Visualizza wikitesto di Oggetto stellare giovane

{{diagramma H-R}}
La locuzione '''oggetto stellare giovane''' ('''YSO''', acronimo dell'[[lingua inglese|inglese]] ''Young Stellar Object'') identifica in maniera generica una [[stella]] in fase di [[formazione stellare|formazione]].

Questa categoria consiste di due classi di oggetti: le [[protostella|protostelle]] e le [[Stella pre-sequenza principale|stelle pre-sequenza principale]]. Taluni le dividono secondo criteri di [[massa (fisica)|massa]] in oggetti stellari giovani massicci (MYSO, ''Massive Young Stellar Object''), oggetti stellari giovani di massa intermedia (IMYSO, ''Intermediate Mass Young Stellar Object'') e [[Nana bruna|nane brune]].

Gli YSO sono anche associati a fenomeni tipici delle prime fasi dell'[[evoluzione stellare]]: [[Getto polare|getti]] e [[Flusso molecolare bipolare|flussi molecolari bipolari]], [[maser]], [[oggetti di Herbig-Haro]], [[Disco protoplanetario|dischi circumstellari o protoplanetari]].

== Protostelle ==
{{vedi anche|Protostella}}
[[File:Ssc2005-02b.jpg|thumb|upright=1.5|right|Immagine nel [[luce visibile|visibile]] e nell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]] della [[Nebulosa Trifida]], che mostra la presenza di numerosi YSO (segnalati dalle frecce) celati dai gas e dalle polveri della nube molecolare, che appaiono come punti luminosi nell'immagine infrarossa privi di controparte ottica.]]
La protostella è l'immediato prodotto del collasso gravitazionale di una densa [[nube molecolare|nube]] di [[mezzo interstellare]]. La maggior parte di tali nubi sono in uno stato di [[equilibrio dinamico]]: la [[forza di gravità]] è bilanciata dall'[[energia termica]] degli [[atomo|atomi]] e delle [[molecola|molecole]] che compongono la nube. La rottura di questo equilibrio può avvenire spontaneamente, a causa delle [[turbolenza|turbolenze]] interne della nube,<ref name="scienze star form">{{cita pubblicazione|titolo=Nuvoloso, con probabilità di stelle| autore=E. T. Young| rivista= [[Le Scienze]]| volume=500| data= aprile 2010| pp=76-83|url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/articolo/1342631| accesso=11 agosto 2010}}</ref> oppure, più spesso, può essere innescato da un qualche evento esterno, come le [[onda d'urto (fluidodinamica)|onde d'urto]] provocate dall'esplosione di una vicina [[supernova]] o da una collisione tra due nubi distinte,<ref>{{cita pubblicazione|autore=S. W. Falk|coautori=J. M. Lattmer, S. H. Margolis |anno=1977 |url=https://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html|titolo=Are supernovae sources of presolar grains?|rivista=[[Nature]]| volume=270|pp=700-701}}</ref> le [[forza di marea|forze]] di [[marea galattica]] tra due [[galassie interagenti]]<ref>{{cita conferenza | autore= C. J. Jog | data= 26-30 agosto 1997 |  editore=J. E. Barnes, D. B. Sanders | titolo=Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies | conferenza=Proceedings of IAU Symposium #186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999IAUS..186..235J | accesso=23 maggio 2009 | città=Kyoto, Giappone }}</ref> e così via.

Quale che sia la fonte del disturbo, se questo è abbastanza grande può far sì che, in una regione della nube a maggiore [[densità]], la forza di gravità sovrasti l'energia termica, dando luogo al collasso. Le protostelle di [[massa (fisica)|massa]] simile al [[Sole]] impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi da una nube in fase di condensazione ad una stella di sequenza principale, mentre le stelle di massa maggiore sono molto più veloci: una stella di 15 [[massa solare|masse solari]] (M<sub>☉</sub>) impiega circa 100.000 anni per raggiungere la sequenza principale.<ref name="stelle mass"/>

Il prodotto del primo collasso è la formazione di un nucleo idrostatico,<ref name="starform">{{cita web |url=http://www.cosmored.it/astrofisica/appunti_formazione.html |titolo=Formazione stellare |accesso=18 giugno 2010 |dataarchivio=3 marzo 2016 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160303182350/http://www.cosmored.it/astrofisica/appunti_formazione.html |urlmorto=sì }}</ref> il quale deve andare incontro ad una fase di [[accrescimento (astronomia)|accrescimento]].

