b'\n_START_ARTICLE_\nNebulosa della Carena\n_START_SECTION_\nOsservazione amatoriale\n_START_PARAGRAPH_\nLa Nebulosa della Carena \xc3\xa8 un vastissimo complesso di gas ionizzati luminosi, visibile anche ad occhio nudo come una macchia brillante; al suo interno si trova la celeberrima stella \xce\xb7 Carinae, un astro di dimensioni colossali che, secondo le teorie pi\xc3\xb9 accreditate, si prevede possa esplodere in una supernova nel giro di pochi secoli._NEWLINE_La nebulosa giace sul ramo pi\xc3\xb9 meridionale della Via Lattea australe, ed \xc3\xa8 invisibile da gran parte dell\'emisfero boreale; i mesi pi\xc3\xb9 adatti all\'osservazione sono quelli dell\'autunno australe (la primavera boreale), ossia il periodo che va da marzo a giugno. Nell\'emisfero australe comunque la nebulosa pu\xc3\xb2 essere osservata anche per molto pi\xc3\xb9 tempo, poich\xc3\xa9 la sua declinazione fa s\xc3\xac che in gran parte dell\'emisfero sud della Terra si presenti circumpolare._NEWLINE_Osservando con un binocolo, la nebulosa \xc3\xa8 subito evidente come una macchia chiara allungata pi\xc3\xb9 in senso nord-sud, con una netta striscia scura che, addensandosi nelle sue regioni centrali, la taglia da est ad ovest, dividendola in due parti; i dintorni dell\'ammasso sono invece ricchissimi di stelle: il tratto di Via Lattea in cui la nebulosa si trova, infatti, \xc3\xa8 uno dei pi\xc3\xb9 brillanti ed intensi della volta celeste, essendo visibile anche in un cielo moderatamente inquinato, al pari di altre aree come la regione del centro galattico e il tratto nella costellazione del Cigno. Con un telescopio amatoriale la nebulosa appare piuttosto estesa; con forti ingrandimenti si nota, poco a nord della parte centrale, una forma curiosa, formata dalla sovrapposizione di una banda scura allungata da nord a sud, soprannominata a causa della sua forma Nebulosa Buco della Serratura._NEWLINE_L\'intera nebulosa con i relativi ammassi si trova ad una distanza stimata intorno ai 7500 anni luce dal sistema solare.\n_START_SECTION_\nStoria delle osservazioni\n_START_PARAGRAPH_\nNel caso della Nebulosa della Carena \xc3\xa8 piuttosto difficile parlare di uno scopritore in particolare: la sua grande luminosit\xc3\xa0 e le sue dimensioni infatti non possono essere passate inosservate a nessuno dei vari popoli che vivevano nell\'emisfero sud della Terra, come pure ad alcuni che popolavano le regioni tropicali boreali; un altro fattore importante \xc3\xa8 la variabilit\xc3\xa0 della stella \xce\xb7\xc2\xa0Carinae, che anche nel corso di una sola generazione pu\xc3\xb2 variare di diverse magnitudini, raggiungendo la seconda grandezza o addirittura assumendo magnitudine negativa, rivaleggiando con le stelle pi\xc3\xb9 brillanti del cielo. Considerando la variabilit\xc3\xa0 di questa stella, fisicamente legata alla nebulosa, \xc3\xa8 lecito aspettarsi che anche la nebulosa stessa possa variare la sua luminosit\xc3\xa0, a seconda della quantit\xc3\xa0 di energia che riceve dalla sua stella pi\xc3\xb9 massiccia._NEWLINE_La nebulosa in s\xc3\xa9 fu riconosciuta come tale in epoca moderna da Nicolas Louis de Lacaille, il quale la osserv\xc3\xb2 durante la sua permanenza a Citt\xc3\xa0 del Capo avvenuta durante il 1751/52; da allora fu riosservata e descritta da tutti coloro che compirono studi astronomici dall\'emisfero australe terrestre: John Herschel la studi\xc3\xb2 dettagliatamente al telescopio attorno al 1837, scoprendo, pochi primi ad ovest di \xce\xb7\xc2\xa0Carinae, una struttura estremamente appariscente, formata da una regione circolare a cui \xc3\xa8 connessa una struttura allungata in direzione sud, che egli chiam\xc3\xb2 Nebulosa Buco della Serratura. Verso la fine dell\'Ottocento, Richard