Visualizza wikitesto di Regione di Lambda Orionis

{{Oggetto non stellare
|nome = Regione di Lambda Orionis
|immagine = LambdaOrionisRegion.jpg
|didascalia = La regione di Lambda Orionis
|scopritore = 
|data = 
|epoca = J2000
|costellazione = Orione
|ra ={{RA|05|37|}}<ref name="Lambda"/>
|dec = {{DEC|09||}}<ref name="Lambda"/>
|gal = l = 196°; b = -12°<ref name="Lambda">{{cita pubblicazione|autore=Mathieu, R. D.|titolo=The λ Orionis Star Forming Region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..757M|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pp=757|editore=Bo Reipurth|anno=2008|mese=dicembre|ISBN=978-1-58381-670-7}}</ref>
|dimensione_v = 8° x 8°<ref name="Lambda"/>
|dist_al = 1467<ref name="Lambda"/>
|dist_pc = 450<ref name="Lambda"/>
|misura = 
|appmag_v = 3,39 (stella centrale)<ref name="SIMBAD">{{Cita web|titolo=Simbad Query Result|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Lambda+Ori&submit=SIMBAD+search|accesso=25 novembre 2009}}</ref>
|luminosita_sup = 
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|tipo = Regione H II
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|dimensioni_al = 148
|dimensioni_pc = 45,4
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|note = parte del [[Complesso di Orione]]
|nomi = Anello molecolare di Lambda Orionis<br />[[Catalogo Sharpless|Sh2]]-264, [[Catalogo Collinder|Cr]] 69 (ammasso)<ref name="SIMBAD2">{{Cita web|titolo=Simbad Query Result|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Sh+2-264&submit=SIMBAD+search|accesso=25 novembre 2009}}</ref>
}}

La '''Regione di Lambda Orionis''' è un complesso di [[nube molecolare|nubi molecolari]] e [[regione H II|regioni H II]] visibili in direzione della parte settentrionale della [[Orione (costellazione)|costellazione di Orione]]; fa parte delle [[regioni periferiche del Complesso di Orione|regioni più esterne]] del grande [[Complesso nebuloso molecolare di Orione]], una delle regioni di [[formazione stellare]] più studiate e meglio conosciute in assoluto, nonché la regione galattica più vicina al [[sistema solare]] in cui ha luogo la formazione di [[stella|stelle]] di grande [[massa (fisica)|massa]]. Prende il nome dalla sua stella principale, {{STL|Lambda|Ori}}, una [[gigante blu]] responsabile della [[ionizzazione dei gas]] delle nebulose circostanti.<ref name="Lambda"/>

La regione costituisce un buon modello di studio per comprendere l'evoluzione delle [[nube molecolare gigante|nubi molecolari giganti]], dalla formazione delle stelle di grande massa fino all'esaurimento dei fenomeni di formazione stellare all'interno di esse, con la dispersione dei gas residui e la dissoluzione delle [[associazione OB|associazioni OB]] in essa formatesi.<ref name="Dolan2002"/>

==Osservazione==
[[File:LambdaOrionisMap.png|thumb|left|Mappa che mostra forma e posizione della regione di Lambda Orionis.]]
{{ST|Lambda|Ori}} è la stella che rappresenta la testa di Orione; si trova a nord del grande rettangolo centrale che delimita la figura della costellazione, delineato dalle stelle [[Betelgeuse]], [[Bellatrix]], [[Rigel]] e [[Saiph]]. Questa stella si trova al centro di un [[ammasso aperto]] costituito da stelle giovani e calde, ben visibili anche ad [[occhio nudo]] essendo di quarta e quinta [[magnitudine apparente|magnitudine]]; l'ammasso di cui fanno parte è catalogato come [[Ammasso di Lambda Orionis|Cr 69]] ed è perfettamente risolvibile con un [[binocolo]], col quale è possibile scorgere numerose altre componenti fino alla nona magnitudine. Della regione non fa parte la stella {{STL|Phi|Ori||2}}, una [[gigante gialla]] visibile sul lato sudorientale dell'ammasso e posta a soli 116&nbsp;[[anni luce]] dal [[Sole]], contro gli oltre 1400 dell'ammasso e della nebulosa ad esso associata. La nube in sé invece non è visibile né con un binocolo né con piccoli [[telescopio amatoriale|telescopi amatoriali]]; essa diventa visibile specialmente nelle [[astrofotografia|foto astronomiche]] a lunga posa, dove si evidenzia come un debole arco nebuloso più brillante in direzione ovest, mentre l'ammasso e la parte racchiusa dall'arco mostra una tenue nebulosità di fondo.

