Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Asociația Scorpius-Centaurus

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Asociația Scorpius-Centaurus
Asociația OB
Sco-Cen.png
Asociația Scorpius-Centaurus, care coincide în mare măsură cu constelațiile Centaurus și Wolf.
Date observaționale
( epoca J2000.0 )
Constelații Centaur , Crucea de Sud , Lup , Scorpion
Ascensiunea dreaptă 14 h :
Declinaţie −40 °:
Distanţă 380-470 al
(117-144 buc )
Magnitudine aparentă (V) -
Dimensiunea aparentă (V) 40 °
Caracteristici fizice
Tip Asociația OB
Galaxia apartenenței calea Lactee
Caracteristici relevante Cea mai apropiată asociație OB de soare
Alte denumiri
Sco OB2
Hartă de localizare
Asociația Scorpius-Centaurus
Centaurus IAU.svg
Categoria asociațiilor stelare

coordonate : Carta celeste 14 h 00 m 00 s , -40 ° 00 ′ 00 ″

Asociația Scorpius-Centaurus (denumită uneori cu abrevierile Sco-Cen ) este cea mai apropiată asociație OB de sistemul solar , compusă din trei subgrupuri de stele , numite Scorpion superior, Centaur-Lup superior și Centaur-Cruce inferior , situate la distanță între 380 și 470 de ani lumină de Soare. [1]

Toate subgrupurile au o vârstă aproximativ similară, variind de la 5 milioane de ani din grupul superior Scorpion la aproximativ 17-22 milioane din celelalte două; multe dintre stelele albastre strălucitoare din constelațiile Scorpionului , Lupului , Centaurului și Crucii de Sud sunt de fapt cei mai strălucitori membri ai acestei mari asociații. [2] Sute de stele cu o masă egală sau mai mare de 15 mase solare au fost identificate ca aparținând asociației Sco-Cen, inclusiv unele stele (inclusiv supergigantul roșu Antares , cel mai masiv din grupul Scorpion) la sfârșitul anului ciclul lor de viață ; [3] se susține că numărul total de stele aparținând acestei asociații poate ajunge la 1000-1200. [4]

Membrii asociației Scorpius-Centaurus au mișcări proprii convergente de aproximativ 0,02-0,04 secunde de arc pe an , ceea ce indică faptul că stelele au vectori de viteză mai mult sau mai puțin paralele și se mișcă cu aproximativ 20 km / s față de Soare. Dispersia vitezelor în cadrul subgrupurilor este doar de ordinul 1-2 km / s, [5] și grupul este probabil nelegat de constrângerile de gravitație . În ultimii 15 milioane de ani, mai multe supernove au explodat în acest grup, generând un înveliș în expansiune de gaz foarte rarefiat în jurul său, [6] care include Bula locală . Pentru a explica prezența izotopului radioactiv 60 Fe , identificat în câmpiile abisale terestre oceanice, s-a emis ipoteza că o supernova, poate un membru al asociației Sco-Cen, a explodat în vecinătatea Soarelui în urmă cu aproximativ 3 milioane de ani. [7]

Observare

Harta Asociației Scorpius-Centaurus.

Asociația Scorpius-Centaurus este una dintre cele mai izbitoare și ușor de recunoscut structuri galactice din întreaga boltă cerească, precum și, în ceea ce privește dimensiunea aparentă, cea mai mare asociație OB vizibilă de pe Pământ : se extinde peste cincizeci de grade și include o mare număr de stele albastre și foarte strălucitoare, ale căror magnitudini aparente pot atinge prima magnitudine, ceea ce le face vizibile chiar și din centrele marilor orașe. În principiu se poate spune că aproape toate stelele strălucitoare care alcătuiesc constelațiile Lupului , partea de nord a Scorpionului , Centaurul și Crucea de Sud aparțin acestei asociații; doar câteva stele sunt excepții, cum ar fi α Centauri , γ Crucis , θ și ι Centauri , care apar în această regiune a cerului doar pentru efect de perspectivă, deoarece sunt plasate în prim plan cu privire la asociere. Asociația este tangentă la urmele de lumină ale Căii Lactee , care este înclinată spre ea cu mai mult de 20 °.