== Stelle pre-sequenza principale ==
{{vedi anche|Stella pre-sequenza principale}}
Quando il gas circostante e l'involucro di polveri si disperdono e il processo di accrescimento termina, la protostella passa alla fase di [[stella pre-sequenza principale]] (stella PMS), la cui fonte di energia è ancora il collasso gravitazionale, e non la fusione dell'idrogeno come nelle stelle di sequenza principale. Si riconoscono due principali classi di stelle PMS: le [[variabile Orione|variabili Orione]], che hanno una massa compresa tra 0,08 e 2 M<sub>☉</sub>, e le [[stella Ae/Be di Herbig|stelle Ae/Be di Herbig]], con una massa compresa tra 2 e 8 M<sub>☉</sub>. Le variabili Orione si suddividono a loro volta in [[stella T Tauri|stelle T Tauri]], [[stella EX Lupi|stelle EX Lupi (''EXors'')]] e [[stella FU Orionis|stelle FU Orionis (''FUors'')]]; queste ultime due classi sono considerate come particolari tipologie di T Tauri.<ref name=V1647ori>{{cita pubblicazione| url= http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/133/5/2020/205625.html| rivista= The [[Astronomical Journal]] | volume= 133| pp=2020-2036| data= maggio 2007| titolo= The 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori| autore=  J. A. Acosta-Pulido, M. Kun, P. Ábrahám, Á. Kóspál, S. Z. Csizmadia, ''et al''| accesso=8 luglio 2009}}</ref>

Non esistono stelle PMS più massicce di 8 M<sub>☉</sub>, dal momento che quando entrano in gioco delle masse molto elevate l'embrione stellare raggiunge in maniera estremamente rapida le condizioni necessarie all'innesco della fusione dell'idrogeno dando inizio alla sequenza principale.<ref name="stelle mass">{{cita pubblicazione | autore=M. Heydari-Malayeri |titolo=L'enigma delle stelle massicce|rivista=Le Scienze| volume=475| pp=64-71| mese=marzo| anno=2008| url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/L_enigma_delle_stelle_massicce/1324985| accesso=24 giugno 2008}}</ref>

== Distribuzione spettrale dell'energia (SED) ==
La classificazione degli oggetti stellari giovani è basata inoltre su indagini spettroscopiche alle lunghezze d'onda dell'infrarosso, banda nella quale questi oggetti emettono una grande quantità di radiazione. Infatti, sebbene la localizzazione, la dimensione e la luminosità forniscano informazioni essenziali sull'entità delle sorgenti infrarosse, per comprendere le caratteristiche di tali sorgenti è necessario ricorrere alla ''[[distribuzione spettrale di energia]]'' (SED, [[acronimo]] dell'[[lingua inglese|inglese]] ''spectral energy distribution''),<ref name="SED">{{cita web| url=http://th.nao.ac.jp/~tomisaka/Lecture_Notes/StarFormation/3/node7.html| titolo=Spectral Energy Distribution (SED)|accesso=25 novembre 2009}}</ref> ovvero la variazione dell'intensità della radiazione in funzione della lunghezza d'onda λ; nel caso dei processi di formazione stellare, gli astronomi studiano principalmente la porzione della SED nelle bande del vicino e medio infrarosso.<ref name="astrophnotes">{{cita web|url=http://www.cosmored.it/astrofisica/appunti_molecolari.html|titolo=Nubi molecolari e sorgenti infrarosse|accesso=18 giugno 2010|dataarchivio=9 maggio 2010|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20100509004131/http://www.cosmored.it/astrofisica/appunti_molecolari.html|urlmorto=sì}}</ref>

Le stelle T Tauri e le protostelle possiedono delle SED caratteristiche. In base al contributo della radiazione emessa dalle polveri e dalla [[corpo nero|radiazione di corpo nero]] emessa dalla stella stessa, nel [[1984]] C.J. Lada e B.A. Wilking<ref>{{cita pubblicazione| autore= C. J. Lada, B. A. Wilking |anno= 1984| titolo= The nature of the embedded population in the Rho Ophiuchi dark cloud - Mid-infrared observations| rivista= Astrophysical Journal| volume= 287|pp= 610-621|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...287..610L |accesso=21 giugno 2010}}</ref> suddivisero le T Tauri in tre classi (I, II, III) in relazione ai valori degli intervalli dell'[[indice spettrale]] <math>{\alpha}</math>:

