Una Sfera di Dyson in costruzione?

Una sfera di Dyson è una ipotetica enorme struttura di rivestimento che potrebbe essere applicata attorno ad un corpo stellare allo scopo di catturarne l’energia. È stata teorizzata dall’astronomo britannico Freeman Dyson. Nel suo articolo Search for Artificial Stellar Sources of Infrared Radiation (“Ricerca di sorgenti stellari artificiali di radiazione infrarossa”), pubblicato nel 1959 sulla rivista Science, Dyson teorizzò che delle società tecnologicamente avanzate avrebbero potuto circondare completamente la propria stella natia per poter massimizzare la cattura di energia proveniente dall’astro. Rinchiusa così la stella, sarebbe possibile intercettare tutte le lunghezze d’onda del visibile per inviarle verso l’interno, mentre tutta la radiazione non utilizzata verrebbe mandata all’esterno sotto forma di radiazione infrarossa. Da ciò consegue che un possibile metodo per cercare civiltà extraterrestri potrebbe essere proprio la ricerca di grandi fonti di emissione infrarossa nello spettro elettromagnetico. Una è una sfera di origine artificiale e di raggio pari a quello di un’orbita planetaria. La sfera consisterebbe di un guscio di collettori solari o di habitat posti attorno alla stella. Questo, oltre ad essere un modo per raccogliere un’enorme quantità di energia, permetterebbe di creare uno spazio vitale immenso. La proposta originaria prevedeva che avrebbero dovuto esserci collettori solari posizionati intorno a tutta la stella, per assorbire la luce stellare, ma non presumeva che questi collettori avrebbero potuto costituire un guscio continuo. Piuttosto, il guscio sarebbe consistito di strutture orbitanti indipendenti, ossia un numero complessivo di oggetti superiore a 10.000 e distribuiti lungo uno spessore radiale di un milione di chilometri.

Freeman Dyson nel 2007. Il fisico teorico ha oggi 92 anni

Adesso c’è chi sostiene che una Sfera di Dyson potrebbe davvero avvolgere una delle tante stelle con esopianeti scoperte dal satellite Kepler. La stella in questione – KIK 8462852 – si trova nella costellazione del Cigno a 1500 anni luce da noi.
Della Sfera di Dyson parlano sia la rivista Orione che la rivista Le Stelle (ora in edicola). Nella prima a pagina 9 nell’articolo “Una Sfera di Dyson in costruzione?” e nella seconda a pagina 54 nell’articolo “Lo strano caso di KIK 8462852”.

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Phobos sarà sbriciolato (solo questione di tempo)

