Sh2-54

Sh2-54 est observée dans la partie orientale de la constellation, à environ 1° nord-ouest de la nébuleuse de l'Aigle, à laquelle elle est physiquement associée. Elle apparaît au contact d'une région de la Voie lactée fortement obscurcie par des poussières appartenant principalement à notre bras spiral, le Bras d'Orion. Le nuage peut être vu et photographié à travers un télescope amateur équipé de filtres spéciaux et d'oculaires à grand champ.

Située presque à cheval sur l'équateur céleste, elle peut être observée depuis toutes les zones peuplées de la Terre avec facilité et sans aucun privilège. La période la plus favorable pour son observation dans le ciel du soir est de décembre à avril.

Le nuage a une extension équivalent à ∼35 a.l. (∼10,7 pc), et est principalement composé d'hydrogène ionisé par les composants les plus brillants de l'amas ouvert massif NGC 6604, visible dans la partie sud du nuage et comprenant un grand nombre d'étoiles de grande masse issues des gaz du nuage lui-même lors d'un processus initial de formation d'étoiles qui a eu lieu il y a 4 à 5 Ma[1].

Les processus de formation d'étoiles actuellement actifs dans la nébuleuse sont principalement concentrés dans la partie nord, où se trouve un cocon dense indiqué par les initiales M1-88 et catalogué par Colin Stanley Gum en 1955 avec les initiales Gum 85. Bien que cet objet ait été peu étudié, certaines sources de rayonnement infrarouge et un faible amas de jeunes étoiles, BDS03-9, y ont été observés. Ces processus génératifs ont probablement été causés par l'action du vent stellaire des étoiles de NGC 6604, qui a généré une bulle en expansion dont l'onde de choc a frappé et comprimé les gaz du nuage lui-même[2].

En étendant les recherches à toute la région nébuleuse du complexe moléculaire, le nombre de jeunes objets stellaires connus s'élève à près de trente composants. Parmi celles-ci se détachent une dizaine de sources infrarouges dont la plus brillante est IRAS 18151-1208. Cette source a été étudiée en détail au cours de la première décennie du 21e siècle. Lui sont associés deux masers, un à eau et un au méthanol, probablement générés par de jeunes protoétoiles de grande masse, auxquels s'ajoutent deux gros jets collimatés d'hydrogène. On pense qu'il s'agit d'une région H II ultra-compacte dans laquelle est hébergé un très jeune amas d'étoiles en formation[3]. Un deuxième nuage ultra-compact pourrait être l'objet IRAS 18146−1148, contenant également un jeune amas en formation[4]. Parmi les autres sources, IRAS 18151−1208 et IRAS 18151−1134 se distinguent, coïncidant probablement avec deux étoiles bleues de la séquence principale, respectivement de classe spectrale B0 et B2[5].

La Nébuleuse du Serpent (Sh2-54)

Sh2-54, la nébuleuse de l'Aigle et la nébuleuse Oméga font partie d'un complexe nuageux moléculaire unique couvrant plusieurs centaines d'années-lumière[12]. Sur la base des cartes d'émission de ¹²CO, il a été découvert que les trois nébuleuses sont reliées par une faible ceinture nébuleuse, visible même dans les images à longue exposition et sensible également au proche infrarouge[13]. Cela indiquerait que les trois nuages constituent les nuages les plus denses, zones où la formation d'étoiles a commencé à avoir lieu[11].

Selon les scientifiques, il est également possible de définir une évolution temporelle du nuage moléculaire : la première région où la formation d'étoiles a eu lieu est celle du nord, coïncidant avec Sh2-54, qui a donné naissance à l'association Ser OB2 il y a 4 Ma. Plus tard, les phénomènes de formation ont affecté la région de la nébuleuse de l'Aigle, il y a 2 à 3 Ma, et seulement récemment (il y a 1 Ma) la nébuleuse Oméga. Les causes qui ont conduit à l'extension des phénomènes de formation peuvent avoir été différentes, comme l'action du vent stellaire des étoiles qui se sont formées de temps en temps qui aurait comprimé les gaz des régions adjacentes les faisant s'effondrer sur elles-mêmes. Des compressions similaires pourraient également avoir été causées par l'explosion de plusieurs supernovae provenant des étoiles les plus massives dérivées de la formation. Une autre possibilité pourrait être que la compression des gaz se soit produite lorsque le complexe nébuleux est entré dans les régions plus denses du bras spiral sur lequel il se trouve[11].

Le nuage moléculaire géant a une forme de superbulle et de nombreuses jeunes étoiles qui lui sont associées se trouvent à l'intérieur. La superbulle, cependant, semble avoir quelques millions d'années de plus que le nuage lui-même, ce qui indique qu'il s'agit d'une structure qui préexistait à l'afflux du nuage. L'interaction avec la superbulle (et non ses effets d'expansion) pourrait donc aussi avoir été à l'origine des premiers phénomènes de formation d'étoiles dans la région[11]. Selon certains auteurs, la région pourrait être encore plus étendue, incluant même la nébuleuse de la Lagune, également dans le Bras du Sagittaire (bien qu'elle soit légèrement plus proche de nous), et peut-être aussi la Nébuleuse Trifide, assez éloignée[14].