b'\n_START_ARTICLE_\nNebulosa Aquila\n_START_SECTION_\nOsservazione\n_START_PARAGRAPH_\nLa nebulosa Aquila, di per s\xc3\xa9 piuttosto brillante, pu\xc3\xb2 essere individuata con facilit\xc3\xa0 partendo dalla stella \xce\xb3 Scuti e spostandosi circa 3\xc2\xb0 a WSW; sebbene sia invisibile ad occhio nudo, un binocolo 10x50 \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 che sufficiente per poterla individuare come una macchia chiara allungata e circondante un piccolissimo ammasso di stelle, il quale per\xc3\xb2 pu\xc3\xb2 essere risolto solo con grande difficolt\xc3\xa0. Con un telescopio da 120-150mm di apertura, l\'ammasso domina con la sua luce la nebulosit\xc3\xa0, che si mostra sfuggente; l\'ammasso appare invece ben risolto e conta circa una quarantina di stelle. Molti dettagli sulla nube possono essere osservati con aperture a partire dai 200mm con le quali l\'ammasso appare luminoso ed esteso, con diverse decine di stelle brillanti sparse su tutta la zona nebulosa._NEWLINE_La Nebulosa Aquila pu\xc3\xb2 essere osservata con discreta facilit\xc3\xa0 da gran parte delle aree popolate della Terra, grazie al fatto che \xc3\xa8 situata a una declinazione non eccessivamente australe: in alcune aree del Nord Europa e del Canada, nei pressi del circolo polare artico, la sua visibilit\xc3\xa0 \xc3\xa8 comunque molto difficile, mentre nell\'Europa centrale appare relativamente bassa; alle latitudini boreali medie (bacino del Mediterraneo) si mostra discretamente alta sull\'orizzonte e si osserva dunque con facilit\xc3\xa0, mentre dall\'emisfero sud la nebulosa \xc3\xa8 visibile ben alta nelle notti dell\'inverno australe e nella sua fascia tropicale pu\xc3\xb2 vedersi perfettamente allo zenit. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale \xc3\xa8 quello compreso fra giugno e ottobre.\n_START_SECTION_\nStoria delle osservazioni\n_START_PARAGRAPH_\nL\'oggetto fu scoperto nel 1746 da Philippe Loys de Ch\xc3\xa9seaux, il quale con il suo telescopio ottico sembra avesse individuato solo l\'ammasso centrale: infatti egli cita un ammasso di stelle, posizionato fra le costellazioni del Serpente, del Sagittario e di Antinoo. Interessante notare che quest\'ultima costellazione, oggi soppressa, occupava la parte meridionale della costellazione dell\'Aquila._NEWLINE_Charles Messier riosserv\xc3\xb2 l\'ammasso alcuni anni pi\xc3\xb9 tardi, il 3 giugno del 1764: lo descrisse come un oggetto nebuloso risolvibile nella zona centrale, mentre le aree esterne restano nebulose; egli di fatto aveva individuato per la prima volta la nebulosit\xc3\xa0 associata all\'ammasso, la Nebulosa Aquila. William Herschel non lasci\xc3\xb2 curiosamente alcuna descrizione, mentre suo figlio John si rifer\xc3\xac ad essa come una nube con un ammasso formato da un centinaio di stelle._NEWLINE_L\'ammiraglio William Henry Smyth riosserv\xc3\xb2 la regione e la descrisse come un bell\'oggetto; rifer\xc3\xac inoltre che diverse stelle dell\'ammasso sono disposte in coppie e indica che occorrono telescopi di potenza moderata per la sua osservazione migliore. Camille Flammarion, un astronomo francese, fu in grado di osservare l\'ammasso anche con un piccolo strumento, riuscendo a distinguere pure la nebulosit\xc3\xa0._NEWLINE_Nell\'agosto del 1875 Isaac Roberts scatt\xc3\xb2 la prima astrofotografia dell\'oggetto, attraverso un telescopio da 50\xc2\xa0cm di diametro presso il suo osservatorio privato: in essa \xc3\xa8 ben evidente la nebulosit\xc3\xa0 che circonda l\'ammasso specialmente nel lato sudorientale.