Facciamocene una ragione: Phobos, la maggiore delle due lune di Marte, è destinata a finire in mille pezzi. E’ ormai accertato che il corpo celeste si sta lentamente ma inesorabilmente avvicinando al Pianeta rosso, al ritmo di qualche centimetro all’anno e gli scienziati sono abbastanza concordi nel segnare la fine di Phobos in un’intervallo di tempo che oscilla tra 20 e 50 milioni di anni. Ma molto probabilmente non ci sarà un mega impatto con Marte: la luna si disintegrerà prima di raggiungere la sua superficie. Ne avevamo parlato qualche giorno fa qui su Media INAF, riportando le indagini di alcuni scienziati del Centro Goddard della NASA. A rafforzare questa ipotesi arriva ora un nuovo studio condotto da Benjamin Black e Tushar Mittal, due giovani ricercatori dell’Università della California a Berkeley, pubblicato sull’ultimo numero di Nature Geoscience. L’indagine mette in evidenza che le rocce di Phobos non riusciranno a resistere alle forze mareali di Marte all’avvicinarsi al pianeta. Dunque la luna, il cui diametro medio è di circa 22 chilometri, si sbriciolerà letteralmente ben prima di impattare sul suo pianeta. Come? «Immaginate di rompere una barretta di cereali. Vedrete briciole e pezzetti spargersi dovunque» spiega Black, con un’analogia alquanto colorita. I resti più massicci della luna precipiterebbero comunque sulla superficie di Marte, seguendo orbite spiraleggianti e impattando con direzioni molto radenti, producendo crateri dalla forma ovale. I resti più piccoli, composti da ciottoli e soprattutto polveri, rimarrebbero in orbita, creando un vero e proprio anello attorno al pianeta, che però avrà vita tutto sommato breve, compresa tra qualche milione e un centinaio di milioni di anni. Poi, anche quel materiale si depositerà definitivamente sulla superficie di Marte. I due ricercatori sono giunti a questi risultati valutando la resistenza strutturale di Phobos in modo indiretto, raccogliendo cioè dati da rocce terrestri e meteoriti che presentano le stesse caratteristiche fessurative e che hanno densità e composizione simili alle rocce di cui è fatta la luna marziana. Nella loro indagine, Black e Mittal hanno anche studiato la consistenza di Phobos ricostruendo al computer l’impatto da cui è stato prodotto il cratere Stickney, che con i suoi 10 chilometri di diametro ha un’estensione di circa un sesto della circonferenza della luna. Con queste informazioni a disposizione, i due ricercatori sono passati ad analizzare l’evoluzione dell’anello che si formerebbe dai resti di Phobos, sfruttando tecniche simili a quelle utilizzate per studiare quelli, ben più maestosi, che circondano Saturno. «Se la luna si dovesse disintegrare alla distanza di 1,2 raggi di Marte, quindi a 680 chilometri dalla sua superficie, si verrebbe a formare un anello assai stretto, con una densità paragonabile a quella degli anelli più densi che si trovano attorno a Saturno» dice Mittal. «Con il passare del tempo questo anello si espanderebbe e poi, sotto l’effetto della forza di gravità del pianeta, in pochi milioni di anni le sue particelle scenderebbero fino a raggiungere gli strati più alti dell’atmosfera marziana, per precipitare al suolo». Se invece Phobos dovesse cedere prima, e dunque a una distanza maggiore, l’anello potrebbe mantenersi integro per un periodo più lungo, anche 100 milioni di anni. Uno spettacolo effimero, almeno in termini astronomici, ma sarebbe visibile anche dalla Terra? Gli autori non si sbilanciano, anche se ritengono che questa struttura riuscirebbe a riflettere abbastanza luce da far apparire Marte leggermente più brillante anche alle nostre distanze e, magari, mostrare al telescopio le striature delle ombre degli anelli proiettate sulla sua superficie.
di Marco Galliani (INAF)

Scoperta la stella nana bianca più calda

Grazie a osservazioni del telescopio spaziale Hubble, due astronomi delle Università di Tubinga e di Potsdam hanno stabilito un paio di record. Innanzitutto hanno identificatouna stella nana bianca che, sebbene risulti già in fase di raffreddamento, con una temperatura di 250.000 gradi Celsius è risultata la più calda del suo genere mai rilevata nella nostra Galassia. Inoltre, i ricercatori sono stati anche i primi a osservare una nuvola di gas intergalattico catturata dalla Via Lattea, un indizio di come le galassie possano raccogliere materiale “fresco” dallo spazio profondo per formare nuove stelle. I risultati della ricerca sono esposti in uno studio pubblicato sull’ultimo numero della rivista scientifica Astronomy & Astrophysics.

Diagramma della Via Lattea con il Sole, la nana bianca e la nube di gas sulla linea di vista della Grande Nube di Magellano. Crediti: Philipp Richter/University of Potsdam

Diagramma della Via Lattea con il Sole, la nana bianca e la nube di gas sulla linea di vista della Grande Nube di Magellano. Crediti: Philipp Richter/University of Potsdam

