b'\n_START_ARTICLE_\nFormazione stellare\n_START_PARAGRAPH_\nLa locuzione formazione stellare identifica il processo e la disciplina che studia le modalit\xc3\xa0 mediante le quali ha origine una stella. Quale branca dell\'astronomia, la formazione stellare studia anche le caratteristiche del mezzo interstellare e delle nubi interstellari in quanto precursori, cos\xc3\xac come gli oggetti stellari giovani e il processo di formazione planetaria in quanto immediati prodotti._NEWLINE_Nonostante le idee che ne stanno alla base risalgano gi\xc3\xa0 all\'epoca della rivoluzione scientifica, lo studio della formazione stellare nella sua forma attuale vede la luce solamente tra la fine del XIX e gli inizi del XX secolo, in concomitanza con i numerosi progressi che l\'astrofisica teorica comp\xc3\xac all\'epoca. L\'avvento dell\'osservazione a pi\xc3\xb9 lunghezze d\'onda, soprattutto nell\'infrarosso, diede i contributi pi\xc3\xb9 sostanziali per comprendere i meccanismi che stanno alla base della genesi di una nuova stella._NEWLINE_Il modello attualmente pi\xc3\xb9 accreditato presso la comunit\xc3\xa0 astronomica, detto modello standard, prevede che una stella nasca a partire dal collasso gravitazionale delle porzioni pi\xc3\xb9 dense (dette "nuclei") di una nube molecolare e dal successivo accrescimento dell\'embrione stellare, originatosi dal collasso, a partire dai materiali presenti della nube. Tale processo ha una durata che pu\xc3\xb2 variare tra alcune centinaia di migliaia e alcuni milioni di anni, a seconda del tasso di accrescimento e della massa che la stella nascitura riesce ad accumulare: si stima che una stella simile al Sole impieghi all\'incirca un centinaio di milioni di anni per formarsi completamente, mentre per le stelle pi\xc3\xb9 massicce il tempo \xc3\xa8 notevolmente inferiore, nell\'ordine dei 100\xc2\xa0000 anni. Il modello spiega bene le modalit\xc3\xa0 che conducono alla nascita delle singole stelle di massa piccola e media (tra 0,08 e 10 volte la massa solare) e trova riscontro anche nella funzione di massa iniziale; risulta pi\xc3\xb9 lacunoso invece per quanto riguarda la formazione dei sistemi e degli ammassi stellari e delle stelle massicce. Per tale ragione sono stati sviluppati dei modelli complementari che includono gli effetti delle interazioni tra gli embrioni stellari e l\'ambiente in cui si formano ed eventuali altri embrioni nelle vicinanze, importanti ai fini delle stesse dinamiche interne dei sistemi e soprattutto della massa che le stelle nasciture riusciranno a raggiungere._NEWLINE_Le fasi successive della vita della stella, a partire dalla sequenza principale, sono di competenza dell\'evoluzione stellare.\n_START_SECTION_\nCenni storici\n_START_PARAGRAPH_\nLo studio della formazione stellare, nella sua forma moderna, \xc3\xa8 databile tra il XIX e il XX secolo, anche se le idee che ne stanno alla base affondano le loro radici nel periodo rinascimentale quando, poste le fondamenta per la rivoluzione scientifica, fu messa in discussione la visione geocentrica del cosmo a vantaggio di quella eliocentrica; grazie al contributo di grandi personalit\xc3\xa0 come Copernico e Keplero e, pi\xc3\xb9 tardi, Galileo, lo studio dell\'universo divenne materia di studio non pi\xc3\xb9 teologica ma scientifica._NEWLINE_Le teorie sulla formazione delle stelle vedono il loro primo abbozzo nelle ipotesi formulate per spiegare la nascita del sistema solare._NEWLINE_Uno dei primi fu Cartesio, che nel 1644 propose una teoria "scientifica" basata sull\'ipotesi della presenza di vortici primordiali di materia in contrazione caratterizzati da masse e dimensioni differenti; da uno dei pi\xc3\xb9 grandi ebbe origine il Sole, mentre i pianeti si formarono dai vortici pi\xc3\xb9 piccoli che a causa della rotazione globale si misero in orbita intorno ad esso: si trattava dell\'abbozzo di quella che sar\xc3\xa0 la cosiddetta ipotesi della nebulosa, formulata nel 1734 da Emanuel Swedenborg, successivamente ripresa