Hinckley Allen ricerc\xc3\xb2 questa struttura, senza per\xc3\xb2 trovarne traccia alcuna: egli scrisse cos\xc3\xac che la nube osservata da Herschel doveva essere sparita nel periodo compreso fra il 1837 e il 1871; la causa reale di questa apparente sparizione fu in realt\xc3\xa0 la diminuita luminosit\xc3\xa0 di \xce\xb7\xc2\xa0Carinae: infatti mentre all\'inizio del secolo questa stella illuminava e potenziava la regione di gas osservata da Herschel, diventando estremamente brillante, verso la fine, con il diminuire della quantit\xc3\xa0 di luce ricevuta, i gas si oscurarono, diventando quasi invisibili. A partire dal Novecento la struttura osservata da Herschel \xc3\xa8 visibile solo con potenti telescopi e si mostra come una nube a tratti poco brillante e a tratti decisamente oscura.\n_START_SECTION_\nDecorso osservativo nelle epoche precessionali\n_START_PARAGRAPH_\nA 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_Fino a circa 2000 anni fa la nebulosa, assieme al ramo della Via Lattea al quale appartiene, era ben visibile dalle coste mediterranee meridionali e anche da parte della stessa Europa mediterranea; nel corso dei secoli poi il moto di precessione ha fatto s\xc3\xac che la nebulosa assumesse una declinazione sempre pi\xc3\xb9 australe. Attualmente l\'area di cielo della costellazione della Carena \xc3\xa8 in costante movimento verso sud, e fra circa 5000 anni, come si evince dall\'immagine a destra, sar\xc3\xa0 ad appena 6\xc2\xb0 dal polo sud celeste._NEWLINE_Circa 7000 anni fa invece la parte di cielo in cui si trova la nebulosa si trovava a 6h di ascensione retta, ossia nella coordinata in cui gli oggetti raggiungono, ad eccezione della ristretta fascia attorno al polo sud dell\'eclittica, la declinazione pi\xc3\xb9 settentrionale (si noti come l\'intersezione dell\'eclittica con le 6h di ascensione retta corrispondano al solstizio d\'estate); in quell\'epoca, la Nebulosa della Carena raggiunse una declinazione pari a 37\xc2\xb0S, diventando cos\xc3\xac visibile fino alla latitudine di 53\xc2\xb0N, ossia alle regioni meridionali dell\'attuale Inghilterra.\n_START_SECTION_\nCaratteristiche\n_START_PARAGRAPH_\nLa Nebulosa della Carena \xc3\xa8 la pi\xc3\xb9 grande ed estesa nebulosa visibile ad occhio nudo sulla volta celeste; le sue dimensioni, sia apparenti che reali, sono superiori a quelle della ben nota Nebulosa di Orione, ed anche la sua magnitudine \xc3\xa8 superiore: la Nebulosa di Orione si estende infatti su circa un grado quadrato di volta celeste, con un diametro reale di 24 anni luce; la Nebulosa della Carena occupa invece oltre quattro gradi quadrati e possiede un diametro di ben 260 anni luce. Ad una distanza di circa 7500 anni luce, ossia quasi 8 volte superiore a quella della Nebulosa di Orione le sue dimensioni apparenti sono molto superiori rispetto a quest\'ultima. Tuttavia, \xc3\xa8 una nebulosa finora meno studiata a causa della sua posizione in cielo, che fa s\xc3\xac che sia ottimamente osservabile solo dalle latitudini australi. Appartiene al Braccio Carena-Sagittario, un braccio di spirale della Via Lattea pi\xc3\xb9 interno rispetto al nostro._NEWLINE_La nebulosa \xc3\xa8 formata per gran parte da idrogeno, mentre l\'elio costituisce un quarto della sua massa totale; altri elementi pi\xc3\xb9 pesanti sono presenti solo in piccole percentuali. All\'interno di essa, la quasi totale assenza di globuli di Bok indica che il fenomeno della formazione stellare, a differenza di altre nebulose, sarebbe fermo o poco attivo; questo fenomeno \xc3\xa8 stato per\xc3\xb2 in passato assai vigoroso, come confermato dalla presenza di un gran numero di stelle giovani di grande massa, come le cosiddette giganti blu. Queste stelle sono anche responsabili dell\'intensa radiazione ultravioletta che pervade l\'intera nebulosa, che ionizzandone gli atomi, diventa essa stessa luminosa. Molte di queste stelle giovani sono riunite in ammassi aperti: nelle sue regioni centrali ve ne sarebbero almeno otto, di cui quattro appaiono vicini alle regioni centrali.