Le stelle di massa relativamente piccola verso la fine del loro “ciclo vitale” diventano estremamente calde. Per esempio, il Sole – che appartiene a questa categoria – ha mantenuto una temperatura superficiale piuttosto costante intorno ai 6.000 gradi Celsius fin dalla sua nascita 4,6 miliardi di anni fa. Ma, immediatamente prima di esaurire il combustibile delle reazioni termonucleari, fra altri cinque miliardi di anni, la nostra stella raggiungerà una temperatura trenta volte superiore, riscaldandosi fino a 180.000 gradi, prima di iniziare a raffreddarsi allo stadio di nana bianca. Le simulazioni al computer suggeriscono che le stelle possano diventare ancora più calde; in effetti, la temperatura più alta osservata per una di queste “stelle morenti” è stata misurata attorno ai 200.000 gradi. Dall’interpretazione degli spettri ultravioletti ottenuti dal telescopio spaziale Hubble sulla stella RX J0439.8-6809, gli autori del nuovo studio hanno ottenuto il nuovo record di 250.000 gradi, una temperatura che può essere raggiunta solo da una stella circa cinque volte più massiccia del nostro Sole. Questa nana bianca, ora in fase di raffreddamento, sembra aver raggiunto la sua temperatura massima di 400.000 gradi circa mille anni fa. La composizione chimica di questa rovente piccoletta desta ancora molti dubbi. Le analisi mostrano che sulla sua superficie sono presenti sia carbonio che ossigeno, prodotti della fusione nucleare dell’elio, un processo che avviene normalmente in profondità nel nucleo di una stella. RX J0439.8-6809 era già stata notata più di 20 anni fa come punto molto luminoso nelle immagini a raggi X, a significare un’enorme fonte di calore. Gli scienziati pensarono a una nana bianca che accendeva fuochi nucleari sulla sua superficie con l’idrogeno carpito a una stella compagna. Inoltre, gli astronomi ritenevano che la nana bianca fosse situata nella galassia a noi vicina, la Grande Nube di Magellano. Ora, i nuovi dati di Hubble mostrano invece che la stella si trova all’estrema periferia della Via Lattea, nel cosiddetto alone galattico, allontanandosene a una velocità di 220 chilometri al secondo. Lo spettro ultravioletto della stella conteneva anche un’altra sorpresa, indicando la presenza di gas che non appartiene alla stella, ma facente parte di una “nuvola” giustapposta tra la Via Lattea e RX J0439.8-6809. I ricercatori hanno calcolato che questa nube di gas sta scappando dalla Via Lattea a una velocità attorno ai 150 chilometri al secondo. Gli astronomi conoscevano l’esistenza di gas che viaggiano ad alta velocità in direzione della Grande Nube di Magellano, ma non erano in grado di dire con certezza se si trovassero nella Via Lattea o nella Grande Nube di Magellano. Trovare tale gas nello spettro di RX J0439.8-6809 offre ora la prova che la nube di gas appartiene alla Via Lattea. Tuttavia, e qui sta la vera sorpresa, la sua composizione chimica indica che ha avuto origine dallo spazio intergalattico. Secondo gli autori dello studio, questa è una prova a favore del fatto che le galassie raccolgono nuovo materiale dallo spazio profondo, materiale che possono quindi utilizzare per accendere nuove stelle.

di Stefano Parisini (INAF)

L’addio ai dinosauri, nuova teoria

Estinzione dei dinosauri? Ecco la nuova soluzione al mistero. Voi direte: beh, ma ormai ci sono talmente tante teorie, che non si sa più a chi credere. Ciò su cui, però, gli esperti sono sempre stati d’accordo (almeno finora) è che l’intensa attività vulcanica avrebbe avuto un ruolo decisivo nell’estinzione di buona parte delle specie viventi.

Lava fontana di sopra la fessura vulcanica di eruzione del diluvio Holuhraun di basalto in Islanda nel mese di settembre 2014, che può essere considerato come un analogo su scala ridotta per le eruzioni nelle trappole Deccan, 65 milioni di anni fa. Crediti: Michelle Parks (Università d'Islanda)

Fontane di lava dal vulcano basaltico Holuhraunin, in Islanda nel settembre 2014. L’evento può essere considerato un analogo in miniatura delle eruzioni nei Trappi del Deccan, 65 milioni di anni fa. Crediti: Michelle Parks (Università d’Islanda)

