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Associazione stellare

ammasso stellare caratterizzato da un legame gravitazione molto debole
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In astronomia si definisce associazione stellare un ammasso stellare caratterizzato da un legame gravitazione molto debole, meno intenso di quello che mantiene uniti gli ammassi aperti e, in maggior misura, gli ammassi globulari. Le associazioni stellari vennero scoperte dall'astrofisico russo-armeno Viktor Amazaspovič Ambarcumjan nel 1947.[1][2]

L'ammasso del Trapezio nella Nebulosa di Orione è un'associazione stellare OB

Le associazioni stellari sono destinate a separarsi in tempi astronomici relativamente brevi, dell'ordine di pochi milioni di anni. Ciò significa che le associazioni attualmente osservabili sono composte di stelle di recente formazione, alcuni milioni di anni al massimo.

Le principali associazioni stellari comprendono l'Associazione Stellare dell'Orsa Maggiore, l'Associazione Locale (o Associazione delle Pleiadi), il superammasso IC 2391, l'Associazione Stellare di Castore e il superammasso delle Iadi.

Il tipo più conosciuto di associazione stellare è l'associazione OB, caratterizzato dalla presenza di stelle del tipo spettrale O e B. Esistono anche associazioni T, composte da stelle giovanissime di tipo T Tauri, e le associazioni R, composte da giovani stelle blu avvolte in banchi di nebulosità riflettenti la loro stessa luce.

Tipi di associazioni stellari modifica

Victor Ambartsumian suddivise le associazioni stellari in due gruppi, OB e T, in base alle proprietà delle stelle da cui erano composte.[3]

Una terza categoria, R, fu in seguito proposta da Sidney van den Bergh per le associazioni che illuminano le nebulose a riflessione.[4]

Le associazioni OB,T e R formano un insieme di gruppi di giovani stelle, anche se non è del tutto chiaro se esse formino una sequenza evolutiva o siano collegate a qualche altro fattore.[5] Alcuni gruppi mostrano contemporaneamente proprietà si delle associazioni OB che di quelle T.

Associazioni OB modifica

Le giovani associazioni di stelle contenenti da 10 a 100 stelle massicce di classificazione stellare O e B, vengono chiamate associazioni OB. Si ritiene che esse si formino in un volume ristretto di gas all'interno di una nube molecolare gigante; quando la polvere circostante e il gas sono stati soffiati via, le stelle rimaste si trovano slegate tra loro e cominciano a separarsi.[6] Si ritiene che la maggior parte delle stelle della nostra Galassia si siano formate in associazioni OB.[6]

Le stelle di classe O sono destinate ad avere vita breve e termineranno la loro esistenza come supernovae entro un massimo di circa 15 milioni di anni, valore che dipende dalla massa iniziale della stella. Di conseguenza, le associazioni OB hanno in genere un'età di pochi milioni di anni. Da notare che il nostro Sole ha un'età di 5 miliardi di anni.

Secondo le misurazioni effettuate dal satellite Hipparcos, ci sono almeno una dozzina di associazioni OB comprese entro 650 parsec dal Sole.[7] L'associazione OB più vicina è l'associazione Scorpius-Centaurus, situata a circa 400 anni luce dal Sole.[8]

Sono state trovate associazioni OB anche nella Grande Nube di Magellano e nella Galassia di Andromeda. Queste associazioni possono essere anche piuttosto sparse, estendendosi fino a un diametro di 1.500 anni luce.[9]

Associazioni T modifica

Giovani gruppi di stelle possono anche contenere un numero di stelle T Tauri che si trovano ancora nella fase di entrata nella sequenza principale. Questi gruppi di sparse popolazioni comprendenti fino a un migliaio di stelle T Tauri, vengono chiamati associazioni T. L'esempio più vicino è l'associazione T Taurus-Auriga (Tau-Aur), situata a 140 parsec dal Sole.[10] Altri esempi di associazioni T includono quelle di R Corona Australis, Lupus, Chamaeleon e Velorum. Le associazioni T si trovano spesso nelle vicinanze della nube molecolare da cui si sono formate e alcune possono includere anche stelle di OB.