\n_START_SECTION_\nAi raggi X\n_START_PARAGRAPH_\nLa nebulosa \xc3\xa8 la fonte della pi\xc3\xb9 luminosa emissione di raggi X fra tutte le regioni H II note nella nostra Galassia; la causa di queste emissioni non \xc3\xa8 stata chiarita con certezza. Uno studio del 2005 condotto con l\'osservatorio a raggi X Suzaku ha permesso di identificare diverse aree di emissione pi\xc3\xb9 o meno intense: nella parte meridionale, lo spettro mostra delle forti linee di emissione degli ioni Fe e Si, mentre nel settore settentrionale queste emissioni sono molto pi\xc3\xb9 deboli; ne consegue che l\'abbondanza di questi due elementi \xc3\xa8 2-3 volte maggiore nel settore meridionale che in quello settentrionale._NEWLINE_Alcuni scienziati nel corso degli anni ottanta hanno ipotizzato che queste emissioni, come pure quelle nei raggi gamma, vengano prodotte da dei forti venti stellari che collidono con l\'ambiente nebuloso in cui si trovano. Pi\xc3\xb9 di recente si \xc3\xa8 teorizzato che queste emissioni diffuse siano state causate dall\'esplosione di un\'antica supernova o, meglio, dalla presenza di un\'eventuale superbolla prodotta da ripetute esplosioni di supernovae; una singola supernova sarebbe infatti in grado di eccitare l\'intera nebulosa, ma la massa totale di ferro disperso nel gas diffuso non pu\xc3\xb2 essere stato causato da un solo evento di questo genere. Non vi sono evidenze dirette di resti di supernova all\'interno della nebulosa, n\xc3\xa9 nelle onde radio, n\xc3\xa9 ai raggi X; vi sono comunque due pulsar, 1E 1048.1-5937 e PSR_NEWLINE_J1052\xe2\x88\x925954, situate entro 1\xc2\xb0 dalla stella \xce\xb7\xc2\xa0Carinae, al di fuori della struttura centrale della nebulosa nota come "Buco della Serratura". Alcuni autori hanno comunque suggerito che questa forte turbolenza non pu\xc3\xb2 essere spiegata n\xc3\xa9 con il forte vento stellare, n\xc3\xa9 con l\'esplosione di una supernova, poich\xc3\xa9 risulta essere troppo forte per essere stata causata da questi eventi; la radiazione sarebbe invece stata gi\xc3\xa0 presente prima della formazione della nube molecolare gigante che ha dato origine alla Nebulosa della Carena. Questa radiazione sarebbe stata causata da un gran numero di esplosioni di supernovae (almeno 20), responsabili della formazione di una eventuale "superbolla a brillamento della Carena", ormai dissipata. D\'altra parte, si \xc3\xa8 scoperto che la nebulosa possiede una struttura bipolare, che suggerisce la presenza di uno o pi\xc3\xb9 resti di supernova originari; in entrambi i casi, l\'apparente assenza di evidenti resti di supernova non sarebbe un problema, dato che le esplosioni che provocarono le emissioni a raggi X che eccitarono la nebulosa avvennero alcuni milioni di anni fa.\n_START_SECTION_\nStruttura\n_START_PARAGRAPH_\nL\'area di cielo occupata dalla Nebulosa della Carena \xc3\xa8 pari a circa 2\xc2\xb0 x 2\xc2\xb0, equivalenti a 4 gradi quadrati della volta celeste; include al suo interno nubi interstellari, giovani associazioni stellari e nebulosit\xc3\xa0 riflettenti la luce delle vicine stella calde._NEWLINE_Al suo interno si trova uno dei pi\xc3\xb9 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, pi\xc3\xb9 Bochum 10 e Bochum 11; tutti insieme, questi ammassi contengono almeno 64 stelle di classe spettrale O e due stelle di Wolf-Rayet, ossia ci\xc3\xb2 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 03 di sequenza