LArco della Carena è una regione della Via Lattea particolarmente ricca di nubi molecolari giganti e di giovanissime ed estese associazioni OB; prende il nome dalla costellazione in cui ricade quasi per intero, quella della Carena.
È uno dei tratti della Via Lattea tra i più luminosi e congestionati visibili dalla Terra, anche a causa dell'orientamento del braccio di spirale di cui fa parte, il Braccio del Sagittario; questa regione galattica costituisce una delle strutture celesti più caratteristiche visibili dall'emisfero australe ed è dominata in senso assoluto dalla grande e luminosa Nebulosa della Carena, perfettamente visibile anche ad occhio nudo, al cui interno sono attivi importanti processi di formazione stellare, specialmente nei settori più meridionali. A questa si aggiunge un gran numero di nebulose minori, fino a comprendere la cosiddetta "Nebulosa di Lambda Centauri", visibile sul lato più orientale della regione.
A riprova della grande attività di formazione stellare, sull'Arco della Carena e nei suoi dintorni sono visibili ben quattro associazioni OB di notevole rilevanza, più un gran numero di ammassi aperti di recente formazione, stelle di Wolf-Rayet e diverse popolazioni di stelle T Tauri. Il vento stellare delle stelle più massicce ha inoltre creato una serie di enormi bolle di vento stellare, i cui bordi sono delimitati da lunghi filamenti di idrogeno neutro e ionizzato.
Osservazione
L'Arco della Carena costituisce uno dei tratti della Via Lattea più appariscenti e ricchi di stelle; si osserva al confine fra le costellazioni australi della Carena e del Centauro, nel tratto più meridionale della scia luminosa della Via Lattea. A causa della sua declinazione fortemente australe, l'osservazione di questa regione galattica è preclusa alla gran parte delle aree situate nell'emisfero boreale terrestre; può presentarsi rasente l'orizzonte nelle sere invernali a partire dal 29º-28º parallelo nord, coincidenti con la latitudine di città come Il Cairo e New Delhi o con la base di Cape Canaveral in Florida. Le aree da cui l'osservazione risulta ottimale sono sicuramente quelle dell'emisfero australe e in particolare dalle regioni temperate; da città come Sydney, Melbourne, Wellington e Città del Capo si presenta circumpolare ed è pertanto osservabile in tutte le notti dell'anno, seppur con qualche difficoltà nei mesi della primavera australe.Una declinazione di 61°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 29°; il che equivale a dire che a sud del 29°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 29°N l'oggetto non sorge mai. Una discreta visuale si può avere anche dalle regioni tropicali inferiori dell'emisfero nord.
L'Arco della Carena è perfettamente distinguibile anche ad occhio nudo nelle notti sufficientemente buie da permettere l'osservazione della scia della Via Lattea; si trova con facilità a WSW della brillante costellazione della Croce del Sud e appare come uno dei tratti più congestionati e ricchi di stelle della volta celeste. Un semplice binocolo permette di distinguere con facilità gli oggetti più luminosi, prima fra tutte la Nebulosa della Carena, l'oggetto più significativo dell'Arco, che essendo la nebulosa più brillante del cielo è ben osservabile anche ad occhio nudo; attorno ad essa si dispone un gran numero di concentrazioni stellari e ammassi più o meno ricchi, alcuni dei quali, come NGC 3532 e le Pleiadi del Sud, sono in realtà oggetti posti in primo piano e appartenenti al nostro braccio di spirale, il Braccio di Orione.
L'osservazione al telescopio rivela un altissimo numero di dettagli sia delle strutture nebulose che di quelle stellari; sono ben evidenti le concentrazioni di giovani stelle azzurre, gli archi nebulosi che dalla Carena si estendono fino alla parte meridionale del Centauro e la nebulosa IC 2944, visibile in direzione della stella . Da un punto di vista prettamente amatoriale l'Arco della Carena costituisce una delle attrazioni dell'emisfero celeste australe più apprezzate per gli astrofili di tutto il mondo.