Sebbene si trovi nell'[[emisfero celeste]] boreale, grazie alla sua [[declinazione (astronomia)|declinazione]] prossima all'[[equatore celeste]], la regione può essere osservata senza difficoltà da tutte le aree popolate della [[Terra]]; la sua visibilità arriva fino alle regioni costiere dell'[[Antartide]] e anche all'interno, mentre appare [[circumpolare]] solo nelle aree più settentrionali del [[Mar Glaciale Artico]]. Da tutte le regioni temperate, sia boreali che australi, appare molto alta sull'orizzonte, rispettivamente in direzione sud e nord a seconda dell'emisfero da cui si osserva; alla latitudine di 9°N è invece visibile perfettamente allo [[zenit]].<ref>Una declinazione di 9°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 81°; il che equivale a dire che a nord dell'81°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud dell'81°S l'oggetto non sorge mai.</ref> Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra novembre e aprile; dall'[[emisfero boreale]] le stelle vicine a {{ST|Lambda|Ori}} formano un tipico [[asterismo]] ben osservabile nelle sere invernali, mentre dall'[[emisfero australe]] Orione è una figura dei cieli estivi.

==Caratteristiche e struttura==
[[File:B35darkcloud.jpg|upright=1.2|thumb|La nebulosa B35, che mostra la parte più densa in direzione della parte centrale del complesso e la chioma in direzione opposta.]]
La Regione nebulosa di Lambda Orionis si presenta come una [[regione H II]] strutturalmente molto evoluta; la gran parte dei fenomeni di [[formazione stellare]], in particolare quelli di stelle di grande massa, si sono esauriti circa 6 milioni di anni fa, con la nascita delle stelle più brillanti poste al centro della nube e costituenti un'[[associazione OB]] che corrisponde all'ammasso Cr&nbsp;69. L'età della regione può essere determinata tramite lo studio delle stelle massicce, in particolare {{ST|Lambda|Ori||1}} e la vicina [[HD 36822]], due stelle giganti evolute che stanno lasciando la fase di [[sequenza principale]]; l'età di queste due stelle, la cui massa è di 24&nbsp;[[massa solare|M<sub>⊙</sub>]] e 17&nbsp;M<sub>⊙</sub>, è rispettivamente di circa 5,5 milioni e 7,5 milioni di anni, con uno scarto di 0,3-0,4 milioni di anni.<ref name="Dolan2001">{{cita pubblicazione|autore=Dolan, Christopher J.; Mathieu, Robert D.|titolo=The Spatial Distribution of the λ Orionis Pre-Main-Sequence Population|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AJ....121.2124D|rivista=The Astronomical Journal|volume=121|numero=4|pp=2124-2147|anno=2001|mese=aprile|doi=10.1086/319946|accesso=26 novembre 2009}}</ref> Dopo la nascita delle stelle di massa maggiore, i fenomeni di formazione stellare hanno riguardato esclusivamente stelle di piccola e media massa, come è testimoniato dalla presenza di molte [[stella di pre-sequenza principale|stelle di pre-sequenza principale]]; tali fenomeni sono ancora in atto all'interno della nube e nelle regioni circostanti, come nelle [[nebulosa oscura|nebulose oscure]] [[Catalogo Barnard|B]]30 e B35.