principale._NEWLINE_La regione della nebulosa pi\xc3\xb9 studiata \xc3\xa8 quella centrale, incentrata su un\'area di cielo di 0,5 gradi quadrati di cielo contenente le due associazioni Tr 14 e Tr 16, la Nebulosa Buco della Serratura e l\'intensa linea scura a forma di "V" che taglia in due parti il complesso nebuloso, linea formata da polveri non illuminate. Studi ottenuti nel lontano infrarosso suggeriscono che la Nebulosa della Carena sia una regione H II molto evoluta, con perdita di polveri e gas neutro dal suo nucleo; inoltre, nella nebulosa non sono presenti gli addensamenti compatti e ad alta densit\xc3\xa0 di stelle circondate da nubi che si osservano in altre regioni H II, come W49 e W51. Solo alcune aree della nebulosa sono soggette ad un intenso fenomeno di formazione stellare._NEWLINE_Osservazioni condotte invece 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 \xc3\xa8 grosso modo perpendicolare al piano galattico. I suoi lobi bipolari hanno un diametro di circa 1\xc2\xb0, 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 e sono circondate da filamenti emittenti radiazione H\xce\xb1 e SII. 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\xc2\xb0 (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 \xc3\xa8 stata inibita dal gas molecolare circostante, costringendo il gas a dirigersi in due direzioni opposte verso i poli galattici locali; ci\xc3\xb2 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._NEWLINE_Il lobo polare che si estende verso nord \xc3\xa8 caratterizzato, soprattutto in direzione nord-ovest, dalla presenza di una complessa rete di strutture filamentose disposte ad archi ed a guisa di gusci; la morfologia di questa regione d\xc3\xa0 l\'impressione che la regione H II si stia espandendo in una zona il cui mezzo interstellare \xc3\xa8 disomogeneo, ricco di strutture pi\xc3\xb9 o meno dense che gli conferiscono un aspetto poroso e "a bolle". Molte di queste strutture filamentose visibili all\'infrarosso coincidono con delle regioni oscure e si estendono vicino a dei fronti di espansione ionizzati e visibili otticamente.\n_START_SECTION_\nFenomeni di formazione stellare\n_START_PARAGRAPH_\nNonostante le precedenti osservazioni avessero mostrato che i fenomeni di formazione stellare all\'interno della Nebulosa della Carena fossero ridotti o inesistenti, dai dati di alcuni studi emerge che la nascita di nuove stelle non si \xc3\xa8 completamente arrestata con la formazione degli ammassi di stelle giovani e massicce osservati. La parte settentrionale sembra inoltre possedere pi\xc3\xb9 siti di formazione stellare rispetto alle aree centrali; infine, i membri dell\'associazione di stelle nota come Tr 14 creano un ambiente estremamente instabile per la nube molecolare, che tenderebbe a subire l\'influsso del forte vento stellare di queste stelle._NEWLINE_Lungo i bordi della nebulosa si possono osservare delle condensazioni che formano delle strutture simili a sporgenze e dei corrugamenti; alcune di queste strutture, che agli infrarossi appaiono brillanti, si trovano sulla linea del fronte di ionizzazione. Le dimensioni di questi globuli sono pari a circa 1 pc (3,26 anni luce) e la separazione media fra i vari globuli lungo un dato filamento \xc3\xa8 di circa 5 pc. Dato che molte di queste strutture si trovano nelle regioni neutre direttamente a contatto con il fronte di ionizzazione, ci sono ottime probabilit\xc3\xa0 che si tratti di siti in cui \xc3\xa8 attiva la formazione stellare. La posizione di questi globuli alla periferia della nebulosa lungo il fronte di ionizzazione ad est della stella \xce\xb7\xc2\xa0Carinae sono in interazione con le vicine stelle massicce e si sarebbero formati come risultato delle instabilit\xc3\xa0 degli strati di gas e polveri in accelerazione._NEWLINE_Secondo alcuni studi \xc3\xa8 emerso che la formazione stellare nella regione della nebulosa sia iniziata nel suo settore nord-occidentale: l\'esito di questi primi fenomeni di formazione sarebbero oggi visibili sotto forma di brillanti ammassi aperti, in particolare di NGC 3293, visibile circa 1\xc2\xb0 a nord-ovest della nebulosa, e il pi\xc3\xb9 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.