\n_START_SECTION_\nDecorso osservativo\n_START_PARAGRAPH_\nL\'attuale posizione della Nebulosa Aquila si trova, come si \xc3\xa8 detto, nell\'emisfero celeste australe. Tuttavia \xc3\xa8 noto che, a causa del fenomeno conosciuto come precessione degli equinozi, le coordinate celesti di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dal polo nord e sud dell\'eclittica._NEWLINE_L\'ascensione retta attuale della nebulosa corrisponde a 18h 19m, ossia relativamente prossima alle 18h di ascensione retta, che corrispondono, per la gran parte degli oggetti celesti, alla declinazione pi\xc3\xb9 meridionale che un oggetto possa raggiungere (si noti come l\'intersezione dell\'eclittica con le 18h di ascensione retta corrispondano al solstizio del 22 dicembre); nel caso della Nebulosa Aquila, i 14\xc2\xb0 di declinazione sud._NEWLINE_Nell\'epoca precessionale opposta alla nostra (avvenuta circa 12.000 anni fa), la Nebulosa Aquila aveva un\'ascensione retta opposta a quella attuale, ossia prossima alle 6h; in quel punto, gli oggetti celesti raggiungono, tranne nelle aree pi\xc3\xb9 prossime al polo dell\'eclittica, il punto pi\xc3\xb9 settentrionale. Aggiungendo agli attuali -14\xc2\xb0 un valore di 47\xc2\xb0 (pari al doppio dell\'angolo di inclinazione dell\'asse terrestre), si ottiene un valore di +33\xc2\xb0, ossia una declinazione piuttosto boreale, che fa s\xc3\xac che la Nebulosa Aquila possa essere osservata allo zenit gi\xc3\xa0 lungo le coste del Mediterraneo meridionale; ne consegue che in tutta l\'Europa settentrionale fino ad una latitudine di 57\xc2\xb0N la nebulosa si presenti circumpolare._NEWLINE_Circa 400 anni fa, la nebulosa ha superato le 18h di ascensione retta; da allora ha incominciato a salire a latitudini sempre pi\xc3\xb9 boreali.\n_START_SECTION_\nCaratteristiche\n_START_PARAGRAPH_\nLa causa principale della ionizzazione dei gas della nebulosa, e quindi della sua luminosit\xc3\xa0, sono le grandi stelle massicce dell\'ammasso aperto NGC 6611, che si trova al suo interno; le stesse hanno anche modellato col loro vento stellare le nubi circostanti, causando delle lunghe strutture a chioma qualora il vento incontrasse delle regioni nebulose ultradense: \xc3\xa8 questo il caso ad esempio dei famosi Pilastri della Creazione o Proboscidi d\'Elefante, che hanno conferito il nome "Aquila" alla nebulosa e che sono state rese famose dalle immagini del Telescopio Hubble. Sebbene non siano cos\xc3\xac dense come originariamente creduto, queste strutture mostrano delle evidenze di protrusioni, denominate EGGs (acronimo di Evaporating Gaseous Globules, globuli gassosi in evaporazione), alcune delle quali sarebbero associate a degli oggetti stellari giovani, un segno questo che i fenomeni di formazione stellare sono ancora in atto._NEWLINE_L\'ammasso centrale contiene stelle disperse su una regione di circa 14\', con un\'elevata concentrazione nelle regioni fino a 4\' dal centro geometrico; molte di queste sono ancora in fase di pre-sequenza principale, mentre le componenti pi\xc3\xb9 brillanti sono delle supergiganti blu. La massa delle componenti varia fra 2 e 85 M\xe2\x98\x89, mentre l\'et\xc3\xa0 dell\'ammasso \xc3\xa8 stata stimata di circa 2-3 milioni di anni, le sue dimensioni sono di circa 70x55 anni luce.\n_START_SECTION_\nAi raggi X\n_START_PARAGRAPH_\nGrazie ai rilevamenti condotti dall\'Osservatorio Chandra ai raggi X \xc3\xa8 disponibile una mappatura completa della regione ai raggi X e nella radiazione infrarossa. Una parte degli studi \xc3\xa8 stata condotta per verificare se realmente ci fosse all\'interno della nebulosa una ridotta quantit\xc3\xa0 di stelle giovani con un disco circumstellare, causata dall\'azione distruttiva e violenta del vento stellare delle stelle supergiganti dell\'ammasso; tuttavia, questo metodo esclude parte di questi oggetti per un suo limite intrinseco. Gran parte delle sorgenti a raggi _NEWLINE_X si trovano immerse nei gas dei Pilastri della Creazione e coincidono con degli oggetti stellari giovani moderatamente arrossati dalle nubi oscure, e quindi emettenti radiazione infrarossa; nella nube sono state scoperte solo due forti sorgenti di raggi X e coincidono con delle protostelle situate nei pressi dei Pilastri._NEWLINE_Degli undici globuli in espansione osservabili anche all\'infrarosso, sette possiedono una massa substellare; inoltre quattro di questi emettono una radiazione X talmente bassa che non pu\xc3\xb2 essere accostata a quella emessa normalmente da una giovane stella T Tauri: \xc3\xa8 pertanto possibile che si tratti di oggetti estremamente giovani che non sono ancora diventati attivi.