Asociația Scorpius-Centaurus este complet localizată în emisfera cerească sudică . Cea mai nordică parte, care coincide cu regiunea Antares , se află la o declinare medie de -23 ° și este vizibilă fără prea multe dificultăți chiar și dintr-o mare parte a emisferei nordice terestre; segmentele centrale, care coincid cu constelațiile Lupului și Centaurului de Nord, se găsesc în medie la 40 ° S și pot fi observate numai începând de la latitudinile temperate inferioare, mediteraneene și subtropicale. Secțiunea sudică, pe de altă parte, se extinde în partea de sud a Centaurului și în Crucea de Sud, până la râsul Moscovei și se termină în Carina , cu strălucitorul grup deschis al Pleiadelor de Sud (IC 2602); această secțiune poate fi observată cu ușurință doar pornind de la regiunile tropicale și nu este o coincidență faptul că din emisfera sudică este circumpolară în întreaga centură extratropicală.

Datorită extinderii enorme a bolții înstelate, o viziune totală și clară a asocierii poate avea loc numai din regiunile emisferei sudice, unde se arată întinderea Căii Lactee afectată de prezența sa, care coincide cu cea mai sudică. ea însăși sus la orizont ; cu toate acestea, viziuni globale sunt posibile și la nord de ecuator , în centura tropicală inferioară, cu condiția de a avea un orizont sudic complet lipsit de obstacole. Perioada potrivită pentru observarea sa seara coincide cu lunile dintre martie și iunie; prezența sa ridicată pe cer în nopțile australe indică înaintarea sezonului de toamnă, în timp ce în emisfera nordică, partea de nord a Centaurului și Scorpionul care apare în sud-est indică sosirea iminentă a sezonului estival.

Datorită precesiunii echinocțiilor , [8] [9] polul sudic ceresc se mișcă încet spre partea de sud-vest a asociației, între Crucea de Sud și Carina; în câteva mii de ani, când polul sud ceresc îndreaptă în direcția Căii Lactee și a asterismului False Cross , stelele asociației Scorpius-Centaurus vor fi atins punctul cel mai sudic. Odată cu îndepărtarea axei terestre din acea regiune a cerului, constelațiile Scorpionului și Centaurului vor lua declinări din ce în ce mai nordice, până la punctul de a se deplasa parțial și spre nordul ecuatorului ceresc .

Caracteristici

Filamentele groase ale Norului Lupului , în constelația cu același nume; acesta și alți nori întunecați din jur sunt moștenirea vechiului nor molecular care a generat asocierea.

Regiunea asociației Scorpius-Centaurus reprezintă un exemplu excelent al rezultatelor unui proces de formare a stelelor la scară medie, în care un nor molecular gigant , după ce a generat stele de diferite mase, din cele mai mari (unite într-o asociație OB) la cu cât este mai puțin masiv, acesta se dezintegrează, în timp ce vântul , emis de aceleași stele pe care le-a generat, și orice explozie de supernovă a celor mai masive stele, acumulează, compactează și erodează gazele reziduale și praful dând naștere la alte fenomene de formare a stelelor, în acest caz mai marginal. Așa - numitul complex Scorpius-Centaurus , legat de asociere, include de fapt un număr mare de nori minori mici, toate situate la marginile aceleiași asociații stelare: norii cei mai occidentali, orientați în funcție de înclinația grupului stelar cu ceea ce privește Calea Lactee, include cameleon Cloud și cărbune sac nebuloasa , în timp ce capătul de est, în aceeași linie de vedere ca galactic umflatura , include Wolf Cloud , The Crown Sud Cloud și Rho Ophiuchi Cloud , până la Nebuloasa țevii . În toate aceste regiuni, cu excepția unor nori vizibili în direcția Moscovei, fenomenele de formare a stelelor cu masă mică sunt active la o rată relativ scăzută. [2] [10]

Cele trei subregiuni majore în care asociația pare împărțită sunt aproape complet lipsite de gaz interstelar, care a fost complet șters; stelele prezente aici prezintă, de asemenea, o rată foarte scăzută de dispariție , un indiciu al întunecării rare din cauza prafului. Astfel, în jurul asociației s-a format o structură inelară complexă, o bulă cu densitate redusă ale cărei margini sunt compuse din hidrogen molecular ( H I ), a cărui masă este în jur de 300 000 M ⊙ și ar putea coincide de fapt cu ceea ce rămâne din marele nor molecular din care asociația în sine a luat naștere. [6]