::<math>\alpha=\frac{d\log(\nu F_\nu)}{d\log(\nu)}</math>

dove <math>{\nu}</math> è la [[frequenza]] ed <math>F_\nu</math> la [[densità]] del [[flusso luminoso]]. <math>{\alpha}</math> è calcolato nell'intervallo di [[Lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] (<math>{\lambda}</math>) compreso tra 2,2 e 20 [[Micrometro (unità di misura)|<math>{\mu}m</math>]] (nel vicino e medio [[Radiazione infrarossa|infrarosso]]).

Le sorgenti di classe I hanno spettri la cui intensità aumenta molto rapidamente al crescere della lunghezza d'onda λ e irradiano maggiormente a λ>20 µm; le sorgenti di classe II hanno uno spettro molto più piatto, con contributi quasi uguali nel vicino e nel lontano infrarosso; infine, le sorgenti di classe III possiedono uno spettro che irradia maggiormente per λ<2 µm e si affievolisce nettamente per λ>5 µm.<ref name="astrophnotes"/><br/>
Questa classificazione è stata estesa nel [[1993]] anche alle protostelle, cui è stata assegnata la classe 0, caratterizzata da un'intensa emissione alle lunghezze della [[radiazione submillimetrica]], che però diviene molto debole a λ<10 µm.<ref name="Andre">{{cita pubblicazione| autore=P. André, D. Ward-Thompson, M. Barsony | anno= 1993| titolo= Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps| rivista= The Astrophysical Journal| volume=406| pp=122-141|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..122A |accesso=21 giugno 2010}}</ref>

{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em; width:440px"
|+ ''SED negli oggetti stellari giovani''<ref name="andre1">{{cita conferenza| titolo=Observations of protostars and protostellar stages| autore= P. André| conferenza= The Cold Universe, Proceedings of the 28th Rencontre de Moriond, Les Arcs, Francia, 13-20 marzo 1993| editore= Thierry Montmerle, Ch. J. Lada, I.F. Mirabel, J. Tran Thanh Van.  Gif-sur-Yvette, France: Editions Frontieres| anno= 1994| pagine= 179| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994coun.conf..179A|accesso=12 giugno 2010}}</ref><ref name="andre2">{{cita pubblicazione| titolo= From T Tauri stars to protostars: Circumstellar material and young stellar objects in the rho Ophiuchi cloud| autore= P. André, T. Montmerle| rivista= The Astrophysical Journal, Part 1| volume= 420| numero= 2| pp=837-862| data= gennaio 1994| doi=10.1086/173608|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...420..837A|accesso=12 giugno 2010}}</ref>
!Classe
!Spettro
!Aspetto del disco
!Età
!Note
|-
|style="width:70px; text-align: center"| Classe 0
|[[File:Spettro classe 0.png|90px]]
|[[File:Disco classe 0.png|90px]]
|style="width:50px"|[[notazione scientifica|10<sup>4</sup>]] anni
|Fase iniziale dell'accrescimento
|-
|style="text-align: center;"| Classe I
|[[File:Spettro classe I.png|90px]]
|[[File:Disco classe I.png|90px]]
|10<sup>5</sup> anni
|Disco opaco, inviluppo che circonda completamente la stella
|-
|style="text-align: center;"| Classe II
|[[File:Spettro classe II.png|90px]]
|[[File:Disco classe II.png|90px]]
|10<sup>6</sup> anni
|Disco otticamente opaco
|-
|style="text-align: center;"| Classe III
|[[File:Spettro classe III.png|90px]]
|[[File:Disco classe III.png|90px]]
|10<sup>7</sup> anni
|Disco otticamente trasparente
|-
|}

Lo spettro di queste classi di sorgenti infrarosse può essere spiegato in termini di scenario evolutivo:

