Asociaciones estelares

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Las asociaciones estelares  son grupos de estrellas débilmente unidas o no unidas gravitacionalmente. Tales estrellas tienen un origen común y son bastante jóvenes: su edad no supera varias decenas de millones de años.

Historial de descubrimientos

Antes del descubrimiento de las asociaciones estelares, se conocían dos tipos de agrupaciones estelares: cúmulos estelares abiertos y globulares [1] .

Las asociaciones estelares fueron descubiertas por primera vez por Viktor Ambartsumian en 1947 y calculó que tales objetos se desintegran durante varios millones de años. Este descubrimiento también atestiguó que la formación de estrellas en la Galaxia todavía continúa [1] [2] [3] .

Ambartsumyan también identificó dos tipos de asociaciones estelares: O- (o OB-asociaciones) y T-asociaciones, que se discutirán en la sección correspondiente. Más tarde, se agregó otra clase de asociaciones: R-asociaciones [1] .

Características

Las asociaciones estelares se diferencian de los cúmulos estelares abiertos en su gran tamaño - 50-100 parsecs en promedio, un número menor y, en consecuencia, en la densidad de estrellas - en una asociación estelar de estrellas, de unos pocos a varios cientos. Sin embargo, la densidad de estrellas en la asociación es mucho mayor que el promedio en la galaxia [1] [4] .

Las asociaciones estelares se distinguen principalmente por la similitud de los vectores de velocidad y la misma edad de las estrellas. Una composición química similar es también un signo de pertenencia a una asociación [1] .

Como regla general, las asociaciones estelares se ubican en el componente plano del disco galáctico con un espesor de 100 a 200 parsecs. Las estrellas de las asociaciones tienen una edad bastante pequeña: no más de unas pocas decenas de millones de años. Como resultado, el contenido de elementos pesados ​​en ellos es bastante alto y asciende al 2-3% [5] .

Las asociaciones estelares se forman debido al hecho de que las estrellas se forman en grupos. Y aunque las estrellas formadas, por regla general, no están unidas gravitacionalmente, durante algún tiempo están cerca en el espacio. Es por eso que las asociaciones estelares consisten en estrellas jóvenes [1] .

Clasificación

Inicialmente, Ambartsumyan identificó dos tipos de asociaciones: asociaciones OB, que consisten en estrellas brillantes masivas de clases espectrales tempranas, y asociaciones T, que consisten en estrellas T Tauri de baja masa . Luego, Cindy van den Berg destacó otra clase de asociaciones: R, las estrellas en las que se iluminan las nebulosas de reflexión [6] .

Por el momento, todas las asociaciones estelares abiertas pertenecen a uno de estos tres tipos. Sin embargo, algunas asociaciones exhiben propiedades de asociaciones de diferentes tipos [7] .

Asociaciones OB

Las asociaciones OB, también conocidas como asociaciones O, contienen de 10 a 100 estrellas masivas de secuencia principal de clases espectrales O y B. Se cree que tales asociaciones se forman dentro de nubes moleculares gigantes . Cuando se forman las estrellas, debido a la poderosa radiación, el gas y el polvo restantes se dispersan, la asociación deja de estar conectada y se disipa en varios millones de años [8] .

De hecho, también se observan varias estrellas T Tauri en asociaciones OB. Aunque se forman más estrellas de baja masa de este tipo, son más tenues y, por lo tanto, difíciles de observar. Por lo tanto, se cree que la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea, no solo las más masivas, se formaron en tales asociaciones [1] [8] .

El satélite Hipparcos detectó 12 de tales asociaciones dentro de los 650 parsecs del Sol [9] . La asociación OB más cercana a nosotros es la Asociación Escorpio-Centauro , ubicada a 120 parsecs de nosotros [10] . Además, se conocen asociaciones de OB en la Gran Nube de Magallanes y en la galaxia de Andrómeda [11] .

Asociaciones T

Las asociaciones T contienen principalmente estrellas variables T Tauri de baja masa que aún no han alcanzado la etapa de secuencia principal. Fue la observación de las asociaciones T lo que permitió concluir que las estrellas en ellas son muy jóvenes. Las asociaciones T consisten en estrellas más tenues que las asociaciones OB, por lo que solo se observan a distancias cortas. Sin embargo, Ambartsumyan sugirió que durante toda la existencia de la galaxia, se podrían haber formado alrededor de un millón de asociaciones de este tipo. El número exacto de estrellas en estas asociaciones es difícil de determinar, ya que también contienen estrellas de otros tipos [1] .