Comparativ cu alte regiuni ale galaxiei mai mult sau mai puțin contemporane, asociația Scorpius-Centaurus găzduiește un procent mai mare de sisteme duble sau multiple , până la o rată de 1,16 ori mai mare decât media; acest procent crește semnificativ dacă luăm în considerare stelele secvenței pre-principale cu masă redusă, cum ar fi piticii roșii . [11] Un studiu efectuat pe aproape 200 de componente ale primelor clase spectrale (adică stelele alb-albastre din clasa B și A) situate în principal în partea de nord a asociației, a arătat prezența a 176 de stele însoțitoare, dintre care cel puțin un '80 sunt legate fizic de stelele majore în jurul cărora au fost observate. În medie, masele acestor componente minore stelare și substelare identificate variază de la 0,03 la 1,2 M ⊙ . [12]

Formare

Dinamica posibilă a proceselor de formare a stelelor care au dus la nașterea asociației Scorpius-Centaurus. În roșu zonele în care se epuizează formațiunea stelară, în verde cele în care este încă activă și în gri norii inactivi.

Dinamica care a dus la formarea diferitelor subgrupuri ale asociației este foarte complexă și parțial nu este încă cunoscută; în special, procesele care au avut loc în partea de nord a asociației, vizibile în direcția Scorpionului, sunt cunoscute, în timp ce cele care au generat cele două sudogrupuri cele mai sudice rămân aproape complet necunoscute. Indicativ, se știe că vârsta stelelor asociației crește pe măsură ce continuă spre vest, semn că cele mai vechi fenomene de formare a stelelor au avut loc în principal în regiunea ocupată de constelația Centaurus; se știe, de asemenea, că stelele situate la nord de ecuatorul galactic sunt mai tinere (aproximativ 12 milioane de ani) decât cele situate la sud (aproximativ 17 milioane de ani). Mai mult, partea de sud se dovedește a fi la o distanță de 109 parsec, puțin mai aproape decât partea de nord, plasată la 123 parsec. [1]

Conform unor modele foarte simplificate, formarea stelelor a avut loc inițial în partea de nord a grupului Centaur-Wolf superior, cu aproximativ 17 milioane de ani în urmă, și apoi s-a răspândit spre sud, până la grupul inferior Centaur-Cross, atingând vârful său aproximativ 12 milioane de ani în urmă; noile stele ar fi inițial concentrate în grupuri mici și filamente înconjurate de gaze, conținând zeci sau sute de stele. Gazul rezidual al norului molecular progenitor ar fi ulterior îndepărtat de acțiunea combinată a vântului stelar și de explozia supernova a celor mai masive componente, care și-au finalizat ciclul de viață foarte repede. Cu aproximativ 6 milioane de ani în urmă, aceste procese generative s-au extins la norii situați la sud de ecuatorul galactic, în special în regiunea Norului Cameleon și a stelelor ε și η Chamaeleontis . [2]

Începând cu 12 milioane de ani în urmă, bula provenită din vântul emis de tinerele stele din grupul superior Centaurus-Wolf și-a început expansiunea, probabil accelerată și mai mult de explozia unor supernove de mai târziu. Acum aproximativ 5 milioane de ani, presiunea mare generată de partea de expansiune a bulei a comprimat norul molecular situat la actualul grup de stele care formează capul Scorpionului, generând cea mai tânără parte a asociației, grupul Scorpion superior., De asemenea, catalogat ca Scorpius OB2. [6] Cunoscând distanța fizică dintre cele două grupuri ale asociației, egală cu aproximativ 60 parsecs, sa calculat că viteza de expansiune a acestei bule a fost de aproximativ 25 km / s .

Valul de formare a stelelor care a afectat norul nordic al Scorpionului a generat în total aproximativ 2500 de stele, inclusiv unele deosebit de masive, cu o masă mai mare de 10 M ⊙ ; aceste stele au evoluat rapid și mai târziu au explodat ca supernove, generând printre altele pulsarul PSR J1932 + 1059; puternica undă de șoc generată de explozii a șters aproape complet gazul rezidual al norului molecular antic, ale cărui rămășițe sunt vizibile în filamentele delicate cunoscute sub numele de Sh2-1 și Sh2-7 . Unda de șoc a lovit norul adiacent Rho Ophiuchi în ultimele milioane de ani, favorizând activitatea intensă de formare a stelelor din această regiune, care poate fi observată și astăzi. [13] Aceeași undă de șoc ar putea fi, de asemenea, responsabilă pentru inițierea fenomenelor de geneză stelară în Norul Lupului, în care cele mai vechi componente stelare prezintă o vârstă mai mică de 1 milion de ani. [14]

