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Asociación estelar

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El cúmulo del Trapecio en la nebulosa de Orión, una asociación estelar OB.
Asociaciones estelares cercanas y grupos en movimiento. La cruz verde del centro muestra la posición del Sol.
Acerca del Brazo de Orión, con las principales asociaciones estelares (amarillo), nebulosas (rojo) y Lista de nebulosas oscuras (gris) alrededor de la Burbuja local.
Asociaciones principales del plano galáctico en el cielo nocturno.

En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional menos intensa que la que mantiene unidos a los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.[1]​[2]​

Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.[3]​

Principales asociaciones estelares

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El Grupo Móvil de la Osa Mayor es un ejemplo de asociación estelar. (Excepto α Ursae Majoris y η Ursae Majoris, todas las estrellas de la Arado/Big Dipper forman parte de ese grupo).

Otros grupos jóvenes en movimiento son[4]​:

Tipos de asociaciones

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Víktor Hambardzumyan clasificó por primera vez las asociaciones estelares en dos grupos, OB y T, según las propiedades de sus estrellas.[7]​ Sidney van den Bergh sugirió más tarde una tercera categoría, R, para las asociaciones que iluminan las nebulosas de reflexión.[8]​

Las asociaciones OB, T y R forman un continuo de agrupaciones estelares jóvenes. Pero actualmente es incierto si son una secuencia evolutiva o representan algún otro factor en el trabajo.[9]​ Algunos grupos también muestran propiedades de asociaciones OB y T, por lo que la categorización no siempre es clara.

  • Asociación estelar OB: Es el tipo más conocido de asociación estelar, se caracteriza por la presencia de estrellas de los tipos espectrales O y B. Se supone que se forman a partir de un pequeño volumen, en el interior de una nube molecular gigante. Algunas de ellas pueden comenzar como estrellas Herbig Ae/Be. Una vez que el gas y el polvo desaparecen, las estrellas remanentes se desligan del cúmulo original para continuar su movimiento propio por la galaxia. Dado que la vida media de las estrellas tipo O es muy corta, estas asociaciones tienen como máximo una edad de pocos millones de años. Las mayores de éstas son conocidas como asociaciones OB a gran escala o SOBA del inglés:Scaled OB Association, que se define como super asociaciones equivalentes conceptualmente a los super cúmulos estelares son a los cúmulos estelares normales. El prototipo de las estrellas características es de las asociadas a la región HII y como ejemplo, el cúmulo abierto NGC 604 en la galaxia del Torbellino M33.
  • Asociación estelar T: Compuestas de jóvenes estrellas del tipo T Tauri. Estas asociaciones normalmente se encuentran cerca de la nube molecular desde la que se han formado. Los grupos estelares jóvenes pueden contener un número de estrellas T Tauri infantes que aún están en proceso de entrar en la secuencia principal. Estas poblaciones dispersas de hasta mil estrellas T Tauri se conocen como asociaciones T. El ejemplo más cercano es la asociación Tauro-Auriga T (asociación Tau-Aur T), situada a una distancia de 140 parsecs del Sol.[10]​ Otros ejemplos de asociaciones T incluyen la asociación T R Corona Australis, la asociación T Lupus, la asociación T Chamaeleon y la asociación T Velorum. Las asociaciones T suelen encontrarse en las proximidades de la nube molecular de la que se formaron. Algunas, pero no todas, incluyen estrellas de clase O-B. Para resumir las características de los miembros de los grupos en movimiento: tienen la misma edad y origen, la misma composición química y presentan la misma amplitud y dirección en su vector de velocidad.
  • Asociación estelar R: Las asociaciones de estrellas que iluminan las nebulosas de reflexión se denominan asociaciones R, un nombre sugerido por Sidney van den Bergh tras descubrir que las estrellas de estas nebulosas tenían una distribución no uniforme. Estas jóvenes agrupaciones estelares contienen estrellas de la secuencia principal que no son lo suficientemente masivas como para dispersar las nubes interestelares en las que se formaron.[11]​ Esto permite a los astrónomos examinar las propiedades de la nube oscura circundante. Dado que las asociaciones R son más abundantes que las asociaciones OB, pueden utilizarse para trazar la estructura de los brazos espirales galácticos.[12]​ Un ejemplo de asociación R es Monoceros R2, situado a 830 ± 50 parsecs del Sol.[11]​

Véase también

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Referencias

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  1. ↑ Lankford, John (7 de marzo de 2013). History of Astronomy: An Encyclopedia (en inglés). Routledge. ISBN 978-1-136-50834-9. Consultado el 26 de junio de 2021. 
  2. ↑ Gratton, R.; Bragaglia, A.; Carretta, E. (2019). «What is a globular cluster? An observational perspective». The Astronomy and Astrophysics Review 27 (1): 8. Bibcode:2019A&ARv..27....8G. S2CID 207847491. arXiv:1911.02835. doi:10.1007/s00159-019-0119-3. 
  3. ↑ Spitzer, Lyman (1987). Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08460-2. (requiere registro). 
  4. ↑ Binney, James; Tremaine, Scott (2008). Galactic Dynamics (2nd edición). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08444-2. 
  5. ↑ Lyder, David A. (November 2001). «The Stars in Camelopardalis OB1: Their Distance and Evolutionary History». The Astronomical Journal 122 (5): 2634-2643. Bibcode:2001AJ....122.2634L. S2CID 120758592. 
  6. ↑ Lyder, David A. (November 2001). «The Stars in Camelopardalis OB1: Their Distance and Evolutionary History». The Astronomical Journal 122 (5): 2634-2643. Bibcode:2001AJ....122.2634L. S2CID 120758592. doi:10.1086/323705. 
  7. ↑ Israelian, Garik (1997). Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996 29. pp. 1466-1467. Consultado el 26 de junio de 2021. 
  8. ↑ Herbst, W. (1 de marzo de 1975). «R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae». The Astronomical Journal 80: 212-226. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/111734. Consultado el 26 de junio de 2021. 
  9. ↑ Herbst, W.; Racine, R. (1 de octubre de 1976). «R-associations. V. Monoceros R2.». The Astronomical Journal 81: 840-844. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/111963. Consultado el 26 de junio de 2021. 
  10. ↑ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K. (1999). «Nuevos movimientos propios de estrellas de pre-secuencia principal en Taurus-Auriga». Astronomía y Astrofísica. 325 páginas=613-622. Bibcode:1997A&A...325..613F. arXiv:astro-ph/9704281. Archivado desde el original el 7 de agosto de 2010. Consultado el 1 de octubre de 2023. 
  11. ↑ a b Herbst, W.; Racine, R. (1976). «Asociaciones R. V. MON R2.». Astronomical Journal 81: 840. Bibcode:1976AJ.....81..840H. doi:10.1086/111963. 
  12. ↑ Herbst, W. (1975). «Asociaciones R III. Estructura óptica local de las espirales». Astronomical Journal 80: 503. Bibcode:1975AJ.....80..503H. doi:10.1086/111771. 

Bibliografía

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Enlaces externos

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