C’è un “però” che cambia tutto, rispetto agli studi precedenti: in una nuova ricerca pubblicata oggi su Nature Geoscience, un gruppo di scienziati dell’Università di Leeds ha affermato che il vulcanismo potrebbe non essere così strettamente legato al repentino cambiamento climatico e quindi alla conseguente destabilizzazione degli ecosistemi di quel periodo. Ci sarebbe dell’altro. Come noto, anche l’impatto di un grande meteorite e la sua coda di ceneri incandescenti potrebbero aver contribuito in maniera significati alla morte dei dinosauri sulla Terra. Eventi di questo genere uniti alle eruzioni di lunga durata sui plateau basaltici, come i Trappi del Deccan in India, avrebbero portato alla fuoriuscita di quantità gigantesche di gas serra e polveri nell’atmosfera alterando il clima per anni e anni. Fino ad ora, però, l’impatto della presenza costante e abbondante di emissioni di anidride solforosa provenienti dai palteau basaltici continentali era sconosciuta: le conseguenze sono state osservate non solo sul clima, ma anche sulla vita negli oceani e sulla vegetazione dell’epoca. Nello specifico, questo studio è stato condotto dal team guidato dalla ricercatrice Anja Schmidt: «Durante il periodo dei dinosauri, nel corso di un milione di anni, numerose sono state le eruzioni di lunga durata. Questi eventi, tipici dei plateau basaltici, non possono essere paragonati alle eruzioni vulcaniche che spesso vediamo oggi, con la lava che sgorga dal terreno come una cortina di fuoco. Perlopiù, le eruzioni a quel tempo duravano decine di anni e ogni eruzione era separata da un lungo periodo di tempo in cui l’attività vulcanica era inesistente». C’è un dato che su tutti è impressionante: la ricercatrice ha stimato che la lava prodotta da un’eruzione di media intensità avrebbe riempito 150 piscine olimpioniche al minuto. Per ottenere i dati, gli esperti di Leeds hanno utilizzato delle simulazioni al computer per studiare la diffusione delle particelle di gas e degli aerosol, dimostrando i reali impatti climatici delle eruzioni: solo se queste fossero durate per centinaia di anni, senza soluzione di continuità, avrebbero potuto portare un effetto grave su piante e animali. Per stimare la portata delle emissioni di anidride solforosa, i ricercatori si sono basati sulle variabili di intensità e durata delle eruzioni sui plateau basaltici, come – appunto – quella l’Altopiano del Deccan (un terzo dell’India) 65 milioni di anni fa, al limite tra il Cretaceo-Terziario. Cosa è venuto fuori? I computer hanno mostrato che le temperature sulla Terra hanno subito effettivamente un raffreddamento di ben 4,5°C a causa delle eruzioni ma che la temperatura sarebbe poi tornata alla normalità nei 50 anni successivi all’eruzione. Schmidt ha affermato: «Abbiamo scoperto che gli effetti delle piogge acide sulla vegetazione erano piuttosto selettivi: la vegetazione in alcune parti del mondo è stata spazzata via, mentre in altre zone gli effetti sarebbero stati minimi». Si può dire lo stesso per le altre specie viventi? È questa la sfida lanciata dai ricercatori: bisogna ridefinire il ruolo del vulcanismo sull’estinzione dei dinosauri
di Eleonora Ferroni (INAF)

Ammassi di galassie in collisione

Questo mese si festeggiano i cento anni dalla pubblicazione da parte di Albert Einstein della teoria della relatività generale, uno dei risultati scientifici più importanti del secolo scorso Una delle implicazioni fondamentali che deriva della teoria di Einstein è che la materia deforma il tessuto dello spazio-tempo, e quindi la presenza di un oggetto massiccio può causare una deflessione osservabile di un raggio di luce. La prima prova osservativa di questo effetto è stata raccolta durante un’eclissi solare, poiché la luce di una stella lontana, prospetticamente vicina al disco del Sole, è stata deviata nel passaggio nei pressi della nostra stella, risultando più lontana dal disco rispetto a quanto ci si aspettava. Gli astronomi hanno poi osservato molte altre volte questo fenomeno, che è stato chiamato “lente gravitazionale” e ha permesso di studiare nel dettaglio galassie e ammassi di galassie molto lontani da noi. Gli ultimi risultati ottenuti per l’ammasso di galassie chiamato “Cheshire Cat” (in italiano “lo stregatto”) mostrano come le teorie di cento anni fa possono dare anche oggi risultati sorprendenti. Gli astronomi hanno dato questo nome all’ammasso a causa della forma, che somiglia a quella del volto sorridente di un felino. Le singole galassie del sistema sono state anche osservate nella banda visibile utilizzando il Telescopio Spaziale Hubble della NASA. Ognuna delle due galassie che fungono da “occhi” è il membro più brillante del proprio gruppo, inoltre i due gruppi di galassie stanno viaggiando uno verso l’altro a quasi 500.000 km/h. I dati raccolti dal telescopio ai raggi X Chandra della NASA (in viola nell’immagine), pubblicati su un articolo apparso suThe Astrophysical Journal, mostrano la presenza di gas caldo (fino a milioni di gradi). I dati estremamente dettagliati di Chandra hanno inoltre permesso di rivelare che l’”occhio” sinistro contiene un buco nero supermassiccio in piena attività. Gli astronomi stimano che i due “occhi” dello stregatto si fonderanno in circa un miliardo di anni, lasciando al loro posto una grande galassia e decine di piccole satelliti. A quel punto forse il nome più appropriato per il gruppo diventerà “Ciclope”.
di Elisa Nichelli (INAF)