Structura

Asociația Scorpius-Centaurus este împărțită în mod tradițional în trei grupuri, prezentând vârste și caracteristici ușor diferite una de cealaltă. Secțiunea nordică se numește Scorpion superior ( Scorpius superior , prescurtat în SUA) și include toate stelele albastre care alcătuiesc partea de nord-vest a Scorpionului, inclusiv Antares; secțiunea centrală, cea mai mare, se numește Centaur superior -Lup (Centaur superior-Lupus , prescurtare UCL) și include aproape toate stelele Lupului și majoritatea stelelor nordice și centrale ale Centaurului. Partea cea mai sudică a asociației este denumită Centaurus-Crux inferior , acronim LCC; această secțiune se află în urma Căii Lactee și include partea de sud a Centaurului, cu excepția lui α Centauri și a Crucii de Sud, cu excepția lui γ Crucis . Capătul sud-vestic al asociației coincide cu strălucitorul cluster al Pleiadelor de Sud . [2]

Scorpionul superior

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Asociația Antares și Rho Ophiuchi Cloud .
Grupul superior Scorpion.

Asociația Scorpionului Superior (SUA) este cea mai tânără parte a Asociației Scorpius-Centaurus; a fost format acum aproximativ 5 milioane de ani și conține aproximativ 120 de componente stelare de mare masă dispersate într-o regiune de 35 parsec, care este la aproximativ 145 parsec de Soare. Clasa spectrală a acestor componente variază între B0.5 și G5 și cele mai multe dintre ele se află pe secvența principală , deși există unele stele aflate deja într-o fază evolutivă avansată, printre care se remarcă supergigantul roșu Antares (α Scorpii). În ciuda vârstei tinere a grupului, în prezent nu există fenomene de formare a stelelor în regiune, active în schimb în norul adiacent Rho Ophiuchi. [1] Componentele originale mai masive și-au finalizat deja ciclul de viață și au explodat deja ca supernove; printre acestea, probabil cel mai masiv a fost progenitorul pulsarului PSR J1932 + 1059, care a explodat acum aproximativ 1,5 milioane de ani, a cărui masă inițială trebuie să fi fost în jur de 50 M ⊙ . Deși s-a speculat că această stea ar fi fost tovarășul principal al stelei fugitive ζ Ophiuchi , [15] măsurătorile ulterioare sugerează că acestea sunt două stele separate de originea lor. [16]

Pe lângă stelele de masă mare, au fost descoperite câteva sute de stele de masă mică și medie, precum și unele stele T Tauri ; unele dintre aceste stele, totuși, nu sunt legate fizic de asociație, ci fac parte din regiunea de formare a stelelor Rho Ophiuchi. Unele dintre obiectele cu masă mică ar putea intra în categoria piticilor bruni : masa lor este de fapt între 0,3 și 0,007 M ⊙ , iar o duzină dintre acestea au o masă egală sau mai mică de 15 mase Jupiter . [17]

În jurul acestui grup există diferite voaluri nebuloase, observabile în special în sectorul sud-vestic; vizibilitatea lor este dată de apropierea stelelor albastre și masive, care le luminează făcându-le să capete o culoare albăstruie.

Superior Centaur-Wolf

Grupul superior Centaur-Wolf.

Grupul superior Centaur-Wolf (UCL) constituie corpul central al asociației; are sute de componente stelare de masă mare și medie, dintre care multe sunt clar vizibile chiar cu ochiul liber, care alcătuiesc aproape întreaga constelație a Lupului și o parte din Scorpion și Centaurus. Spre deosebire de grupul superior Scorpion, studiul acestei mari grupări de stele este îngreunat de unii factori: în primul rând , poziția sa mult mai aproape de planul galactic , ceea ce face mai complexă determinarea corectă a componentelor fizice reale ale grupului. decât la stelele de fundal; la aceasta se adaugă dispersia mai mare a componentelor sale stelare și absența aproape totală a stelelor secvenței pre-principale învăluite în nebulozitate, din cauza vârstei mai în vârstă a grupului. În cele din urmă, declinarea sa înseamnă că partea de cer în care se află grupul este clar vizibilă și poate fi studiată numai de observatorii situați în latitudini sudice sau, cel puțin, tropicale. [2] Măsurarea paralaxei componentelor UCL indică o distanță între aproximativ 90 și 200 parsec; acest domeniu vizibil se datorează extinderii mari în profunzime a grupului în sine, prin urmare unele componente par a fi mai apropiate și altele mai departe. [1]