\n_START_SECTION_\nI Pilastri Sud\n_START_PARAGRAPH_\nCirca 0,5\xc2\xb0 a sud della stella \xce\xb7\xc2\xa0Carinae si trova una regione della nebulosa contenente alcune strutture allungate formate da polveri, la pi\xc3\xb9 grande delle quali \xc3\xa8 lunga 25 pc e sembra puntare in direzione della stessa \xce\xb7\xc2\xa0Carinae. Le strutture, dette "Pilastri" a causa della loro forma, hanno la parte pi\xc3\xb9 brillante rivolta verso la stella \xce\xb7\xc2\xa0Carinae e lunghe code dirette nella direzione opposta, verso una struttura oscura non ancora identificata; la direzione dell\'illuminazione e delle strutture in s\xc3\xa9 suggerisce che la fonte del vento stellare che modella queste nubi e della ionizzazione \xc3\xa8 proprio la stessa \xce\xb7\xc2\xa0Carinae, assieme ad altre stelle supergiganti azzurre membri dell\'ammasso Tr 16, la cui radiazione ultravioletta opera una fotolisi sui gas di questa regione. Si tende ad escludere pertanto che la causa del modellamento sia l\'apparentemente pi\xc3\xb9 vicino Bochum 11, proprio per via della direzione delle code. Dato che strutture simili sono state osservate anche nella Nebulosa Tarantola, le cui code puntano in direzione opposta all\'ammasso R136, e che si \xc3\xa8 suggerito che simili formazioni siano fra le prime responsabili dell\'avviamento di intensi fenomeni di formazione stellare, si pensa che questi fenomeni possano avere il medesimo effetto anche nel caso della Nebulosa della Carena. Si ipotizza pertanto che queste formazioni possano rappresentare la fase iniziale di una futura ondata di intensa formazione stellare all\'interno di questa nebulosa. Appare inoltre molto probabile che il tasso di formazione stellare sia rimasto comunque costante all\'interno della nebulosa fin dalla nascita degli ammassi pi\xc3\xb9 massicci.\n_START_SECTION_\nOggetti HH e altre strutture\n_START_PARAGRAPH_\nSia nel settore settentrionale che in quello meridionale della nebulosa sono state individuate altre prove che mostrano come la formazione stellare sia realmente in atto, prima fra tutte la presenza di alcuni giovanissimi oggetti HH. L\'oggetto HH pi\xc3\xb9 noto della Nebulosa della Carena, anche a causa della sua sigla, \xc3\xa8 HH 666, soprannominato L\'asse diabolico; si tratta di un getto bipolare che emerge da un globulo molecolare, formato da alcuni bow shock. Le sue dimensioni angolari sono pari a circa 4,5 primi d\'arco, che a una distanza di 7500 anni luce equivalgono a una lunghezza di circa 10 anni luce; tuttavia, questa misura sarebbe sottostimata, dato che l\'orientamento dei getti non \xc3\xa8 perpendicolare alla nostra linea di vista._NEWLINE_Il Telescopio Spaziale Hubble ha catturato delle immagini ad alta risoluzione di un gran numero di altri oggetti stellari giovani; alcune di queste immagini mostrano dei getti rettilinei di gas provenienti da aree molto dense (ossia oggetti HH) che si perdono nel mezzo interstellare nebuloso circostante. HH 666 e gli altri oggetti simili (come HH 901 e 902) sono connessi con dei grossi globuli in cui non si osservano stelle alla lunghezza d\'onda della luce visibile, ma solo all\'infrarosso; tutte queste sorgenti infrarosse sarebbero di fatto siti di formazione stellare, interessanti in quanto sarebbero degli ottimi esempi di fenomeni causati dal vento stellare delle stelle pi\xc3\xb9 calde di classe O.