Caratteristiche
L'Arco della Carena è un ricco addensamento facente parte del Braccio del Sagittario, il braccio di spirale della Via Lattea subito più interno di quello in cui si trova il sistema solare; esso giace alla distanza media di circa 2500 parsec (8150 anni luce) e si estende per 1000-1500 parsec comprendendo un gran numero di regioni H II e complessi nebulosi molecolari particolarmente massicci in cui sono attivi intensi fenomeni di formazione stellare. L'esito di questi fenomeni è la formazione di alcune estese associazioni OB e di ammassi aperti composti da stelle molto massicce e luminose.
Analogamente alla regione del Cigno, l'Arco della Carena appare fortemente congestionato, con un gran numero di strutture nebulose e associazioni stellari che tendono quasi a sovrapporsi sulla stessa linea di vista; secondo i modelli di mappatura della Via Lattea, questa regione coincide col punto in cui il Braccio del Sagittario, nel suo giro attorno al centro galattico, viene visto quasi lungo il suo asse direzionale, determinando, specialmente nella zona centrale, una maggiore sovrapposizione di strutture differenti. Le quattro associazioni OB maggiori si osservano presso le due nebulose più brillanti della regione: Carina OB1 e Carina OB2 sono visibili sul lato occidentale, nei pressi della Nebulosa della Carena, mentre le altre due, Crux OB1 e Centaurus OB1, giacciono sul lato est, apparentemente a breve distanza dalla nebulosa IC 2944.
Osservando la regione dalla Terra si notano, oltre a queste associazioni e regioni nebulose, molte strutture appartenenti in realtà al Braccio di Orione e visibili in questa direzione solo per un effetto di prospettiva; è il caso di uno degli oggetti dominanti in questa direzione, l'ammasso delle Pleiadi del Sud (IC 2602). Questo ammasso, centrato sulla stella , costituisce uno dei vertici più occidentali dell'Associazione Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina al sistema solare; in particolare, le Pleiadi del Sud si trovano a una distanza pari a 147 parsec (479 anni luce). Un secondo ammasso molto brillante visibile in questa direzione ma non facente parte dell'Arco della Carena è NGC 3532, la cui distanza è stimata attorno ai 405 parsec (1300 anni luce).
La parte meridionale dell'Arco della Carena appare oscurata da una serie di nebulose oscure, che conferisce a questo tratto della Via Lattea australe il suo aspetto ad arco così caratteristico. Queste nubi, che si estendono principalmente a nordest delle Pleiadi del Sud e terminano nella direzione di IC 2944, costituiscono un gruppo fortemente disomogeneo; si tratta in gran parte di piccoli complessi isolati, ma la cui abbondanza è tale da mascherare completamente la Via Lattea e gli oggetti che stanno oltre queste nebulose. Sebbene in essi siano in atto alcuni limitati fenomeni di formazione stellare, essi non costituiscono un esempio di regione di formazione stellare omogeneo. Fra le nebulose presenti in quest'area, vi sono DC289.3-2.8, DC289.9-3.2 e DC287.1+2.4, dei piccoli bozzoli scuri che emettono radiazione infrarossa. Queste nubi sono anche responsabili dell'oscuramento dell'ammasso Mel 101, visibile a sud delle Pleiadi del Sud e facente fisicamente parte del Braccio del Sagittario.