Cele mai masive componente ale grupului aparțin clasei spectrale B și au o magnitudine aparentă între 2,0 și 3,5 în medie. Cele mai orientale componente se găsesc în partea centrală a Scorpionului, în special faimoasa pereche optică formată din stelele μ 1 și μ 2 Scorpii ; printre cele mai masive componente ale grupului se remarcă α și β Lupi . Sunt în mare parte giganți albastri și subgiganți albastri , în timp ce, spre deosebire de grupul superior Scorpion, nu există membri ai claselor spectrale inferioare. [1] Această absență poate fi explicată prin vârsta mai mare a grupului Centaur-Wolf superior, estimată la aproximativ 17 milioane de ani: [4] cele mai masive componente care făceau parte inițial din grup au explodat deja ca supernove în epocile trecute. ; rămășița de supernovă asociată cu aceste explozii coincide cu o superbubă mare în expansiune cu diametrul de 200 parsec, ale cărei margini sunt clar vizibile în banda de hidrogen neutru (HI). [6] Unda puternică de șoc generată de explozii, combinată cu acțiunea vântului stelar al celor mai fierbinți stele din grup, a dizolvat complet norul molecular original care le-a generat. [18] Conform unor studii, supernoveile au explodat în această regiune, care au furnizat energia pentru extinderea superbulei vizibile în HI ar fi de cel puțin șapte. [6]

Populația de stele cu masă mică a fost detectată în special la sfârșitul anilor nouăzeci , când lansarea satelitului ROSAT a făcut posibilă studierea cerului prin raze X ; accentul a fost pus pe Cloudul Lupului, adiacent grupului UCL. În această regiune, în 1997 , au fost identificate 136 de stele cu caracteristici similare stelelor T Tauri . [19] Stelele identificate în această regiune prezintă vârste diferite în funcție de poziția lor: stelele împrăștiate în afara norului sunt mai puțin tinere decât cele cunoscute în interior; această diferență de vârstă, de 5-27 milioane de ani și respectiv 1 milion de ani, mărturisește că acestea aparțin a două populații stelare distincte, provenind astfel din nori moleculari diferiți. [20]

Componentele stelare cu masă mică și medie din clasa G și K ( pitici galbeni precum Soarele și portocaliul ), în mare parte într-o fază principală de pre-secvență, prezintă o cantitate mare de litiu . [1] Pe baza studiului a peste cincizeci dintre aceste componente, a fost stabilită o vârstă medie între 15 și 22 de milioane de ani. [4]

Centaur inferior-Crucea

Grupul inferior Centaur-Cross.

Grupul inferior Centaurus-Cross (LCC) este cea mai puțin cunoscută și mai puțin studiată parte a Asociației Scorpius-Centaurus, deși este și cea mai apropiată: distanța sa este estimată la aproximativ 118 parsec. Se extinde în partea de sud-vest a Centaurului și ocupă zona cerului vizibilă în direcția Crucii de Sud și a Moscovei, până când ajunge la capătul nord-estic al Carinei. [2] Vârsta stelelor din grup variază în funcție de poziția lor; componentele părții de nord-est, cele mai apropiate de grupul UCL, au o vechime de aproximativ 17 milioane de ani, prin urmare foarte asemănătoare cu cea a grupului anterior. Cele mai sudice componente, pe de altă parte, au o vârstă mai mică, egală cu aproximativ 12 milioane de ani; acest lucru relevă faptul că fenomenele de formare a stelelor s-au extins de la nord la sud. [1]

Partea nordică are o densitate mai mare decât partea sudică, care apare în schimb mai dispersată; printre componentele masei superioare, acestea sunt clar vizibile chiar cu ochiul liber și apar într-adevăr ca stele foarte strălucitoare: printre acestea există șase stele de mare masă, indicate ca „super Cen-Cru șase”, adică Hadar , una dintre stelele mai strălucitoare decât cerul, la jumătatea distanței dintre acest grup și grupul anterior, Acrux , Mimosa , δ , ε și ρ Centauri ; la acestea se adaugă alte stele ușor de observat, precum γ Centauri , α și β Muscae . Cu toate acestea, unele dintre aceste stele prezintă anomalii în propria lor mișcare și apartenența lor sigură la asociație este încă în studiu. [2] Extremitatea sud-vestică este reprezentată de grupul deschis IC 2602. [1] Printre componentele de masă mare există și două stele Herbig Ae / Be , catalogate cu abrevierile HD 100546 și HD 100453, respectiv a șasea și a șaptea magnitudine; [21] vârsta lor ar fi de aproximativ 10 milioane de ani și unul dintre cei doi, HD 100453, pare să aibă un însoțitor roșu principal de pre-secvență (clasa M), deși prezența sa nu a fost confirmată spectroscopic . [22]