da Kant (1755) e perfezionata da Laplace (1796), il cui principio sta tutt\'oggi, seppur con sostanziali modifiche e migliorie, alla base di quello che secoli dopo e nonostante alterne vicende sar\xc3\xa0 definito modello standard della formazione stellare. Tale teoria suggerisce che il Sole e i pianeti che lo orbitano abbiano tratto origine tutti da una stessa nebulosa primordiale, la nebulosa solare. La formazione del sistema avrebbe avuto inizio dalla contrazione della nebulosa, che avrebbe determinato un aumento della propria velocit\xc3\xa0 di rotazione, facendo s\xc3\xac che essa assumesse un aspetto discoidale con un maggiore addensamento di materia in corrispondenza del suo centro, da cui sarebbe nato il proto-Sole. Il resto della materia circumsolare si sarebbe dapprima condensato in anelli, da cui poi avrebbero avuto origine i pianeti._NEWLINE_Sebbene abbia goduto di gran credito nel XIX secolo, l\'ipotesi laplaciana non riusciva a spiegare alcune particolarit\xc3\xa0 riscontrate, prima fra tutte la distribuzione del momento angolare tra Sole e pianeti: i pianeti infatti detengono il 99% del momento angolare, mentre il semplice modello della nebulosa prevede una pi\xc3\xb9 "equa" distribuzione del momento angolare tra Sole e pianeti; per questa ragione tale modello \xc3\xa8 stato largamente accantonato all\'inizio del XX secolo. La caduta del modello di Laplace ha stimolato gli astronomi a ricercare delle valide alternative; si trattava per\xc3\xb2 spesso di modelli teorici che non trovavano alcun riscontro osservativo. L\'individuazione poi, nel corso degli ultimi decenni del Novecento, di strutture analoghe al disco protosolare attorno ad oggetti stellari giovani port\xc3\xb2 alla rivalutazione dell\'idea laplaciana._NEWLINE_Un contributo importante alla comprensione di cosa desse inizio alla formazione di una stella fu dato dall\'astrofisico britannico James Jeans agli inizi del XX secolo. Jeans ipotizz\xc3\xb2 che all\'interno di una vasta nube di gas interstellare la gravit\xc3\xa0 fosse perfettamente bilanciata dalla pressione generata dal calore interno della nube, ma scopr\xc3\xac che si trattava di un equilibrio assai instabile, tant\'\xc3\xa8 che facilmente poteva rompersi a favore della gravit\xc3\xa0, facendo collassare la nube e dando inizio alla formazione di una stella. L\'ipotesi di Jeans trov\xc3\xb2 ampio riscontro quando, a partire dagli anni quaranta, furono individuate in alcune nebulose oscure delle costellazioni del Toro e dell\'Auriga alcune stelle che sembravano in rapporto con le nubi all\'interno delle quali erano state individuate; esse inoltre erano di un tipo spettrale caratteristico delle stelle pi\xc3\xb9 fredde e meno massicce, mostravano nei loro spettri righe di emissione ed avevano una notevole variabilit\xc3\xa0. L\'astronomo sovietico Viktor Ambarcumjan sugger\xc3\xac, verso la fine degli anni quaranta, che si trattasse di oggetti molto giovani; nello stesso periodo Bart Bok studiava alcuni piccoli aggregati di polveri oscure, oggi noti come globuli di Bok, e ipotizz\xc3\xb2 che questi, assieme alle nubi oscure pi\xc3\xb9 grandi, fossero sede di attiva formazione stellare; tuttavia fu necessario attendere lo sviluppo dell\'astronomia dell\'infrarosso, negli anni sessanta, prima che queste teorie venissero confermate dalle osservazioni._NEWLINE_\xc3\x88 stato proprio l\'avvento dell\'osservazione infrarossa a incentivare lo studio della formazione stellare: Mendoza, nel 1966, scopr\xc3\xac che alcune stelle di tipo T Tauri possedevano un importante eccesso di emissione infrarossa, difficilmente imputabile alla sola estinzione (l\'assorbimento della luce da parte della materia posta davanti alla sorgente luminosa che si manifesta con un arrossamento della stessa) operata dal mezzo interstellare; tale fenomeno fu interpretato ipotizzando la presenza di strutture di polveri dense attorno a tali astri in grado di assorbire la radiazione delle stelle centrali e di riemetterla sotto forma di radiazione infrarossa. L\'ipotesi fu confermata tra la fine degli anni novanta e i primi anni duemila grazie ai dati osservativi ottenuti tramite strumentazioni innovative, come il ben noto telescopio spaziale Hubble, il telescopio spaziale Spitzer e il Very Large Telescope con le sue ottiche adattive, di densi dischi di materia attorno a stelle in fase di formazione o appena formate; l\'interferometria ottica ha inoltre permesso di individuarne numerosi esempi e di visualizzare altre strutture legate a stelle in fasi precoci della loro esistenza, quali getti e flussi molecolari.