Tramite lo studio della sequenza dei fenomeni di formazione stellare e le dinamiche della nube, è stato sviluppato un modello dettagliato per spiegare l'evoluzione della regione nebulosa. In origine, circa 10 milioni di anni fa, nella regione vi era una lunga sequenza di [[nube molecolare|nubi molecolari]], estesa in senso est-ovest, costituita da tre addensamenti particolarmente massicci e da alcune nubi minori; nelle nubi maggiori ha avuto luogo, 6 milioni di anni fa, la formazione di alcune stelle massicce, fra le quali la stessa {{ST|Lambda|Ori}}, raggruppate in un'associazione OB. Il tasso di formazione stellare è aumentato progressivamente nel corso del tempo, favorito anche dalle [[onda d'urto (fluidodinamica)|onde d'urto]] generate dal [[vento stellare]] e dalla radiazione delle nuove stelle, che comprimendo il gas circostante ha esteso i fenomeni anche nelle regioni esterne del complesso nebuloso molecolare, in parte ionizzato. Circa un milione di anni fa,<ref name="Dolan2002"/> o secondo alcuni studi 300.000 anni fa,<ref name="Cunha1996"/> una delle stelle più massicce dell'associazione esplose come [[supernova]], generando una potente onda d'urto che ha disperso il gas presente nella regione centrale del complesso generando una [[superbolla]] in espansione e alterando le dinamiche dell'associazione OB di cui faceva parte; il gas espulso si dispose a formare un grande anello attorno alla nuova bolla, oggi noto come ''Anello molecolare di Lambda Orionis'', in cui la formazione stellare è proseguita, favorita dalla forte compressione dei gas, in particolare nella nube B35.<ref name="Dolan2002"/> La stella esplosa come supernova sarebbe stata una compagna fisica della stessa {{ST|Lambda|Ori}}.<ref name="Cunha1996">{{cita pubblicazione|autore=Cunha, K.; Smith, V. V.|titolo=Is the expanding molecular cloud surrounding λ Orionis caused by a Supernova?|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A%26A...309..892C|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=309|pp=892-894|anno=1996|mese=maggio|accesso=22 luglio 2009}}</ref> Oggi la nascita di nuove stelle prosegue nelle aree più esterne dell'anello, come nelle due nubi oscure sopra citate, mentre all'interno della bolla si è completamente arrestata a causa della mancanza di gas che si è venuta a creare.<ref name="Dolan2002">{{cita pubblicazione|autore=Dolan, Christopher J.; Mathieu, Robert D.|titolo=A Photometric Study of the Young Stellar Population throughout the λ Orionis Star-Forming Region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....123..387D|rivista=The Astronomical Journal|volume=123|numero=1|pp=387-403|anno=2002|mese=gennaio|doi=10.1086/324631|accesso=26 novembre 2009}}</ref>

I modelli evolutivi che prendono in considerazione l'evoluzione futura della regione mostrano l'esaurimento dei fenomeni di formazione stellare all'interno della nube B35 nel giro di tempi astronomicamente molto brevi e la dislocazione delle stelle di Cr&nbsp;69 dalla loro attuale posizione situata al centro della bolla; queste stelle, a causa del loro [[moto proprio]], tenderanno infatti a disperdersi su un'ampia regione attorno alla nube nel corso dei prossimi 10 milioni di anni.<ref name="Dolan2002"/>