În grup sunt cunoscuți aproximativ 120 de componente stelare cu masă mică, ale căror magnitudini sunt cuprinse în principal între magnitudinea a opta și a unsprezecea; acestea sunt în principal secvența principală , secvența pre-principală și stelele T Tauri aparținând claselor G și K (galben și portocaliu), identificate prin diverse studii efectuate încă din anii nouăzeci prin observații făcute prin satelitul ROSAT. [2] [4] [23]

Mediul galactic

Regiunea galactică din jurul Asociației Scorpius-Centaurus.

Asociația Scorpius-Centaurus se află pe marginea interioară a brațului Orion și face parte dintr-un inel mare de stele tinere numit Centura Gould , care grupează mai multe asociații OB, printre care Vela OB2 , Orion OB1 , Perseus OB2 și Lacerta OB1 . În comparație cu Soarele, asociația Sco-Cen coincide cu cea mai apropiată parte a acestui inel. [1] [24] [25]

Asociația este legată de alte grupuri stelare mici, care prezintă o vârstă similară între ele; printre acestea se remarcă asocierea TW Hydrae , grupul β Pictoris și asociația Eta Chamaeleontis . Toate aceste grupuri, deși sunt în apropierea asociației, nu sunt în contact fizic cu aceasta și, într-adevăr, propria lor mișcare indică faptul că se îndepărtează de ea; asta înseamnă că în vremuri relativ recente, din punct de vedere astronomic, se aflau în aceeași regiune. [10] O teorie sugerează că aceste grupuri, acum izolate și dispersate, s-au format împreună cu asocierea, dar în regiunile periferice ale marelui nor molecular din care au provenit și stelele grupului UCL. [26]

Printre grupurile stelare cele mai apropiate de sistemul solar este cel al TW Hydrae, situat la o distanță de 50 parsec; este un grup de stele tinere, vechi de aproximativ 16 milioane de ani, care datorită proximității sale are o mare importanță în studiul fenomenelor de acumulare care însoțesc formarea stelară și planetară : multe dintre stelele sale, de fapt, sunt înconjurate de discuri protoplanetare iar faza lor evolutivă actuală este considerată crucială pentru formarea ulterioară a planetelor. Printre componentele sale se numără tânărul pitic maro 2M1207 , renumit pentru că este prima stea în jurul căreia a fost observată o exoplanetă direct de pe Pământ prin cartografierea 2MASS ( 2M1207 b ). [27] [28]

Pe linia de vedere a asociației Scorpius-Centaurus există câteva stele strălucitoare și obiecte complet lipsite de legătură cu aceasta; printre primele standuri α Centauri, a căror mare strălucire se datorează exclusiv faptului că este cea mai apropiată stea de Soare, situată la doar 4 ani lumină distanță. La aproximativ 88 de ani lumină (27 parsec) există γ Crucis, un gigant roșu care se suprapune grupului LCC; ambele stele au o mare mișcare adecvată îndreptată în direcția opusă celei asociației: α Centauri va apărea aproape suprapus pe Hadar în decurs de 4000 de ani, în timp ce în câteva zeci de mii de ani va fi în afara limitelor Centaurului; γ Crucis va urma aceeași soartă. Pe lângă aceste stele, există și două nebuloase care nu aparțin asociației, deși sunt aliniate prospectiv cu aceasta; cea mai notabilă este IC 2944 , vizibilă la sud-vest de Crucea de Sud, în direcția grupului LCC: este o mare regiune H II situată la aproximativ 2000 parseci în brațul Săgetător . [29] Al doilea este Norul busolei , o aglomerare densă de gaz neluminat în care sunt active fenomene viguroase de formare a stelelor; distanța sa este de aproximativ 700 parsecs și este vizibilă chiar la sud-est de α Centauri. [30]