\n_START_SECTION_\nIl collasso della nube\n_START_PARAGRAPH_\nUna nube interstellare rimane in uno stato di equilibrio dinamico finch\xc3\xa9 l\'energia cinetica del gas, che genera una pressione verso l\'esterno, e l\'energia potenziale della gravit\xc3\xa0, con verso centripeto, si equivalgono. Dal punto di vista matematico questa condizione si esprime tramite il teorema del viriale il quale stabilisce che, per mantenere l\'equilibrio, l\'energia potenziale gravitazionale deve essere uguale al doppio dell\'energia termica interna. La rottura di questo equilibrio a favore della gravit\xc3\xa0 determina il manifestarsi di instabilit\xc3\xa0 che innescano il collasso gravitazionale della nube._NEWLINE_La massa limite oltre la quale la nube andr\xc3\xa0 certamente incontro al collasso \xc3\xa8 detta massa di Jeans, che \xc3\xa8 direttamente proporzionale alla temperatura ed inversamente proporzionale alla densit\xc3\xa0 della nube: quanto pi\xc3\xb9 bassa \xc3\xa8 la temperatura e quanto pi\xc3\xb9 alta la densit\xc3\xa0, tanto minore \xc3\xa8 la massa necessaria perch\xc3\xa9 possa avvenire tale processo. Per una densit\xc3\xa0 di 100\xc2\xa0000 particelle al cm\xc2\xb3 e una temperatura di 10 K il limite di Jeans \xc3\xa8 pari a una massa solare._NEWLINE_Il processo di condensazione di grandi masse a partire da locali addensamenti di materia all\'interno della nube, dunque, pu\xc3\xb2 procedere solo se questi ultimi possiedono gi\xc3\xa0 una massa sufficientemente grande. Infatti, via via che le regioni pi\xc3\xb9 dense, avviate al collasso, inglobano materia, localmente si raggiungono masse di Jeans meno elevate, che portano quindi a una suddivisione della nube in porzioni gerarchicamente sempre pi\xc3\xb9 piccole, finch\xc3\xa9 i frammenti non raggiungono una massa stellare. Il processo di frammentazione \xc3\xa8 agevolato anche dal moto turbolento delle particelle e dai campi magnetici che si vengono a creare. I frammenti, detti nuclei densi, hanno dimensioni comprese tra 6000 e 60\xc2\xa0000 unit\xc3\xa0 astronomiche (UA), densit\xc3\xa0 dell\'ordine di 10\xe2\x81\xb5\xe2\x80\x9310\xe2\x81\xb6 particelle per cm\xc2\xb3 e contengono una quantit\xc3\xa0 di materia variabile; l\'intervallo di masse \xc3\xa8 assai ampio, ma le masse pi\xc3\xb9 piccole sono le pi\xc3\xb9 comuni. Questa distribuzione di masse ricalca la distribuzione delle masse delle future stelle, ovvero la funzione di massa iniziale, sennonch\xc3\xa9 la massa della nube ammonta a circa il triplo della somma delle masse delle stelle che da essa avranno origine; questo indica che appena un terzo della massa della nube dar\xc3\xa0 effettivamente origine ad astri, mentre il resto si disperder\xc3\xa0 nel mezzo interstellare. I nuclei densi turbolenti sono supercritici, ovvero la loro energia gravitazionale supera l\'energia termica e magnetica e li avvia inesorabilmente al collasso.\n_START_SECTION_\nLimiti del modello\n_START_PARAGRAPH_\nIl modello standard della formazione stellare \xc3\xa8 una teoria coerente e confermata dai dati osservativi; tuttavia, presenta alcune limitazioni. Innanzi tutto, non spiega che cosa inneschi il collasso della nube. Inoltre considera le stelle in formazione solo come entit\xc3\xa0 singole, non prendendo in considerazione le interazioni che si instaurano tra i singoli astri in formazione all\'interno di un gruppo compatto (destinato ad evolvere in un ammasso) o la formazione di sistemi multipli di stelle, fenomeni che anzi si verificano nella maggior parte dei casi. Infine, non spiega come si formino le stelle estremamente massicce: la teoria standard spiega la formazione di stelle fino a 10 M\xe2\x98\x89; masse superiori implicano per\xc3\xb2 il coinvolgimento di forze che limiterebbero ulteriormente il collasso, arrestando la crescita della stella a masse non superiori a suddetto valore.