La Nebulosa Tulipano

La Nebulosa Tulipano (nota anche come Sh2-101) è una nebulosa a emissione visibile nella costellazione del Cigno. Si individua nella parte centro-meridionale della costellazione, al centro di un tratto della Via Lattea molto luminoso e ricco di campi stellari; si trova circa 45′ a nordest della stella η Cygni e si estende per una ventina di primi in senso NE-SW. Possiede una forma allungata e irregolare; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade fra i mesi di giugno e novembre. Si tratta di una grande regione H II situata sul tratto iniziale del Braccio di Orione a circa 2700 parsec (8750 anni luce) di distanza dal sistema solare, al di là del grande complesso nebuloso di Cygnus X, dal quale disterebbe non più di 500 parsec. Tale distanza coincide con quella stimata per l’associazione OB Cygnus OB3, che contiene una trentina di stelle massicce delle prime classi spettrali con un’età di circa 8,3 milioni di anni. Si ritiene che la sorgente della radiazione ionizzante i gas della nebulosa sia la stella HD 227018, una gigante blu di classe O6.5III e una magnitudine apparente pari a 9,01.Secondo il catalogo Avedisova la nebulosa ospiterebbe alcuni fenomeni attivi di formazione stellare, come sarebbe testimoniato dalla presenza di quattro sorgenti di radiazione infrarossa riportate sul catalogo dell’IRAS: IRAS 19581+3504, IRAS 19579+3509, IRAS 19584+3506 e IRAS 19584+3515, oltre ad alcune sorgenti di onde radio.

Le stelle subgiganti (Gamma Cassiopeiae)

Le stelle subgiganti hanno classe spettrale  più brillante di una stella tipo della sequenza principale, ma comunque meno brillante rispetto ad una vera gigante. Si ritiene trattarsi di stelle che abbiano terminato la fusione nucleare dell’idrogeno nel proprio nucleo, e che si stiano avviando a divenire giganti: annullato (o comunque decisamente ridotto) il contenuto di idrogeno nel nucleo di una stella di sequenza principale, l’interruzione delle reazioni termonucleari atte a conservare l’equilibrio termico dell’astro porterebbe ad un collasso delle regioni centrali ricche di elio della stella stessa, con conseguente innalzamento della temperatura e della pressione cui seguirebbe l’innesco della nucleosintesi negli strati di idrogeno più esterni. Le stelle subgiganti, rispetto a stelle di massa simile nella sequenza principale, hanno diametro maggiore e una più bassa temperatura superficiale. Secondo la classificazione spettrale di Yerkes hanno luminosità di classe IV.