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i de Zeeuw, PT, Hoogerwerf, R., de Bruijne, JHJ, Brown, AGA și Blaauw, A., A Hipparcos Census of Near OB Associations , în Astronomical Journal , vol. 117, 1999, pp. 354–399, DOI : 10.1086 / 300682 .
  2. ^ a b c d e f g h Preibisch, T., Mamajek, E., The Closest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2) , în Handbook of Star Forming Regions, Volumul II: The Southern Sky , vol. 5, decembrie 2008, p. 235.
  3. ^ Preibisch, T., și colab., Explorarea populației stelare complete a asociației OB Scorpius superior , în Astronomical Journal , vol. 124, 2002, pp. 404-416, DOI : 10.1086 / 341174 .
  4. ^ a b c d Mamajek, EE, Meyer, MR și Liebert, J., Stele post-T Tauri în cea mai apropiată asociație OB , în Astronomical Journal , vol. 124, 2002, pp. 1670–1694, DOI : 10.1086 / 341952 .
  5. ^ Madsen, S., și colab., Viteze radiale astrometrice. III. Măsurători Hipparcos ale grupurilor și asociațiilor de stele din apropiere , în Astronomy & Astrophysics , vol. 381, 2002, pp. 446–463, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011458 .
  6. ^ a b c d e de Geus, EJ, Interaction of Stars and Interstellar Matter in Scorpio Centaurus , în Astronomy & Astrophysics , vol. 262, 1992, pp. 258-270.
  7. ^ Fields, BD, Hochmuth, KA și Ellis, J., Deep-Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Sonde Supernova Nucleosynthesis , în Astrophys. J., voi. 621, 2005, pp. 902–907, DOI : 10.1086/427797 .
  8. ^ La precessione , su www-istp.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 12 febbraio 2010 .
  9. ^ Corso di astronomia teorica - La precessione , su astroarte.it . URL consultato il 12 febbraio 2010 (archiviato dall' url originale il 4 agosto 2008) .
  10. ^ a b Mamajek, EE; Feigelson, ED, Astronomical Society of the Pacific, The Dispersal of Young Stars and the Greater Sco-Cen Association , ASP Conference Series, vol. 204 , San Francisco, Ray Jayawardhana and Thomas Greene, 2001, pp. p.104-115, ISBN 1-58381-082-X . URL consultato il 26 gennaio 2012 . Citato in Handbook of Star Forming Regions .
  11. ^ Köhler, R.; Kunkel, M.; Leinert, C.; Zinnecker, H., Multiplicity of X-ray selected T Tauri stars in the Scorpius-Centaurus OB association , in Astronomy and Astrophysics , vol. 356, aprile 2000, pp. 541-558. URL consultato il 20 febbraio 2010 .
  12. ^ Kouwenhoven, MBN; Brown, AGA; Zinnecker, H.; Kaper, L.; Portegies Zwart, SF, The primordial binary population. I. A near-infrared adaptive optics search for close visual companions to A star members of Scorpius OB2 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 430, gennaio 2005, pp. 137-154, DOI : 10.1051/0004-6361:20048124 . URL consultato il 20 febbraio 2010 .
  13. ^ Motte, F.; Andre, P.; Neri, R., The initial conditions of star formation in the rho Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping , in Astronomy and Astrophysics , vol. 336, agosto 1998, pp. 150-172. URL consultato il 21 febbraio 2010 .
  14. ^ Tachihara, Kengo; Toyoda, Shuichiro; Onishi, Toshikazu; Mizuno, Akira; Fukui, Yasuo; Neuhäuser, Ralph, 12 CO Molecular Cloud Survey and Global Star Formation in Lupus , in Publications of the Astronomical Society of Japan , vol. 53, n. 6, dicembre 2001, pp. 1081-1096. URL consultato il 21 febbraio 2010 .
  15. ^ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT, On the origin of the O and B-type stars with high velocities. II. Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups , in Astronomy and Astrophysics , vol. 365, gennaio 2001, pp. 49-77, DOI : 10.1051/0004-6361:20000014 . URL consultato il 22 febbraio 2010 .
  16. ^ Chatterjee, S.; Cordes, JM; Vlemmings, WHT; Arzoumanian, Z.; Goss, WM; Lazio, TJW, Pulsar Parallaxes at 5 GHz with the Very Long Baseline Array , in The Astrophysical Journal , vol. 604, n. 1, marzo 2004, pp. 339-345, DOI : 10.1086/381748 . URL consultato il 22 febbraio 2010 .