\n_START_SECTION_\nFormazioni caratteristiche\n_START_PARAGRAPH_\nAll\'interno della nebulosa sono identificabili un gran numero di strutture minori; in realt\xc3\xa0, mentre alcune sono vere nebulose nella nebulosa, gran parte delle strutture osservabili sono date dal continuo alternarsi di zone illuminate ed aree oscure.\n_START_SECTION_\nLa Nebulosa Buco della serratura\n_START_PARAGRAPH_\nIl Buco della serratura \xc3\xa8 un soprannome dato da John Herschel nell\'Ottocento ad una piccola nebulosa oscura che si sovrappone al chiarore diffuso del resto della nebulosa; egli osserv\xc3\xb2 infatti una brillante macchia di forma circolare sovrapposta al chiarore diffuso della nebulosa, con una piccola banda che si prolungava verso sud, dando cos\xc3\xac l\'idea di una toppa di serratura._NEWLINE_Questa struttura brillante non \xc3\xa8 quasi pi\xc3\xb9 visibile e la banda che si dirigeva a sud \xc3\xa8 ora visibile solo come una macchia scura di polveri. La struttura \xc3\xa8 formata da polvere interstellare e molecole fredde, e contiene getti di gas luminoso e caldo; il diametro di questa sottostruttura \xc3\xa8 di circa 7 anni luce. A breve distanza da questa si osserva un getto di gas dalla forma curiosa, che ricorda molto bene un gesto volgare del dito medio.\n_START_SECTION_\nAmmassi e associazioni stellari\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x88 nella natura stessa delle regioni H II che esse siano 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. Gli agglomerati di stelle pi\xc3\xb9 notevoli del sistema nebuloso sono catalogati come Trumpler 14, Trumpler 16 e Collinder 232; l\'insieme di questi ammassi costituisce una vasta e importante associazione OB, nota come Carina OB1.\n_START_SECTION_\nTrumpler 14 e Trumpler 16\n_START_PARAGRAPH_\nNelle regioni pi\xc3\xb9 centrali della Nebulosa della Carena sono presenti due grandi concentrazioni di stelle, note come associazioni OB: queste due associazioni riportano le sigle di catalogo Tr 14 e Tr 16; in totale contano poco pi\xc3\xb9 di venti stelle molto calde, di classe spettrale B3, e diverse giovanissime stelle di Wolf-Rayet e pre-sequenza principale._NEWLINE_In uno studio condotto nel 2004 da un gruppo di scienziati dello Space Telescope Science Institute, sono state analizzate le stelle di spettro O e B delle due associazioni; cinque di queste si sono rivelate delle binarie strettissime con delle separazioni che vanno dagli 0,015 secondi d\'arco ai 0,352. Gli esiti pi\xc3\xb9 importanti di questa ricerca sono stati fondamentalmente due: il primo \xc3\xa8 stata la risoluzione del prototipo di stella O2 If* HD 93129A, formata da una coppia di componenti separate da 55 millisecondi d\'arco con una variazione di magnitudine visuale di 0,9; quest\'oggetto \xc3\xa8 servito da punto di riferimento spettroscopico per l\'analisi delle stelle pi\xc3\xb9 calde e massicce e del loro vento stellare sull\'assunzione precedente che si tratti di una singola stella. Questa scoperta supporta l\'interpretazione delle osservazioni condotte ai raggi X della collisione del vento stellare in questa stella._NEWLINE_Un secondo esito interessante \xc3\xa8 la determinazione di un limite superiore di circa 35 UA delle separazioni ipotizzate per le coppie di stelle di quest\'area di cielo; ci\xc3\xb2 apre la strada a degli studi approfonditi sui sistemi di stelle di questi ammassi giovani che ionizzano i gas della nebulosa.