La distanza della regione è stata determinata per la prima volta nel corso degli [[anni 1970|anni settanta]], tramite lo studio delle stelle di sequenza principale; il valore ottenuto fu di 440&nbsp;±&nbsp;40&nbsp;[[parsec]], equivalenti a circa 1430 ([[anni luce]]).<ref name="Murdin1977">{{cita pubblicazione|autore=Murdin, P.; Penston, M. V.|titolo=The Lambda Orionis association|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977MNRAS.181..657M|rivista=Royal Astronomical Society, Monthly Notices|volume=181|pp=657-665|anno=1977|mese=dicembre|accesso=26 novembre 2009}}</ref> Tale valore fu messo in dubbio quando il [[satellite artificiale|satellite]] [[Hipparcos]] misurò la [[parallasse]] di tredici delle stelle facenti parte dell'associazione; le misurazioni in questi casi non ottennero un tasso di precisione inferiore al 25% e la distanza risultò di circa 380&nbsp;±&nbsp;30&nbsp;parsec, piuttosto ridotta rispetto alle stime precedenti. Il valore maggiormente accettato per l'associazione è quello ottenuto tramite lo studio della [[fotometria (astronomia)|fotometria]], che ha fornito un valore di 450&nbsp;±&nbsp;50&nbsp;parsec.<ref name="Dolan2001"/> Ciò, come le precedenti misurazioni, rende la distanza della Regione di Lambda Orionis compatibile con quella delle altre regioni nebulose del Complesso di Orione, come la [[Nebulosa di Orione]], la cui distanza è stimata sui 443&nbsp;parsec,<ref>{{cita pubblicazione|autore=Hernández, Jesús; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee; Briceño, César; Sicilia-Aguilar, Aurora; Berlind, Perry|titolo=Herbig Ae/Be Stars in nearby OB Associations|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129..856H|rivista=The Astronomical Journal|volume=129|numero=2|pp=856-871|anno=2005|mese=febbraio|doi=10.1086/426918|accesso=26 novembre 2009}}</ref> la regione di Orion B, posta a 475&nbsp;parsec,<ref>{{cita pubblicazione|autore=Wyrowski, F.; Walmsley, C. M.; Goss, W. M.; Tielens, A. G. G. M.|titolo=The Location of the Dense and Ionized Gas in the NGC 2023 Photon-dominated Region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...543..245W|rivista=The Astrophysical Journal|volume=543|numero=1|pp=245-256|anno=2000|mese=novembre|doi=10.1086/317096|accesso=26 novembre 2009}}</ref> e altre regioni minori, la cui distanza massima è di circa 500&nbsp;parsec.<ref name="NATO">{{cita pubblicazione|autore=Brown, A. G. A., Blaauw, A., Hoogerwerf, R., de Bruijne, J. H. J., & de Zeeuw, P. T.|anno=1999|rivista=NATO ASIC Proc.|volume=540|titolo=The Origin of Stars and Planetary Systems|editore=C. J. Lada & N. D. Kylafis (Dordrecht: Kluwer Academic)|pp=411}}</ref>

==Fenomeni di formazione stellare==
[[File:LamOriRingnord.jpg|upright=1.2|thumb|left|Settore nordoccidentale dell'anello di Lambda Orionis, in direzione della nube LDN&nbsp;1582; la banda oscura visibile nella parte superiore dell'immagine è la sede del getto HH&nbsp;243.]]
La regione di Lambda Orionis non ospita più da alcuni milioni di anni dei fenomeni di formazione di stelle di grande massa, poiché gran parte del gas o è stato concentrato nelle stelle massicce dell'associazione centrale, oppure spazzato via da esplosioni di supernova e dal vento stellare delle stelle centrali. L'attività della nube attualmente si limita ad alcuni fenomeni di formazione di stelle di piccola massa localizzati in alcune regioni periferiche dell'Anello di Lambda Orionis; questi fenomeni sono testimoniati dalla presenza di un discreto numero di sorgenti di [[radiazione infrarossa]] ben immerse nelle nubi e di alcuni [[oggetto di Herbig-Haro|oggetti HH]], situati principalmente nelle nubi B35, B30 (o [[Cataloghi di Lynds|LDN]]&nbsp;1582), B223 (LDN&nbsp;1589) e LDN&nbsp;1598.<ref name="Magakian2004">{{cita pubblicazione|autore=Magakian, T. Yu.; Movsessian, T. A.; Nikogossian, E. H.|titolo=Searches for HH-objects and Emission Stars in Star Formation Regions. II. The Region of GM1-61 and V453 Ori|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Ap.....47..162M|rivista=Astrofizika|volume=47|numero=2|pp=162-168|anno=2004|mese=aprile|doi=10.1023/B:ASYS.0000031831.80091.ad|accesso=26 novembre 2009}}</ref>