La asociación T más cercana a nosotros es la asociación Taurus-Auriga T , ubicada a 120 parsecs de nosotros [12] .

Asociaciones R

Asociaciones R (de R - reflexión): asociaciones en las que las estrellas de tipos espectrales O-A2 están rodeadas de nebulosas de gas y polvo reflectantes . Estas asociaciones consisten en estrellas de la secuencia principal que no son lo suficientemente masivas como para destruir la nebulosa principal. Esto permite a los astrónomos estudiar las nubes oscuras circundantes a medida que las estrellas las iluminan [7] .

Dado que las asociaciones R son más numerosas que las asociaciones OB, pueden utilizarse para trazar los brazos espirales de la galaxia [13] .

Un ejemplo de una asociación R es la asociación Unicorn R2 ubicada a 830 ± 50 parsecs de nosotros [7] .

Notas

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 V.G. Gorbatsky. Descubrimiento de asociaciones estelares y determinación de la edad de las estrellas . Astronet . Astronet . Consultado el 9 de septiembre de 2005. Archivado desde el original el 22 de noviembre de 2005.
  2. ↑ Ambartsumian, Viktor Amazaspovich (n. 1908) // Historia de la astronomía: una enciclopedia / Lankford, John. - Routledge , 2011. - S.  10 . — ISBN 9781136508349 .
  3. ↑ Viktor A. Ambartsumyan, 87, Expert on Formation of Stars , The New York Times  (15 de agosto de 1996), página 22. Archivado desde el original el 13 de enero de 2021. Consultado el 16 de abril de 2020.
  4. ↑ Asociaciones estelares . Astronet . Astronet . Consultado el 16 de abril de 2020. Archivado desde el original el 19 de abril de 2020.
  5. ↑ Kononovich EV, Moroz VI Curso general de astronomía. — 2º, corregido. - URSS, 2004. - S. 440. - 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  6. ↑ Herbst, W. R. asociaciones. I - Fotometría UBV y espectroscopia MK de estrellas en nebulosas de reflexión del sur  (inglés)  // Revista astronómica  : revista. - 1976. - vol. 80 . - pág. 212-226 . -doi : 10.1086/ 111734 . - .
  7. ↑ 1 2 3 Herbst, W.; Racine, R. R asociaciones. V. MON R2  (inglés)  // Diario astronómico  : diario. - 1976. - vol. 81 . — Pág. 840 . -doi : 10.1086/ 111963 . — .
  8. ↑ 12 Asociaciones de OB . Informe del estudio GAIA: Resumen ejecutivo y sección científica (6 de abril de 2000). Consultado el 8 de junio de 2006. Archivado desde el original el 4 de agosto de 2003.
  9. ↑ de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; Marrón, AGA; Blaauw, A. A HIPPARCOS Censo de las asociaciones de obstetricia cercanas  //  The Astronomical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1999. - Vol. 117 , núm. 1 . - P. 354-399 . -doi : 10.1086/ 300682 . - . -arXiv : astro - ph/9809227 .
  10. ↑ Maíz-Apellániz, Jesús. El origen de la burbuja local  (inglés)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2001. - Vol. 560 , n. 1 . -P.L83 - L86 . -doi : 10.1086/ 324016 . - . -arXiv : astro - ph/0108472 .
  11. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, YN  La formación de cúmulos estelares  // Científico estadounidense :revista. - 1999. - vol. 86 , núm. 3 . — Pág. 264 . -doi : 10.1511 / 1998.3.264 . — .
  12. ↑ Frink, S.; Roser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, MK Nuevos movimientos propios de estrellas previas a la secuencia principal en Taurus-Auriga  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 1999. - vol. 325 . - Pág. 613-622 . - . -arXiv : astro - ph/9704281 .
  13. ↑ Herbst, W. R-asociaciones III. Estructura espiral óptica local  (inglés)  // Revista astronómica  : revista. - 1975. - vol. 80 . — Pág. 503 . -doi : 10.1086/ 111771 . - .

Enlaces

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