La stella γ Cassiopeiae; al di sopra di essa è visibile la nebulosa Sh-2 185

La stella γ Cassiopeiae; al di sopra di essa è visibile la nebulosa Sh-2 185

Gamma Cassiopeiae  è una stella variabile eruttiva, di magnitudine apparente che varia tra +2,15 e +3,40, situata nella costellazione di Cassiopea.  Questo astro è collocato al centro del familiare asterismo a “W” nella costellazione di Cassiopea. Dista dalla Terra circa 550 anni luce.
Gamma Cassiopeiae è una variabile eruttiva, la sua luminosità cambia irregolarmente ed è il prototipo delle stelle variabili Gamma Cassiopeiae. Alla massima luminosità γ Cassiopeiae è la stella più luminosa della costellazione, superando in brillantezza sia α Cassiopeiae (m.+2,25) che β Cassiopeiae (+2,3).
La stella ruota molto velocemente su se stessa, a circa 300 km/s all’equatore e disperde dalla sua superficie grandi quantità di materia che va a formare un disco di materia attorno alla stella.
La stella è di tipo spettrale B0.5IVpe; la “e” indica la presenza nello spettro di linee di emissione, il che permette di catalogare γ Cas tra le stelle Be. La classe di luminosità IV identifica le stelle che stanno finendo, o hanno già esaurito, l’idrogeno nel loro nucleo, e si apprestano a diventare stelle giganti, uscendo definitivamente dalla sequenza principale. Ha una massa 19 volte quella del Sole, e irradia un’energia 55.000 volte superiore a quella del Sole. Con una massa e luminosità tale, la stella ha bruciato in tempi relativamente rapidi il suo combustibile interno, e la sua vita come stella B di sequenza principale è durato appena 8 milioni di anni. La temperatura superficiale attorno ai 30.000 K le conferisce il suo caratteristico colore bianco-azzurro.
Gamma Cassiopeiae è anche il prototipo di un piccolo gruppo di stelle che emettono raggi X in quantità 10 volte superiore alle altre stelle di classe B o stelle Be. L’emissione a raggi X di Gamma Cassiopeaiae pare essere termica, emessa da plasma a temperature superiori ai 10 milioni di kelvin, mostrando cicli a breve e lungo termine. Non ci sono certezze su cosa in effetti causa l’emissione di raggi X; potrebbero essere causati dalla materia proveniente dalla stella, dal vento stellare o da un disco circumstellare. Tuttavia c’è qualche difficoltà a spiegare ognuna di queste ipotesi. Potrebbe essere causato dal disco di accrescimento di una nana bianca, oppure da una stella di neutroni, anche se l’emissione a raggi X causata da una stella degenere di questo tipo non è un’emissione termica, come pare invece essere quella di Gamma Cassiopeiae, mentre non è chiaro come sufficiente materia possa provenire dalla nana bianca considerata la sua distanza (dedotta dal periodo orbitale) per generare una tale emissione di raggi X. Una più recente interpretazione suggerisce che l’emissione possa essere causata da una complessa interazione tra il campo magnetico della stella e il suo disco di gas che la circondaGamma Cassiopeiae è una binaria spettroscopica, con una stella che le ruota attorno in un periodo di 204 giorni, ad una distanza di circa 70 UA. La massa della compagna sembrerebbe paragonabile a quella del Sole, anche se non è ancora stato possibile stabilire se si tratta di una stella di sequenza principale o di una stella degenere. La stella è anche una doppia ottica, con una compagna di magnitudine 11 separata visualmente di 2 secondi d’arco. Un’altra stella variabile appartenente alla classe delle Gamma Cassiopeiae è Zeta Tauri.

Sh2-185 è una nebulosa a emissione e a riflessione, visibile nella costellazione di Cassiopea; consiste in due regioni nebulose distinte dalle caratteristiche differenti fra di loro. La sua posizione si individua con molta facilità grazie al fatto che circonda la brillante stella γ Cassiopeiae, una stella Be ben nota per essere il prototipo delle variabili γ Cassiopeiae, appartenenti a una classe di stelle giovani e molto calde; la parte nebulosa brillante si individua in particolare in direzione nordest rispetto alla stella, dove sono presenti due addensamenti nebulosi noti come IC 59 e IC 63. Nelle fotografie è ben evidente il colore rossastro del gas ionizzato frammisto al bluastro delle polveri che brillano per riflessione della luce azzurra della stella.  Sh-2 185 consiste in un sistema di nubi in parte ben illuminate, situate alla stessa distanza di γ Cassiopeiae; le sezioni più brillanti sono costituite dalle due nebulose catalogate nell’Index Catalogue: IC 63, la più meridionale, mostra un’evidente struttura a filamenti di gas, con delle emissioni ottiche dominate dal colore rosso, mentre IC 59, a nord, appare come una nube dal colore in parte tendente al blu e priva di una struttura organizzata. In particolare, IC 63 consiste in una regione di idrogeno ionizzato e mostra segni evidenti di fotolisi. Tale fenomeno è molto evidente soprattutto in IC 59, mentre in IC 63 la presenza della forteradiazione ultravioletta suggerisce la formazione di una zona di idrogeno neutro attraverso la dissociazione dell’idrogeno molecolare. Uno studio condotto nel 1997 mette in evidenza come probabilmente le due nebulose non si trovino esattamente alla stessa distanza rispetto a γ Cassiopeiae: in particolare, IC 63 appare direttamente connessa alla stella, mentre IC 59 sarebbe leggermente più lontana; ciò spiegherebbe le differenze fra le due nebulose. Inoltre, mentre i fenomeni di fotolisi sembrano essere completamente terminati in IC 59, nella seconda nube sarebbero ancora in atto, sebbene a livelli molto bassi. In direzione della regione nebulosa si osserva anche la sorgente IRAS 00556+6048, la quale però sarebbe posta a una distanza maggiore rispetto alle nebulose; anche questa sorgente mostra segni di presenza di una regione H I e la mancanza di emissioni nel continuum radio farebbe intendere che anche in questa regione vi sono evidenze di fotolisi ad opera della radiazione di una stella.

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