\n_START_SECTION_\nChe cosa innesca il collasso della nube\n_START_PARAGRAPH_\nPur esplicando in modo chiaro le modalit\xc3\xa0 attraverso cui avviene, il modello standard non spiega che cosa dia inizio al collasso. Non sempre la formazione di una stella inizia in maniera del tutto spontanea, a causa delle turbolenze interne oppure per via della diminuzione della pressione interna del gas a causa del raffreddamento o della dissipazione dei campi magnetici. Anzi, pi\xc3\xb9 spesso, come dimostrano innumerevoli dati osservativi, \xc3\xa8 necessario l\'intervento di qualche fattore che dall\'esterno perturbi la nube, causando le instabilit\xc3\xa0 locali e promuovendo dunque il collasso. A tal proposito numerosi sono gli esempi di stelle, per lo pi\xc3\xb9 appartenenti ad ampie associazioni stellari, le cui caratteristiche mostrano che si sono formate quasi contemporaneamente: dal momento che un simultaneo collasso di nuclei densi indipendenti sarebbe un\'incredibile coincidenza, \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 ragionevole pensare che questo sia la conseguenza di una forza applicata dall\'esterno, che ha agito sulla nube causando il collasso e la successiva formazione stellare. Tuttavia non sono infrequenti gli esempi di collassi iniziati spontaneamente: alcuni esempi di questo sono stati individuati tramite l\'osservazione infrarossa in certi nuclei densi isolati, relativamente quiescenti, posti in nubi vicine tra loro. In alcuni di essi, come nel globulo di Bok Barnard 355, sono state riscontrate tracce di lenti moti centripeti interni e sono state osservate anche delle sorgenti infrarosse, segno che potrebbero essere avviati alla formazione di nuove stelle._NEWLINE_Diversi possono essere gli eventi esterni in grado di promuovere il collasso di una nube: le onde d\'urto generate dallo scontro di due nubi molecolari o dall\'esplosione nelle vicinanze di una supernova; le forze di marea che si instaurano a seguito dell\'interazione tra due galassie, che innescano una violenta attivit\xc3\xa0 di formazione stellare definita starburst (si veda anche il paragrafo Variazioni nella durata e nel tasso di formazione stellare); gli energici super-flare di un\'altra vicina stella in uno stadio pi\xc3\xb9 avanzato di formazione oppure la pressione del vento o l\'intensa emissione ultravioletta di vicine stelle massicce di classe O e B, che pu\xc3\xb2 regolare i processi di formazione stellare all\'interno delle regioni H II (schema sottostante)._NEWLINE_Si ipotizza inoltre che la presenza di un buco nero supermassiccio al centro di una galassia possa avere un ruolo regolatore nei confronti del tasso di formazione stellare nel nucleo galattico: infatti, un buco nero che sta accrescendo materia con tassi molto elevati pu\xc3\xb2 diventare attivo ed emettere un forte getto relativistico collimato in grado di limitare la successiva formazione di stelle. Tuttavia, l\'emissione radio attorno ai getti, cos\xc3\xac come l\'eventuale bassa intensit\xc3\xa0 del getto stesso, pu\xc3\xb2 avere un effetto esattamente opposto, innescando la formazione di stelle qualora si trovi a collidere con una nube che gli transita nelle vicinanze. L\'attivit\xc3\xa0 di formazione stellare risulta fortemente influenzata dalle condizioni fisiche estreme che si riscontrano entro 10\xe2\x80\x93100 parsec dal nucleo galattico: intense forze di marea, incremento dell\'entit\xc3\xa0 delle turbolenze, riscaldamento del gas e presenza di campi magnetici piuttosto intensi; a rendere pi\xc3\xb9 complesso questo quadro concorrono inoltre gli effetti dei flussi microscopici, della rotazione e della geometria della nube. Sia la rotazione che i campi magnetici possono ostacolare il collasso della nube, mentre la turbolenza favorisce la frammentazione, e su piccole scale promuove il collasso.