\n_START_SECTION_\nMisurazioni della distanza\n_START_PARAGRAPH_\nLe stime sulla distanza dell\'ammasso associato alla nebulosa, e quindi della nebulosa stessa, sono rese complicate dal fatto che l\'estinzione in direzione delle stelle dell\'ammasso non segue i normali processi di estinzione riscontrati comunemente nella nostra Galassia: infatti l\'estinzione non solo si riscontra nella banda del visibile, ma al livello di mezzo interstellare sembra essere particolarmente elevata, cosa che suggerisce la presenza lungo la linea di vista di grani di polvere pi\xc3\xb9 grandi del normale, i quali conterrebbero una maggiore quantit\xc3\xa0 di silicati e grafite rispetto al tasso normale riscontrato nella polvere interstellare. Il tasso di estinzione \xc3\xa8 di 3,5\xe2\x80\x934,8, con un valore medio assunto di 3,75._NEWLINE_Per tutte queste ragioni, le determinazioni di distanza sono in gran parte discordi fra loro e offrono un nutrito paniere di stime: nel corso degli anni sessanta si sono accettati valori compresi fra i 3200\xc2\xa0parsec (10400\xc2\xa0anni luce) e i 2200 parsec (7200 anni luce); nel corso degli anni questo valore \xc3\xa8 andato via via riducendosi e negli anni duemila le stime pi\xc3\xb9 precise indicano che la Nebulosa Aquila si troverebbe a una distanza compresa fra i 1800 parsec (5900 anni luce) e i 1750 parsec (5700 anni luce). Inoltre, mentre le prime misure venivano condotte tramite lo studio della cinematica, si \xc3\xa8 col tempo adottato il sistema della fotometria e, con l\'avvento di strumenti di misurazione sempre pi\xc3\xb9 precisi, persino la parallasse spettroscopica.\n_START_SECTION_\nStruttura\n_START_PARAGRAPH_\nPrima di iniziare a comprendere le dinamiche della popolazione stellare associata e in relazione alla nube, gli studi si sono rivolti alla determinazione della struttura fisica della nebulosa, per conoscerne le dinamiche e le propriet\xc3\xa0 fisiche in generale. Alle onde radio sono state cos\xc3\xac ottenute diverse mappe, come pure nelle linee di emissione e di assorbimento dell\'OH e dell\'idrogeno neutro (H I).\n_START_SECTION_\nLa Colonna V\n_START_PARAGRAPH_\nIn direzione nordest rispetto ai Pilastri della Creazione si trova un\'altra colonna di materia molto allungata, nota e catalogata come Colonna V e soprannominata "la Guglia" (The Spire). Nella parte terminale di questa struttura \xc3\xa8 stato identificato un bozzolo ionizzato ad alta velocit\xc3\xa0, che potrebbe coincidere con un oggetto HH; sono note in questa regione anche delle componenti multiple di emissioni maser ad acqua, come pure una sorgente catalogata come G017.0335+00.7479, individuata circa 5 secondi d\'arco a sud di una delle componenti maser, pi\xc3\xb9 un possibile oggetto stellare giovane molto brillante, catalogato come J181925.4\xe2\x88\x92134535. Nel 2007 sono state anche individuate le controparti nel medio infrarosso delle emissioni maser, grazie all\'ausilio del Telescopio Spaziale Spitzer.