* Classe 0 – la radiazione infrarossa è emessa probabilmente da polveri isoterme ad una temperatura di circa 30 K. La protostella appare completamente circondata dai gas e dalle polveri ed è oscurata dalla grande [[profondità ottica]] dell'involucro di polveri; il contributo della radiazione di corpo nero è quasi nullo.<ref name="SED"/>
* Classe I – il contributo delle polveri alla radiazione infrarossa media predomina quello della radiazione di corpo nero emessa dalla giovane T Tauri. Dal momento che quest'ultima sembra fuoriuscire, almeno in parte, attraverso l'involucro che circonda l'astro, si ipotizza che le polveri non intervengano in una porzione della nube con un [[angolo solido]] piuttosto grande, lasciando la possibilità alla radiazione di sfuggire.<ref name="SED"/>
* Classe II – la radiazione del disco e quella di corpo nero sono pressoché equivalenti, segno che il disco di polveri che circonda la stella PMS è riscaldato da essa. La larghezza della componente dello spettro appartenente al disco è più ampia di quanto ci si possa attendere dalla radiazione di corpo nero emessa da un oggetto a temperatura costante. Infatti il disco ha un [[gradiente di temperatura]] che diminuisce all'aumentare della distanza dalla stella centrale. In questo stadio la quantità di polveri è notevolmente superiore a quella delle sorgenti di classe III. Le T Tauri classiche hanno SED simili a questa.<ref name="SED"/>
* Classe III – la radiazione di corpo nero prevale su quella del disco, segno che l'energia proviene principalmente dalla stella centrale. Questa SED si osserva nelle T Tauri il cui spettro presenta deboli righe. Sebbene queste stelle mostrino righe di emissione affini alla [[serie di Balmer]] dell'idrogeno, esse non sono particolarmente evidenti, il che indica che la quantità di gas appena all'esterno della stella (probabilmente residui della fase di accrescimento) è poca. In questa fase, il disco è molto tenue (probabilmente ha anche dato luogo alla formazione di [[pianeta|pianeti]]) o quasi totalmente scomparso.<ref name="SED"/>

== Note ==
<references/>

== Bibliografia ==
* {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}
* {{cita libro | nome=Robert G. | cognome=Aitken | titolo=The Binary Stars | editore=Dover Publications Inc. | città=New York | anno=1964 | lingua=en }}
* {{cita libro | cognome= Castellani| nome= V. | titolo=Fondamenti di Astrofisica Stellare | editore= Zanichelli | città= Bologna| anno= 1985}} ({{Collegamento interrotto|1=[http://astrofisica.altervista.org disponibile online] |data=dicembre 2019 |bot=InternetArchiveBot }})
* {{cita libro | cognome= Lada| nome= C. J. | coautori= N. D. Kylafits| titolo= The Origin of Stars and Planetary Systems| editore= Kluwer Academic Publishers| città= | anno= 1999| isbn= 0-7923-5909-7| lingua= en}}
* {{cita libro | autore= Dina Prialnik | titolo=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution | anno=2000 | editore=Cambridge University Press | isbn=0-521-65065-8 | lingua=en }}
* {{cita libro| autore= L. Hartmann | anno=2000 | titolo=Accretion Processes in Star Formation | editore=Cambridge University Press | isbn=0-521-78520-0 | lingua=en }}
* {{cita libro | autore= T. Padmanabhan |anno=2001| titolo= Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2| editore= Cambridge University Press| isbn= 0-521-56631-2| p= 594| lingua= en}}
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002|cid=L'universo}}
* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| isbn= 88-491-1832-5}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}
* {{cita libro| autore=M. Salaris |curatore= S. Cassisi | titolo=Evolution of stars and stellar populations | url=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala | anno=2005 | editore=John Wiley and Sons | pagine=108–109 | isbn=0-470-09220-3 | lingua=en }}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W.| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano| anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4|cid=Owen}}
* {{cita libro|titolo=Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe|url=https://archive.org/details/cosmiccatastroph0000whee_f9s6| autore= J. Craig Wheeler| editore=Cambridge University Press| città= Cambridge| anno= 2007| ed= 2|pagine= pagine 339|isbn=0-521-85714-7|cid=Catastrophes|lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| isbn= 88-89150-32-7}}
* {{cita libro | autore=J. Ballesteros-Paredes, R. S. Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni | curatore= B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil | capitolo=Molecular Cloud Turbulence and Star Formation | titolo=Protostars and Planets V | pagine=63–80 | isbn=0-8165-2654-0 | lingua=en }}

== Voci correlate ==
* [[Formazione stellare]]

== Altri progetti ==
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