoiles bien définies. IC 1795, au contraire, est entouré sur ses côtés nord et sud par des associations de jeunes étoiles, appartenant respectivement aux secteurs W3 Main et . L'étoile centrale dominante d'IC 1795 est une naine bleue de la séquence principale, cataloguée , avec une magnitude apparente de et une classe spectrale O6,5V. Trois autres étoiles de classe O et B ont également été identifiées. Leur âge, calculé à travers des modèles d'évolution stellaire après avoir déterminé leur position dans le diagramme HR, est compris entre , un âge intermédiaire entre les de la structure en coquille enfermant le complexe et l'âge des étoiles les plus jeunes encore enveloppées dans la nébulosité des régions compactes W3 North, Main et (OH), qui est d'.
La complexe principal W3, en particulier, est l’un des sites les plus étudiés où se produit la formation d’étoiles massives, après le nuage d’Orion. C'est l'une des zones les plus denses et les plus riches en régions HII dans un rayon de du soleil, qui abrite et cache une jeune association d'étoiles bleues, qui ionisent les nuages de gaz résiduels avec leur rayonnement. Plusieurs régions distinctes peuvent être distinguées, toutes étiquetées avec des lettres latines majuscules : W3H, W3J et W3K sont des régions dispersées, W3A, W3B et W3D sont des régions compactes, et W3C, W3E, W3F et W3G sont des régions ultracompactes. À cela s'ajoutent huit régions hypercompactes, avec un diamètre réel d', visuellement équivalent à moins d'une seconde d'arc. Les images prises à différentes longueurs d'onde, telles que le visible, Hα et d'autres longueurs d'onde, montrent la présence d'un jet d'émission provenant de W3 Main qui semble émerger du nuage moléculaire qui l'entoure. Les étoiles passionnantes de ces régions mineures ont été en grande partie identifiées grâce à des observations réalisées à différentes longueurs d'onde, y compris les ondes radio : ce sont des étoiles de classe O.
Complexe W4 (Nébuleuse du Cœur) vignette|La nébuleuse du Cœur, la plus grande du complexe en lumière visible. Le complexe W4, également connu sous le nom de nébuleuse du Cœur (IC 1805) en raison de sa forme à deux lobes, possède également une structure en forme de coquille et est la plus grande des trois nébuleuses principales du complexe. En son centre se trouve l'amas ouvert Melotte 15. IC 1805 constitue la partie centrale de la grande association OB Cassiopeiae OB6. Les étoiles les plus brillantes de l'amas sont des naines bleues, dont 24 ont une masse supérieure à , avec des âges compris entre . Parmi ces étoiles bleues, il y en a 9 de classe spectrale O, enfermées dans un rayon d', tandis que le rayon total de l'amas ouvert est d'. Parmi ces étoiles de classe O, les études de vitesse radiale et de fonction gaussienne ont révélé que 6 sont des étoiles doubles. Parmi celles-ci, il y en a une, , qui semble être une étoile triple.
Plusieurs épisodes de formation d’étoiles sont actifs à proximité de la nébuleuse. Grâce aux images obtenues par Hα, une superbulle en expansion formée d'hydrogène ionisé avec une extension d' et émergeant du plan galactique a été découverte. Son âge, d'environ , est un indicateur du fait qu'elle est née à la suite de l'action du vent stellaire d'une première génération d'étoiles massives. De cette région émergent plus de 30 nuages moléculaires et globules dispersés dans l'espace environnant, comme on le voit ci-dessus, dont la présence suggère qu'un nuage moléculaire géant a existé autrefois dans la région, puis s'est dissous en raison d'un épisode initial intense de formation d'étoiles.
Complexe W5 (Nébuleuse de l'Âme) gauche|vignette|La nébuleuse de l'Âme. Le nord est en bas à gauche. Le complexe W5, également connu sous le nom de nébuleuse de l'Âme en raison de son apparence, apparaît en lumière visible comme un nuage physiquement séparé du complexe W3-W4. Il a une forme allongée dans la direction est-ouest et contient en son sein l'association OB catalogué comme IC 1848. Le nuage, qui a structurellement une forme de coquille comme les précédents, peut être divisé en deux sections, indiquées comme W5-E et W5-W, respectivement étendues sur . W5-E est la partie orientale et contient une étoile de classe O7V (une naine bleue très chaude), , dont le vent stellaire semble être suffisamment puissant pour ioniser toute la région dans laquelle elle se trouve. W5-W, la partie occidentale, contient quatre étoiles de classe O, mais il pourrait également y en avoir d'autres dans la partie orientale de la région, non observables car complètement cachées par les nuages denses. Au moins deux de ces étoiles sont en fait des systèmes stellaires : est une étoile triple, tandis que est un système stellaire quadruple. Le point d'intersection entre les deux parties du système est étiqueté IC 1871.
La distribution des jeunes objets stellaires est concentrée en particulier à à l'intérieur du bord de la couche de gaz ionisé. L'échelle de temps d'environ , dérivée de l'interaction entre la région HII en expansion et les amas dans lesquels se trouvent les jeunes objets stellaires, suggère que c'est l'expansion de la région de gaz ionisé elle-même qui a favorisé la formation de nouvelles étoiles.
Phénomènes de formation d'étoiles