\n_START_SECTION_\nFenomeni di formazione stellare\n_START_PARAGRAPH_\nUno degli indizi pi\xc3\xb9 evidenti della presenza di fenomeni di formazione stellare nelle nebulose \xc3\xa8 la presenza degli oggetti di Herbig-Haro, ossia delle piccole nubi brillanti a forma di getto potenziate da una stella neonata che si trova al suo interno. Il pi\xc3\xb9 notevole di questi oggetti scoperti nella Nebulosa Aquila \xc3\xa8 HH\xc2\xa0216; si trova nei pressi della Colonna IV e fu inizialmente catalogato come M16-HH1. Nel 2004 \xc3\xa8 stato scoperto, tramite lo studio delle linee di emissione ottiche, del CO e delle dinamiche dei gas, un bow shock opposto all\'oggetto precedente, il quale possiede un blueshift di -150\xc2\xa0km/s\xe2\x81\xbb\xc2\xb9, esattamente contrario a HH\xc2\xa0216, che invece mostra un redshift di pari entit\xc3\xa0; fra i due oggetti si estende un addensamento di piccole nubi visibili in luce ottica e nell\'infrarosso, pi\xc3\xb9 una nube visibile nel vicino infrarosso posizionata esattamente a met\xc3\xa0 via fra i due oggetti e un maser ad acqua. Nella regione centrale \xc3\xa8 stata identificata pure una debole emissione di raggi X, probabilmente causata dal riscaldamento della materia compresa fra il getto visibile e il mezzo circumstellare._NEWLINE_Come gi\xc3\xa0 visto, le parti terminali delle Colonne I e II contengono al loro interno degli oggetti stellari giovani, identificati per la prima volta tramite una mappatura ai raggi infrarossi. Fra gli oggetti pi\xc3\xb9 brillanti si trova YSO\xc2\xa0M16\xc2\xa0ES\xe2\x88\x921, una fonte molto arrossata e piuttosto luminosa situata nella Colonna I; al suo interno si troverebbe, secondo alcuni studi, una stella di pre-sequenza principale o un piccolo gruppo di esse, o anche una singola protostella nello stadio pi\xc3\xb9 iniziale della sua evoluzione. Dagli estremi nord e sud della nube si irradia una forte emissione polarizzata, originata dalle espulsioni a getto dell\'oggetto centrale, mentre fra i due lobi da cui fuoriescono le emissioni, l\'intensit\xc3\xa0 di polarizzazione \xc3\xa8 molto bassa, segno questo che l\'oggetto centrale potrebbe essere circondato da una struttura a disco._NEWLINE_Sulla punta della Colonna II si trova YSO\xc2\xa0M16\xc2\xa0ES\xe2\x88\x922, talvolta chiamato YSO2 in alcune pubblicazioni specifiche; meno luminosa della precedente e meno oscurata, possiede una massa compresa fra 2\xc2\xa0e\xc2\xa05\xc2\xa0M\xe2\x98\x89. Studi condotti all\'infrarosso mostrano che si tratterebbe di un oggetto pi\xc3\xb9 evoluto di ES-1, nonch\xc3\xa9 privo di emissione maser, dal momento che il maser osservato nella Colonna II non \xc3\xa8 in correlazione con quest\'oggetto; la struttura interna sarebbe invece simile, con una struttura a disco appiattito avvolta attorno all\'oggetto centrale. Le sue emissioni di raggi X sono estremamente deboli._NEWLINE_Sulla Colonna V sono note due strutture associate a stelle giovani; la prima \xc3\xa8 P5A, situata sulla punta della Colonna ed \xc3\xa8 stata in parte risolta dal Telescopio Spaziale Spitzer: \xc3\xa8 formata da due componenti che emettono radiazione infrarossa, corrispondenti a due delle tre sorgenti maser osservate in questa regione. P5B si trova invece alla base della Colonna. Ad ovest dei Pilastri della Creazione si trova invece la sorgente infrarossa pi\xc3\xb9 luminosa della nebulosa, catalogata come IRAS\xc2\xa018152\xe2\x88\x921346, anch\'essa associata ad un\'emissione maser; avrebbe una massa di circa 8\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 e una luminosit\xc3\xa0 pari a circa 1000\xc2\xa0L\xe2\x98\x89.\n_START_SECTION_\nComponenti stellari\n_START_PARAGRAPH_\nLe regioni H II per definizione sono sempre circondate da ammassi e associazioni di stelle giovani: infatti, poich\xc3\xa9 la formazione stellare avviene al loro interno, le stelle pi\xc3\xb9 giovani, prima di disperdersi, appaiono raggruppate attorno all\'area dove si sono formate. L\'ammasso che domina la regione della Nebulosa Aquila \xc3\xa8 noto come NGC 6611.