Nella nube LDN&nbsp;1589, la cui parte illuminata è nota anche come [[Sh2-265]], è presente il maggiore oggetto&nbsp;HH della regione; si tratta di un getto bipolare dell'estensione di circa 2,6&nbsp;parsec (8,5 anni luce), corrispondente a circa 20&nbsp;[[primo d'arco|primi d'arco]], ben visibile nelle immagini riprese nella banda dell'[[H-alfa|Hα]]. L'oggetto è catalogato come HH&nbsp;114/115, una catalogazione doppia poiché i due getti hanno un numero di catalogo indipendente; entrambi sono generati dalla sorgente [[IRAS]]&nbsp;05155+0707, che corrisponde a una [[protostella]] di Classe&nbsp;I posta fra i due getti. A questa struttura è legato un oggetto, denominato HH&nbsp;114&nbsp;MMS, individuato tramite osservazioni a 1300&nbsp;[[micron|μm]] e connesso con HH&nbsp;114.<ref name="Reipurth1997">{{cita pubblicazione|autore=Reipurth, Bo; Bally, John; Devine, David|titolo=Giant Herbig-Haro Flows|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AJ....114.2708R|rivista=Astronomical Journal|volume=114|pp=2708|anno=1997|mese=dicembre|doi=10.1086/118681|accesso=26 novembre 2009}}</ref> Evidenze di un secondo getto bipolare di grandi dimensioni possono essere individuate nei due oggetti HH&nbsp;328 e HH&nbsp;329, allineati quasi perfettamente con HH&nbsp;114&nbsp;MMS. A questi due grandi getti bipolari sono connessi altrettanti getti [[monossido di carbonio|CO]]; in particolare, il getto legato a HH&nbsp;114&nbsp;MMS non appare allineato con HH&nbsp;328/329, a differenza della controparte ottica HH&nbsp;114, suggerendo che la sorgente di HH&nbsp;114 sia in realtà una proto-[[stella binaria]].<ref name="Lee2002">{{cita pubblicazione|autore=Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Stone, James M.; Ostriker, Eve C.|titolo=CO Outflows from Young Stellar Objects|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...576..294L|rivista=The Astronomical Journal|volume=576|numero=2|pp=294-312|anno=2002|mese=settembre|doi=10.1086/341540|accesso=26 novembre 2009}}</ref>

Nella nube LDN&nbsp;1582, posta nella parte nordoccidentale dell'Anello, si trova un altro getto gigante, noto originariamente come RNO&nbsp;43 e in seguito catalogato come HH&nbsp;243; dello stesso getto fanno parte anche gli apparentemente distinti oggetti HH&nbsp;144, HH&nbsp;245 e HH&nbsp;179, le cui dimensioni arrivano a 3,4&nbsp;parsec (11,1 anni luce). La struttura è anche in questo caso a doppio getto, con una morfologia a S, il che denota che l'oggetto centrale, la sorgente IRAS&nbsp;05295+1247, è soggetto a un forte moto di [[precessione]]; la sorgente, annidata in profondità nella nube, è stata individuata nel continuum [[onde radio|radio]] e nelle lunghezze d'onda submillimetriche.<ref name="Reipurth1997"/><ref name="Lee1997">{{cita pubblicazione|autore=Eisloffel, Jochen; Mundt, Reinhard|titolo=Parsec-Scale Jets From Young Stars|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AJ....114..280E|rivista=Astronomical Journal|volume=114|pp=280-287|anno=1997|mese=luglio|doi=10.1086/118473|accesso=26 novembre 2009}}</ref>

Una questione ancora aperta riguarda l'origine dei fenomeni di formazione stellare nelle nubi più esterne, ossia se tali nubi erano già presenti nel sito prima dell'espansione dell'Anello; alcuni indizi farebbero pensare che in effetti queste nubi già esistessero in precedenza, e che i fenomeni di formazione stellare attivi al loro interno non siano in diretta associazione con l'espansione dell'Anello.<ref name="Lambda"/>