\n_START_SECTION_\nInterazioni\n_START_PARAGRAPH_\nEccettuando la lacuna sopra discussa, il modello standard descrive bene ci\xc3\xb2 che accade in nuclei isolati in cui sta avvenendo la formazione di una stella. Tuttavia, la stragrande maggioranza delle stelle non nasce in solitaria, ma in folti ammassi stellari, e il modello non spiega l\'influenza che tale ambiente esercita sulle stelle nascenti. Inoltre, rispetto a quanto ritenuto in passato, la formazione stellare \xc3\xa8 un evento piuttosto violento: infatti l\'osservazione infrarossa ha mostrato che la formazione di una stella interferisce negativamente sulla nascita degli astri adiacenti, dal momento che la radiazione e il vento prodotti nelle ultime fasi della formazione possono limitare la quantit\xc3\xa0 di gas che pu\xc3\xb2 accrescere liberamente sulle vicine protostelle._NEWLINE_Per sopperire a tale lacuna sono state sviluppate due teorie._NEWLINE_La prima, detta teoria dell\'accrescimento competitivo, si concentra sulle interazioni tra nuclei densi adiacenti. La versione pi\xc3\xb9 estrema di questa teoria prevede la formazione di numerose piccole protostelle, che si muovono rapidamente nella nube entrando in competizione tra loro per catturare quanto pi\xc3\xb9 gas possibile. Alcune protostelle tendono a prevalere sulle altre, divenendo le pi\xc3\xb9 massicce; altre potrebbero persino essere espulse dall\'ammasso, libere di muoversi all\'interno della galassia._NEWLINE_La concorrente, la teoria del nucleo turbolento, privilegia invece il ruolo della turbolenza dei gas: la distribuzione delle masse stellari rispecchia, infatti, lo spettro dei moti turbolenti all\'interno della nube piuttosto che una successiva competizione per l\'accumulo di massa. Le osservazioni sembrano dunque favorire questo modello, anche se la teoria dell\'accrescimento competitivo potrebbe sussistere in regioni in cui la densit\xc3\xa0 protostellare \xc3\xa8 particolarmente elevata (si veda anche l\'immagine a lato).\n_START_SECTION_\nFormazione di gruppi stellari\n_START_PARAGRAPH_\n\xc3\x88 ormai assodato che il processo di formazione stellare raramente porta alla nascita di un singolo oggetto; anzi, pi\xc3\xb9 spesso il risultato \xc3\xa8 la formazione di un gruppo di oggetti pi\xc3\xb9 o meno intensamente legati dalla forza di gravit\xc3\xa0, poich\xc3\xa9, come si \xc3\xa8 visto, solo una nube sufficientemente grande pu\xc3\xb2 collassare sotto la sua stessa gravit\xc3\xa0, dando origine a un certo numero di frammenti da cui nasceranno altrettante stelle o sistemi stellari multipli, che andranno a costituire un ammasso o un\'associazione stellare.\n_START_SECTION_\nSistemi multipli\n_START_PARAGRAPH_\nAnche se \xc3\xa8 possibile che alcuni sistemi multipli (in particolare le binarie a lungo periodo) si siano formati dalla cattura gravitazionale reciproca tra due o pi\xc3\xb9 stelle singole nate indipendentemente, tuttavia, data la bassissima probabilit\xc3\xa0 di un simile evento (sarebbero comunque necessari almeno tre oggetti anche per la formazione di un sistema binario, dal momento che in base alla legge della conservazione dell\'energia serve comunque un terzo elemento che assorba l\'energia cinetica in eccesso affinch\xc3\xa9 due stelle possano legarsi reciprocamente) e l\'elevato numero di stelle binarie note, appare evidente che quello della cattura gravitazionale non sia il principale meccanismo di formazione di un sistema multiplo. Anzi, l\'osservazione di sistemi multipli costituiti da stelle pre-sequenza principale d\xc3\xa0 credito all\'ipotesi secondo cui simili sistemi esistano gi\xc3\xa0 durante la fase di formazione. Il modello che dunque ne esplica in modo accettabile l\'esistenza suggerisce che questi si siano creati dalla suddivisione di un singolo originario nucleo denso in pi\xc3\xb9 frammenti orbitanti attorno a un comune centro di massa, i quali collassano a formare le componenti del futuro sistema binario o multiplo._NEWLINE_Alcune evidenze ricavate dalle immagini riprese dal telescopio spaziale Spitzer (al lato) mostrano che la formazione delle binarie strette (ovvero coppie stellari separate da pochi milioni di km) determinerebbe un aspetto asimmetrico degli envelope da cui sottraggono il materiale necessario per la loro formazione.