\n_START_SECTION_\nCollinder 232\n_START_PARAGRAPH_\nUn terzo ammasso aperto oggetto di studi approfonditi \xc3\xa8 Cr 232: si tratta di un insieme di stelle molto giovani ben in risalto rispetto ai campi stellari circostanti; nonostante si trovi apparentemente distante dalla nebulosa, oltre un grado ad est, sarebbe fisicamente legato al complesso nebuloso molecolare della Carena. L\'et\xc3\xa0, stimata attorno ai 20 milioni di anni, \xc3\xa8 compatibile con quella degli altri ammassi e anche la sua composizione stellare \xc3\xa8 paragonabile, essendo formato da stelle di pre-sequenza principale e di classe O e B._NEWLINE_In uno studio del 2003 che prendeva in considerazione il numero di stelle di quest\'oggetto, si afferma che quest\'ammasso in realt\xc3\xa0 non sarebbe reale, poich\xc3\xa9 il profilo della densit\xc3\xa0 delle sue stelle sarebbe troppo piatto e vicino alla densit\xc3\xa0 del campo stellare circostante. Tuttavia, paragonando i diagrammi HR di questo e dei precedenti due ammassi, emerge che la distribuzione stellare entro questi diagrammi (ossia le relazioni magnitudine-colore) sono estremamente simili; da ci\xc3\xb2 ne deriva che questi oggetti possiedono una composizione stellare molto simile. Tuttavia, non \xc3\xa8 possibile escludere che Cr 232 non appartenga all\'alone stellare cui fanno parte anche Tr 14 e Tr 16: infatti, la parte orientale di Tr 14, in direzione di Cr 232, appare molto meno oscurata rispetto alla parte occidentale, dove la Nebulosa della Carena \xc3\xa8 otticamente molto debole._NEWLINE_Oltre a queste tre concentrazioni stellari (Tr 14, Tr 16 e Cr 232), che sono anche le pi\xc3\xb9 giovani, si osservano altri ammassi di et\xc3\xa0 molto simile o appena superiori: \xc3\xa8 il caso di NGC 3324 e Tr 15.\n_START_SECTION_\nStoria ed evoluzione\n_START_PARAGRAPH_\nLe nubi interstellari come la Nebulosa della Carena sono state scoperte in tutte le galassie come la Via Lattea. Esse nascono come piccole macchie di idrogeno neutro freddo intramezzato da tracce di altri elementi; la nube pu\xc3\xb2 contenere centinaia di migliaia di masse solari ed estendersi per centinaia di anni luce. La leggera forza di gravit\xc3\xa0 che potrebbe portare al collasso della nube \xc3\xa8 controbilanciata da una debole pressione del gas nella nube stessa._NEWLINE_Sia a causa della collisione con i bracci di spirale, sia a causa delle onde d\'urto causate dalle supernovae, gli atomi possono iniziare a precipitare in molecole pi\xc3\xb9 pesanti, producendo cos\xc3\xac una nube molecolare. Ci\xc3\xb2 preannuncia la formazione di stelle all\'interno della nube, il che avviene entro un periodo di 10-30 milioni di anni all\'interno di aree instabili, dove i volumi destabilizzati collassano in un disco; questo si concentra nelle regioni centrali, dove si former\xc3\xa0 la stella, che potr\xc3\xa0 essere circondata da un disco protoplanetario: nasce cos\xc3\xac la regione H II, ossia un vasto agglomerato di gas illuminato ed eccitato dalle brillanti stelle blu in esso formatesi, raggruppate in ammassi e associazioni stellari._NEWLINE_La vita media di una regione H II \xc3\xa8 dell\'ordine di pochi milioni di anni. La pressione di radiazione proveniente dalle stelle calde e giovani possono far disperdere la gran parte del gas residuo; infatti, questo processo tende ad essere molto inefficiente, nel senso che meno del 10% del gas di una regione H II collassa per formare stelle prima che il restante venga spazzato via. Un altro fenomeno che pu\xc3\xb2 contribuire alla dispersione del gas sono le esplosioni delle stelle pi\xc3\xb9 massicce appena formate come supernovae, che avvengono dopo appena 1\xe2\x80\x932 milioni di anni dalla formazione dell\'ammasso. Anche la Nebulosa della Carena \xc3\xa8 destinata, col tempo, a disperdere a tal punto il suo materiale, da dissolversi nel mezzo interstellare circostante, finch\xc3\xa9 le dinamiche dei bracci di spirale non ne riaddenseranno la materia.'