==Componenti stellari==
[[File:Lambda Orionis.jpg|thumb|Fotografia con [[Campo (fotografia)|campo]] leggermente più ampio, che mostra la Regione di Lambda Orionis e le prospetticamente vicine [[Betelgeuse]] e [[Bellatrix]] (entrambe in basso nell'immagine).]]
Le stelle di grande massa facenti parte dell'associazione sono raggruppate principalmente entro un diametro di poco meno di 1°, corrispondente a circa 8-9&nbsp;parsec; fra queste vi è la gigante {{ST|Lambda|Ori}}, più altre [[stella di classe O V|stelle blu di sequenza principale]] e [[stella di classe B V|bianco-azzurre di sequenza principale]]. Le giovani stelle di piccola e media massa sono invece distribuite su un diametro ben maggiore, fino a 16&nbsp;parsec, col centro di distribuzione situato nei pressi di {{ST|Lambda|Ori}}. Si potrebbe ipotizzare che queste stelle non si siano formate nell'attuale posizione, ma al contrario si siano distanziate fra loro nel corso del tempo, collocandosi nelle attuali posizioni; tale modello indicherebbe che inizialmente esse sarebbero state molto più concentrate, formando un gruppo paragonabile all'attuale [[Trapezio (astronomia)|Trapezio]] attorno a {{ST|Lambda|Ori}}. Tuttavia, da un punto di vista fisico questo modello presenta delle difficoltà, proprio perché sarebbe difficile spiegare il motivo per cui le stelle di grande massa sarebbero rimaste concentrate mentre quelle di piccola massa si sarebbero disperse in tempi astronomicamente così ridotti; pertanto è stato suggerito che queste stelle si siano formate in uno spazio solo leggermente ridotto rispetto a quello occupato attualmente, prima che l'esplosione di supernova spazzasse via il gas da cui si sono formate andando a costituire l'Anello di Lambda Orionis.<ref name="Dolan2001"/>

Fra le componenti di piccola massa presenti nella regione, la più nota e studiata è la famosa [[FU Orionis]]; si trova sul bordo sudorientale della nube B35 ed è il prototipo di una particolare classe di stelle pre-sequenza principale, note come [[stella FU Orionis|stelle FU Orionis]]. La stella nel corso degli [[anni 1930|anni trenta]] subì un improvviso aumento della luminosità, passando dalla sedicesima alla decima magnitudine nell'arco di pochi mesi e diventando una delle stelle pre-sequenza principale più luminose conosciute; in associazione ad essa vi è una [[nebulosa a riflessione]] a forma di elica, formata dai gas illuminati dalla stella. Successivamente furono individuate altre stelle con caratteristiche simili, come [[V1057 Cygni]] e [[V1515 Cygni]], permettendo così l'identificazione della classe di variabili. I modelli teorizzati associano i [[Brillamento|flare]] delle FU Orionis ad improvvisi trasferimenti di materia da un [[disco di accrescimento]] in una giovane e poco massiccia [[stella T Tauri]]; le eruzioni di questo genere di stelle hanno una durata media di circa un anno, ma in certi casi possono durare anche di più. La durata di questi grandi accrescimenti è dell'ordine di alcuni decenni, anche se per lassi temporali relativamente brevi un oggetto FU Orionis può variare notevolmente.<ref name="Herbig1977">{{cita pubblicazione|autore=Herbig, G. H.|titolo=Eruptive phenomena in early stellar evolution|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977ApJ...217..693H|rivista=Astrophysical Journal, Part 1|volume=217|pp=693-715|anno=1977|mese=novembre|doi=10.1086/155615|accesso=27 novembre 2009}}</ref>