\n_START_SECTION_\nAmmassi e associazioni stellari\n_START_PARAGRAPH_\nGli ammassi e le associazioni stellari sono il prodotto del collasso e della frammentazione di una vasta porzione di una nube molecolare gigante, processo questo che pu\xc3\xb2 durare diverse migliaia di anni; si stima che il tasso di formazione degli ammassi aperti nella nostra Galassia sia di circa uno ogni poche migliaia di anni._NEWLINE_Le prime stelle dell\'ammasso a vedere la luce sono le pi\xc3\xb9 massicce, calde e luminose (di classe spettrale O e B), la cui intensa emissione ultravioletta ionizza rapidamente il gas della nube rendendola una regione H II. Il vento da queste prodotto e la pressione di radiazione spazzano via il gas non ancora collassato, isolando i bozzoli avviati alla formazione delle stelle di massa intermedia e piccola. Dopo alcuni milioni di anni, l\'ammasso sperimenta la prima esplosione di supernova, che contribuisce ulteriormente ad espellere i gas residui. In questo scenario solamente una quantit\xc3\xa0 di materia compresa tra il 10% e il 30\xe2\x80\x9340% del gas originario della nube collassa per formare le stelle dell\'ammasso, prima di essere espulso; di conseguenza viene a perdersi la gran parte della massa che potrebbe potenzialmente collassare in ulteriori stelle._NEWLINE_Tutti gli ammassi perdono una notevole quantit\xc3\xa0 di materia durante la loro prima giovinezza e molti si disgregano prima ancora di essersi formati del tutto. Le stelle giovani rilasciate dal loro ammasso natale diventano cos\xc3\xac parte della popolazione galattica diffusa, ossia quelle stelle prive di legami gravitazionali che si confondono fra le altre stelle della galassia. Poich\xc3\xa9 la gran parte delle stelle, se non tutte, quando si formano fanno parte di un ammasso, gli ammassi stessi vengono considerati come gli elementi fondamentali delle galassie; i violenti fenomeni di espulsione di gas che modellano e disgregano molti ammassi aperti alla loro nascita lasciano la loro impronta sulla morfologia e sulle dinamiche delle strutture galattiche._NEWLINE_Spesso accade che due o pi\xc3\xb9 ammassi apparentemente distinti si siano formati dalla stessa nube molecolare: \xc3\xa8 il caso ad esempio di Hodge 301 e R136, nella Grande Nube di Magellano, che si sono formati dai gas della Nebulosa Tarantola; nella nostra Galassia invece si \xc3\xa8 scoperto, ripercorrendo indietro nel tempo i loro movimenti nello spazio, che due grandi ammassi aperti relativamente vicini al sistema solare, le Iadi e il Presepe, si sarebbero formati dalla stessa nube circa 600 milioni di anni fa. Talvolta una coppia di ammassi aperti formatisi nello stesso periodo pu\xc3\xb2 costituire un ammasso doppio; l\'esempio pi\xc3\xb9 noto nella Via Lattea \xc3\xa8 quello dell\'Ammasso Doppio di Perseo, formato da h Persei e da \xcf\x87 Persei, ma sono noti un\'altra decina di ammassi doppi, soprattutto in altre galassie, come nella Piccola Nube di Magellano e nella stessa Grande Nube, entrambe galassie satelliti della nostra; \xc3\xa8 comunque pi\xc3\xb9 semplice identificare effettivamente come tali gli ammassi doppi nelle galassie esterne, dal momento che nella nostra Galassia la prospettiva pu\xc3\xb2 far apparire vicini due ammassi che in realt\xc3\xa0 sono distanti tra loro.