  17. ^ Lodieu, N.; Hambly, NC; Jameson, RF; Hodgkin, ST; Carraro, G.; Kendall, TR, New brown dwarfs in Upper Sco using UKIDSS Galactic Cluster Survey science verification data , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 374, n. 1, gennaio 2007, pp. 372-384, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2006.11151.x . URL consultato il 22 febbraio 2010 .
  18. ^ Weaver, H., IAU, Large supernova remnants as common features of the disk , The large-scale characteristics of the galaxy; Proceedings of the IAU Symposium, 84 , College Park, Md., 1979, p. 295-298. URL consultato il 26 gennaio 2012 .
  19. ^ Krautter, J.; Wichmann, R.; Schmitt, JHMM; Alcala, JM; Neuhauser, R.; Terranegra, L., New "weak-line"--T Tauri stars in Lupus , in Astronomy and Astrophysics Supplement series , vol. 123, giugno 1997, pp. 329-352, DOI : 10.1051/aas:1997163 . URL consultato il 27 febbraio 2010 .
  20. ^ Makarov, Valeri V., The Lupus Association of Pre-Main-Sequence Stars: Clues to Star Formation Scattered in Space and Time , in The Astrophysical Journal , vol. 658, n. 1, marzo 2007, pp. 480-486, DOI : 10.1086/511261 . URL consultato il 27 febbraio 2010 .
  21. ^ SIMBAD query result for HD 100546 e per HD 100453 ; consultato il 2 marzo 2010
  22. ^ Chen, XP; Henning, T.; van Boekel, R.; Grady, CA, VLT/NACO adaptive optics imaging of the Herbig Ae star HD 100453 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 445, n. 1, gennaio 2006, pp. 331-335, DOI : 10.1051/0004-6361:20054122 . URL consultato il 2 marzo 2010 .
  23. ^ Torres, CAO; Quast, GR; da Silva, L.; de La Reza, R.; Melo, CHF; Sterzik, M., Search for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method , in Astronomy and Astrophysics , vol. 460, n. 3, dicembre 2006, pp. 695-708, DOI : 10.1051/0004-6361:20065602 . URL consultato il 5 marzo 2010 .
  24. ^ Strauss, FM; Vieira, ER; Poeppel, WGL, The structure of Gould's Belt , in Astronomy and Astrophysics , vol. 71, n. 3, gennaio 1979, pp. 319-325. URL consultato il 6 marzo 2010 .
  25. ^ Comeron, F.; Torra, J., The origin of the Gould Belt by the impact of a high velocity cloud on the galactic disk , in Astronomy and Astrophysics , vol. 281, n. 1, gennaio 1994, pp. 35-45. URL consultato il 6 marzo 2010 .
  26. ^ Fernández, D.; Figueras, F.; Torra, J., On the kinematic evolution of young local associations and the Scorpius-Centaurus complex , in Astronomy and Astrophysics , vol. 480, n. 3, marzo 2008, pp. 735-751, DOI : 10.1051/0004-6361:20077720 . URL consultato il 6 marzo 2010 .
  27. ^ Chauvin, G.; Lagrange, A.-M.; Dumas, C.; Zuckerman, B.; Mouillet, D.; Song, I.; Beuzit, J.-L.; Lowrance, P., A giant planet candidate near a young brown dwarf. Direct VLT/NACO observations using IR wavefront sensing , in Astronomy and Astrophysics , vol. 425, ottobre 2004, pp. L29-L32, DOI : 10.1051/0004-6361:200400056 . URL consultato il 6 marzo 2010 .
  28. ^ Barrado Y Navascués, D., On the age of the TW Hydrae association and 2M1207334-393254 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 459, n. 2, novembre 2006, pp. 511-518, DOI : 10.1051/0004-6361:20065717 . URL consultato il 6 marzo 2010 .
  29. ^ Reipurth, B., Young Stars and Molecular Clouds in the IC 2944/2948 Complex , in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications , vol. 5, dicembre 2008, p. 213, ISBN 978-1-58381-670-7 .
  30. ^ Reipurth, B.; Bally, J.; Walawender, J., The Circinus Star Forming Complex , in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications , vol. 5, dicembre 2008, p. 285, ISBN 978-1-58381-670-7 .

Bibliografia

Testi generali

  • ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy , 3 updatedª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007, ISBN 0-07-321369-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.

Testi specifici

Sull'evoluzione stellare

  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .

Sull'Associazione Scorpius-Centaurus

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 , 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

Oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 2 febbraio 2012 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Associazione_Scorpius-Centaurus&oldid=121815228 "