Una seconda [[stella variabile]] di grande importanza è la [[GW Orionis]], molto studiata per comprendere le dinamiche di un sistema stellare binario cui sono associati dei dischi di accrescimento; si tratta di una coppia di stelle T&nbsp;Tauri che [[variabile a eclisse|si eclissano a vicenda]], il cui [[periodo orbitale]] è di circa 242 giorni, con un'[[eccentricità orbitale]] di 0,04&nbsp;±&nbsp;0,06. La massa della componente primaria è di 2,5&nbsp;M<sub>⊙</sub>, mentre quella della secondaria non è conosciuta; la loro separazione reale è di circa 1&nbsp;[[Unità astronomica|UA]].<ref name="Mathieu1991">{{cita pubblicazione|autore=Mathieu, Robert D.; Adams, Fred C.; Latham, David W.|titolo=The T Tauri spectroscopic binary GW Orionis|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991AJ....101.2184M|rivista=Astronomical Journal|volume=101|pp=2184-2198|anno=1991|mese=giugno|doi=10.1086/115841|accesso=27 novembre 2009}}</ref>

==Note==
<references/>

==Bibliografia==
===Testi generali===
* {{cita libro | cognome= O'Meara| nome= Stephen James | titolo= Deep Sky Companions: Hidden Treasures| editore= Cambridge University Press| anno= 2007 | ISBN= 0-521-83704-9| lingua= en}}
* {{cita libro|autore=Robert Burnham, Jr|titolo=Burnham's Celestial Handbook: Volume Two|città=New York|editore=Dover Publications, Inc.|anno= 1978|lingua=en}}
* {{cita libro|autore=Thomas T. Arny|titolo=Explorations:  An Introduction to Astronomy |url=https://archive.org/details/explorationsintr0000arny_e8d2|ed=3 updated|città=Boston|editore= McGraw-Hill|anno= 2007|ISBN=0-07-321369-1|lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| ISBN= 88-11-50517-8}}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. |etal=si| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| ISBN= 88-365-3679-4}}

=== Testi specifici ===
====Sull'evoluzione stellare====
* {{cita libro | cognome= Lada| nome= C. J. | coautori= N. D. Kylafits| titolo= The Origin of Stars and Planetary Systems| editore= Kluwer Academic Publishers| anno= 1999| ISBN= 0-7923-5909-7| lingua= en}}
* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| ISBN= 88-491-1832-5}}
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| anno= 2007| ISBN= 88-89150-32-7}}

====Sulla regione di Lambda Orionis====
* {{cita pubblicazione|autore=Mathieu, R. D.|titolo=The λ Orionis Star Forming Region|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..757M|rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications|volume=4|pp=757|editore=Bo Reipurth|anno=2008|mese=dicembre|ISBN=978-1-58381-670-7}}

===Carte celesti===
* {{cita web|url=http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm|titolo=Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas|autore=Toshimi Taki|anno=2005|accesso=7 novembre 2010|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181105182256/http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm|urlmorto=sì}} - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | ISBN=0-943396-14-X}}
* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 | ed=2 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998| ISBN=0-933346-90-5}}
* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001| ISBN=0-521-80084-6}}

==Voci correlate==
*[[Complesso nebuloso molecolare di Orione]]
**[[Regioni periferiche del Complesso di Orione]]
*[[Ammasso di Lambda Orionis]] (Cr 69)
*[[Oggetti non stellari nella costellazione di Orione]]
*[[Regione H II]]

==Altri progetti==
{{interprogetto}}

==Collegamenti esterni==
* {{cita web|url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..29/PSZ/RMxAC..29_dbarrado.ps.gz|titolo=The Lambda Orionis star forming region: the spitzer perspective|lingua=en|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070609235125/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..29/PSZ/RMxAC..29_dbarrado.ps.gz}}
*{{en}}[http://galaxymap.org/drupal/node/144 The Lambda Orionis Ring - Galaxy Map] Immagine agli infrarossi e breve panoramica.

{{Catalogo Sharpless}}
{{Complessi nebulosi giganti galattici}}
{{Portale|oggetti del profondo cielo}}

{{Voce di qualità|valutazione=Wikipedia:Voci di qualità/Segnalazioni/Regione di Lambda Orionis|arg=astronomia e astrofisica|arg2=|giorno=12|mese=luglio|anno=2011}}

[[Categoria:Regioni H II]]
[[Categoria:Complessi nebulosi molecolari]]
[[Categoria:Strutture del Braccio di Orione]]