\n_START_SECTION_\nNGC 6611\n_START_PARAGRAPH_\nNGC 6611 \xc3\xa8 un ammasso situato al centro della nebulosa e formato da componenti stellari particolarmente brillanti: contiene infatti alcune decine di stelle di sequenza principale di classe spettrale O e B estremamente calde (supergiganti blu), di et\xc3\xa0 stimata sugli appena 1,8 milioni di anni, pi\xc3\xb9 un numero considerevole di stelle di massa inferiore, circa 380 membri fino ad una massa pari a 2\xc2\xa0M\xe2\x98\x89. La principale sorgente della radiazione ionizzante i gas della nebulosa, nonch\xc3\xa9 la stella pi\xc3\xb9 massiccia dell\'ammasso \xc3\xa8 HD\xc2\xa0168076, una supergigante di classe O3-O5V con una massa pari a 75-80\xc2\xa0M\xe2\x98\x89; le altre stelle possiedono una massa molto inferiore, sebbene siano comunque delle stelle giganti, e la loro radiazione totale \xc3\xa8 pari a quella prodotta dalla singola stella HD\xc2\xa0168076. Molte di queste stelle massicce sono doppie e la velocit\xc3\xa0 radiale dell\'ammasso cui appartengono \xc3\xa8 in sintonia con quella del gas ionizzato della nebulosa; le propriet\xc3\xa0 delle stelle doppie osservate sembrano in accordo con il modello del meccanismo di formazione per accrezione, piuttosto che con quello di unione._NEWLINE_La funzione di massa iniziale del nucleo dell\'ammasso per le stelle di massa inferiore alle 5\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 \xc3\xa8 di circa 0,7\xc2\xb10,1\xc2\xa0pc, mentre nell\'alone si aggira sui 6,5\xc2\xb10,5\xc2\xa0pc, con un\'escursione di -1,45 per la funzione totale; la variazione spaziale di questa escursione potrebbe essere una conseguenza del fenomeno della segregazione di massa osservata nell\'ammasso stesso. Considerando solo i membri conosciuti con massa superiore alle 5\xc2\xa0M\xe2\x98\x89, il limite inferiore della massa totale \xc3\xa8 pari a (1,6\xc2\xb10,3)\xc3\x9710\xc2\xb3\xc2\xa0M\xe2\x98\x89; considerando che le stelle comprese fra 6\xc2\xa0e\xc2\xa012\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 costituiscono il 5,5% della massa totale della popolazione di stelle comprese fra 0,1\xc2\xa0e\xc2\xa0100\xc2\xa0M\xe2\x98\x89, si \xc3\xa8 potuto stimare una massa totale dell\'ammasso pari a circa 25\xc3\x9710\xc2\xb3\xc2\xa0M\xe2\x98\x89, con una densit\xc3\xa0 di 28,5\xc2\xa0M\xe2\x98\x89 per parsec cubo. L\'et\xc3\xa0 media delle componenti dell\'ammasso \xc3\xa8 di 2-3 milioni di anni, sebbene le componenti potrebbero mostrare un\'escursione di et\xc3\xa0 maggiore, variabile fra 1 e 6 milioni di anni; secondo altri l\'et\xc3\xa0 sarebbe inferiore, attorno ad un milione di anni o anche meno.\n_START_SECTION_\nStelle ad emissione H\xce\xb1 e di piccola massa\n_START_PARAGRAPH_\nLe ricerche di componenti stellari nelle regioni H II vertono anche sull\'individuazione di stelle tramite le loro emissioni H\xce\xb1, come le stelle T Tauri e le stelle Ae/Be di Herbig; secondo gli studiosi questo genere di stelle possiedono delle forti emissioni che si generano dall\'interazione delle stelle stesse con il loro disco circumstellare, mentre le emissioni H deboli sono opera dell\'attivit\xc3\xa0 cromosferica delle stelle giovani non pi\xc3\xb9 circondate dal disco._NEWLINE_Nelle regioni H II particolarmente brillanti come la Nebulosa Aquila o la Nebulosa della Carena, individuare le emissioni provenienti da questo tipo di stelle pu\xc3\xb2 risultare difficoltoso, a causa delle forti radiazioni nella banda dell\'idrogeno provenienti dai gas stessi della nebulosa: per questa ragione \xc3\xa8 stato individuato nella regione dell\'ammasso soltanto un esiguo numero di stelle Ae/Be di Herbig, appena sei, di cui quattro sono state confermate. Estendendo il campo di ricerca ad altre regioni della nebulosa, compresi i Pilastri della Creazione, il numero delle sorgenti \xc3\xa8 salito a 82, in gran parte candidate stelle Ae/Be di Herbig, distribuite lungo tutta la regione osservata senza traccia di concentrazione._NEWLINE_Tramite l\'ausilio del Telescopio Spaziale Hubble si \xc3\xa8 potuto localizzare stelle di piccola massa come le nane brune all\'interno della nebulosa, fino a una massa di 0,2\xc2\xa0M\xe2\x98\x89, pi\xc3\xb9 un cospicuo numero di stelle di pre-sequenza principale di massa appena maggiore, fino a individuare diverse centinaia di candidate membri. Secondo questi studi, la funzione di massa iniziale nelle regioni centrali dell\'ammasso NGC\xc2\xa06611 sembra appiattirsi fra 0,3\xc2\xa0e\xc2\xa01\xc2\xa0M\xe2\x98\x89, con un picco fra 0,4\xc2\xa0e\xc2\xa00,5\xc2\xa0M\xe2\x98\x89; infine, la funzione ricade nell\'area delle nane brune.\n_START_SECTION_\nInterazioni con la Nebulosa Omega\n_START_PARAGRAPH_\nLa Nebulosa Aquila e la Nebulosa Omega si presentano in cielo molto vicine, separate da appena 2,5\xc2\xb0; studiando le rispettive distanze emerge che esse si trovano vicine anche fisicamente, trovandosi a poche centinaia di anni luce l\'una dall\'altra. Basandosi sulle mappe delle emissioni al \xc2\xb9\xc2\xb2CO si pu\xc3\xb2 notare che le due nebulose sono effettivamente connesse da una debole fascia nebulosa, visibile anche nelle immagini riprese a lunga posa e sensibili anche al vicino infrarosso; ci\xc3\xb2 indicherebbe che le due nubi, alle quali se ne aggiunge una terza catalogata come Regione III a sudovest della Omega, sarebbero parte di un vasto complesso nebuloso molecolare di cui esse rappresentano le aree pi\xc3\xb9 dense in cui ha iniziato ad avere luogo la formazione stellare._NEWLINE_A queste nubi si aggiungerebbe pure il complesso di Sh2-54, cui \xc3\xa8 connesso l\'ammasso aperto NGC 6604, la cui relazione con la Nebulosa Aquila era gi\xc3\xa0 nota anni prima. Secondo gli scienziati, \xc3\xa8 anche possibile definire un\'evoluzione su scala temporale della nube molecolare: la prima regione dove la formazione stellare ha avuto luogo \xc3\xa8 quella settentrionale, coincidente con Sh2-54, che ha dato origine ad alcune brillanti associazioni OB circa 4 milioni di anni fa; in seguito i fenomeni di formazione hanno interessato la regione della Nebulosa Aquila, 2-3 milioni di anni fa, e solo recentemente (1 milione di anni fa) la Nebulosa Omega. Le cause dell\'estensione dei fenomeni di formazione possono essere state diverse: potrebbe infatti essere stata causata da un grande effetto domino in cui le nuove stelle col loro vento stellare hanno compresso i gas delle regioni adiacenti facendoli collassare su se stessi, oppure la compressione potrebbe essere stata causata dall\'esplosione di pi\xc3\xb9 supernovae originate dalle stelle pi\xc3\xb9 massicce derivate dalla formazione. Un\'altra possibilit\xc3\xa0 potrebbe essere invece che la compressione dei gas sia avvenuta man mano che il complesso nebuloso entrava nelle regioni pi\xc3\xb9 dense del braccio di spirale su cui si trova._NEWLINE_La nube molecolare gigante possiede una forma a superbolla e molte delle sue stelle giovani associate vi si trovano all\'interno; la superbolla tuttavia sembra avere un\'et\xc3\xa0 di alcuni milioni di anni superiore a quella della nube stessa, indicando che si tratta di una struttura gi\xc3\xa0 esistente prima dell\'afflusso della nube. L\'interazione con questa superbolla (e non i suoi effetti di espansione) potrebbero essere stati all\'origine dei primi fenomeni di formazione stellare nella regione. Secondo alcuni autori questa regione potrebbe essere ancora pi\xc3\xb9 estesa, inglobando persino la Nebulosa Laguna, anch\'essa nel Braccio del sagittario sebbene si trovi leggermente pi\xc3\xb9 vicina a noi, e forse anche la Nebulosa Trifida, anche se questa si trova piuttosto lontana.'