Le stelle di queste associazioni hanno stessa età e origine, stessa composizione chimica, stessa ampiezza e direzione del vettore velocità.

Associazioni R modifica

Le associazioni di stelle che illuminano una nebulosa a riflessione vengono chiamate associazioni R, denominazione proposta da Sidney van den Bergh dopo la scoperta che le stelle in queste nebulose hanno una distribuzione non uniforme.[4] Questi giovani raggruppamenti contengono stelle di sequenza principale che non hanno una massa sufficiente a disperdere le nubi interstellari in cui si sono formate.[5] Questo permette agli astronomi di esaminare le proprietà della nube che le circonda.

Considerando che le associazioni R sono molto più numerose delle associazioni OB, esse possono essere utilizzate per tracciare la struttura dei bracci di spirale della Galassia.[11]

Un esempio associazione R è Monoceros R2, situata a 830 ± 50 parsec dal Sole.[5]

Associazioni importanti modifica

Note modifica

  1. ^ John Lankford (a cura di), Ambartsumian, Viktor Amazaspovich (b. 1908), in History of Astronomy: An Encyclopedia, Routledge, 2011, p. 10, ISBN 9781136508349.
  2. ^ Wolfgang Saxon, Viktor A. Ambartsumyan, 87, Expert on Formation of Stars, in The New York Times, 15 agosto 1996, p. 22.
  3. ^ Garik Israelian, Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 29, n. 4, 1997, pp. 1466–1467, Bibcode:1997BAAS...29.1466I.
  4. ^ a b W. Herbst, R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae, in Astronomical Journal, vol. 80, 1976, pp. 212–226, Bibcode:1975AJ.....80..212H, DOI:10.1086/111734.
  5. ^ a b c Herbst, W. e Racine, R., R associations. V. MON R2., in Astronomical Journal, vol. 81, 1976, pp. 840, Bibcode:1976AJ.....81..840H, DOI:10.1086/111963.
  6. ^ a b OB Associations, su rssd.esa.int, The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section, 6 aprile 2000. URL consultato l'8 giugno 2006.
  7. ^ de Zeeuw, P. T., Hoogerwerf, R., de Bruijne, J. H. J., Brown, A. G. A. e Blaauw, A., A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations, in The Astronomical Journal, vol. 117, n. 1, 1999, pp. 354–399, Bibcode:1999AJ....117..354D, DOI:10.1086/300682, arXiv:astro-ph/9809227.
  8. ^ Jesús Maíz-Apellániz, The Origin of the Local Bubble, in The Astrophysical Journal, vol. 560, n. 1, 2001, pp. L83–L86, Bibcode:2001ApJ...560L..83M, DOI:10.1086/324016, arXiv:astro-ph/0108472.
  9. ^ Elmegreen, B. e Efremov, Y. N., The Formation of Star Clusters, in American Scientist, vol. 86, n. 3, 1999, pp. 264, Bibcode:1998AmSci..86..264E, DOI:10.1511/1998.3.264. URL consultato il 23 agosto 2006 (archiviato dall'url originale il 1º luglio 2016).
  10. ^ Frink, S., Roeser, S., Neuhaeuser, R. e Sterzik, M. K., New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga, in Astronomy and Astrophysics, vol. 325, 1999, pp. 613–622, Bibcode:1997A&A...325..613F, arXiv:astro-ph/9704281. URL consultato il 5 dicembre 2022 (archiviato dall'url originale il 7 agosto 2010).
  11. ^ W. Herbst, R-associations III. Local optical spiral structure, in Astronomical Journal, vol. 80, 1975, pp. 503, Bibcode:1975AJ.....80..503H, DOI:10.1086/111771.

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