Struttura La Nebulosa della Carena
La Nebulosa della Carena (NGC 3372) è la nebulosa più luminosa dell'intera volta celeste, superando in dimensioni e brillantezza apparenti persino la celebre Nebulosa di Orione; visibile anche ad occhio nudo sotto un cielo non necessariamente perfetto, è di gran lunga l'oggetto dominante sull'Arco della Carena. Al suo interno si trova la celebre stella , nonché uno dei più grandi complessi di stelle insolitamente massicce conosciute all'interno della nostra Galassia, fra i quali i giovani ammassi aperti Tr 14, Tr 15 e Tr 16, Cr 228 e Cr 232, più Bochum 10 e Bochum 11; tutti insieme, questi ammassi contengono almeno 64 stelle di classe spettrale O e due stelle di Wolf-Rayet, ossia ciò che resta di un violento fenomeno di formazione stellare avvenuto circa 3 milioni di anni fa. Fra le stelle presenti in quest'area vi sono alcuni esempi di rari astri di classe spettrale O3 di sequenza principale.
Osservazioni condotte su larga scala mostrano che questa nebulosa possiede una struttura bipolare compressa nella zona centrale ai due lati da polveri e gas freddi; l'asse maggiore è grosso modo perpendicolare al piano galattico. I suoi lobi bipolari hanno un diametro di circa 1°, equivalenti a 40 parsec (130 anni luce) se si considera la distanza della nube pari a 7500 anni luce, e non possiedono una forma sferica e regolare; le regioni interne di questi lobi emettono radiazione OIII (ossigeno due volte ionizzato) e sono circondate da filamenti emittenti radiazione Hα e SII (zolfo ionizzato). Il lobo settentrionale mostra evidenze di impatto con il piano galattico, mentre il grande lobo che si estende a meridione appare essere legato in sequenza con una serie di strutture a guscio che si estendono fino ad un'angolazione di 2,7° (pari a 110 parsec/360 anni luce) dal centro della nebulosa. La struttura a poli della nebulosa suggerisce che l'espansione lungo il piano galattico è stata inibita dal gas molecolare circostante, costringendo il gas a dirigersi in due direzioni opposte verso i poli galattici locali; ciò a sua volta suggerisce che in origine la nube molecolare doveva avere una forma relativamente piatta ed essere contenuta tutta entro la zona centrale del piano galattico.
La stella più massiccia contenuta nella nebulosa è ; si tratta di una variabile blu luminosa estremamente instabile e soggetta e periodiche espulsioni di materia, che ne fanno aumentare improvvisamente la luminosità al punto da diventare in certi periodi una delle stelle più brillanti dell'intera Via Lattea, nonché una delle stelle più luminose del cielo. La massa espulsa dalla stella ha formato una nube dalla forma complessa nota come Nebulosa Omuncolo; si pensa che l'attuale forma di questa nube si sia formata a seguito dell'ultima grande esplosione di , avvenuta nel 1841, quando raggiunse e superò la luminosità di Canopo, diventando la seconda stella più brillante del cielo. L'esplosione ha prodotto due lobi polari ed un vasto ma debole disco equatoriale, il tutto in allontanamento dalla stella alla velocità di 2,4 milioni di km/h. Non si esclude la possibilità di un riverificarsi in futuro di tali esplosioni. Poiché è situata a circa 7500 anni luce dal nostro pianeta, possono essere distinte, ad un'accurata osservazione, solo le strutture con una grandezza dell'ordine dei 15 miliardi di chilometri (paragonabile al diametro del Sistema solare).
Nonostante si tratti di una nebulosa molto evoluta, al suo interno sono ancora attivi diversi fenomeni di formazione stellare. Secondo alcuni studi essi avrebbero avuto inizio nel settore nord-occidentale della nebulosa e l'esito sarebbe oggi visibile sotto forma di brillanti ammassi aperti, in particolare di NGC 3293, visibile circa 1° a nord-ovest della nebulosa, e il più piccolo IC 2581, sempre nella stessa direzione; in seguito alla formazione di questi due ammassi gli episodi di formazione stellare si sarebbero spostati progressivamente verso sud-est, fino a raggiungere l'attuale posizione. Secondo un altro studio datato 2003, la formazione stellare sarebbe comunque ancora attiva nella regione circostante l'ammasso, come sarebbe stato testimoniato dalla scoperta di alcune stelle di pre-sequenza principale.