\n_START_SECTION_\nFormazione delle stelle massicce\n_START_PARAGRAPH_\nPresa alla lettera, la teoria standard della formazione stellare sembra precludere l\'esistenza delle stelle massicce (M>8 M\xe2\x98\x89), dal momento che il rapido raggiungimento delle condizioni necessarie per innescare la fusione dell\'idrogeno causerebbe l\'immediato arresto della fase di accrescimento e dunque una forte limitazione alla massa della futura stella. Pertanto, si ritiene che nel caso delle stelle massicce al modello standard si aggiungano dei meccanismi supplementari, ancor\'oggi in certa misura oggetto d\'ipotesi, che consentano a questi oggetti di raggiungere le quantit\xc3\xa0 di materia che li caratterizzano._NEWLINE_Per le stelle massicce il tempo di Kelvin-Helmholtz \xc3\xa8 notevolmente inferiore al tempo di accrescimento: di conseguenza, queste stelle non passano attraverso la fase di PMS, ma raggiungono direttamente la sequenza principale. L\'intensa emissione elettromagnetica (in particolare di ultravioletti \xe2\x80\x93 UV \xe2\x80\x93) che ne consegue porrebbe fine immediatamente alla fase di accrescimento, mantenendo dunque la massa della stella entro una decina di masse solari. In passato si riteneva che questa pressione di radiazione fosse sufficiente ad arrestare l\'accrescimento della protostella; di conseguenza, risultava impensabile la formazione di stelle di massa superiore ad una decina di masse solari. Tuttavia, la scoperta di stelle aventi anche masse ben oltre le 100 M\xe2\x98\x89 ha indotto gli astrofisici a formulare dei modelli che potessero spiegarne la formazione._NEWLINE_Fino ai primi anni ottanta si riteneva che un ruolo importante nella formazione di una stella massiccia fosse rivestito dalle polveri miste ai gas della nube, che sembrerebbero svolgere una funzione di tampone tra l\'irraggiamento della protostella massiccia ed il gas della nube. La radiazione UV disgrega le polveri nelle immediate vicinanze dell\'astro o le confina a una certa distanza, sicch\xc3\xa9 i granelli di polvere si accumulano andando a costituire un guscio la cui sorte dipende dalle caratteristiche chimico-fisiche delle polveri stesse. Se queste hanno un punto di sublimazione basso, la radiazione disgrega facilmente il guscio; l\'irraggiamento non \xc3\xa8 per\xc3\xb2 sufficientemente potente da contrastare la caduta della materia, sicch\xc3\xa9 essa prosegue fino al termine dei materiali a disposizione. Viceversa, se la temperatura di sublimazione delle polveri \xc3\xa8 molto alta, il guscio assorbe la radiazione UV riemettendola nell\'infrarosso; la pressione esercitata da questo irraggiamento secondario contrasta la caduta dei gas arrestando l\'accrescimento. Tuttavia, la scoperta che in media il punto di sublimazione delle polveri \xc3\xa8 piuttosto basso aliment\xc3\xb2 le suggestioni che potessero esistere stelle con masse addirittura di 1000 masse solari; questo entusiasmo fu per\xc3\xb2 frenato dall\'ulteriore scoperta che le polveri sono costituite prevalentemente da grafite e silicati, che hanno un alto potere assorbente nei confronti della radiazione UV: di conseguenza, l\'irraggiamento infrarosso secondario delle polveri avrebbe sempre prevalso sul collasso della nube, rendendo di fatto impossibile la formazione di una stella cos\xc3\xac massiccia. Alla fine degli anni novanta, un astrofisico giapponese ipotizz\xc3\xb2 che il collasso avvenisse in maniera asimmetrica, e che un disco mediasse l\'accrescimento, proprio come accade per le stelle di piccola massa. Diversi lavori teorici hanno rinforzato quest\'ipotesi, mostrando che la produzione di getti e flussi molecolari a partire dal disco crea una cavit\xc3\xa0 nel materiale nebuloso, formando un corridoio di sfogo attraverso il quale la grande radiazione di una protostella massiccia pu\xc3\xb2 disperdersi senza inficiare eccessivamente l\'accrescimento. L\'ipotesi \xc3\xa8 stata poi confermata da numerosi dati, sia teorici sia osservativi: sono state individuate, tramite procedimenti indiretti basati sulla luminosit\xc3\xa0 della protostella riflessa dalla nube, diverse strutture discoidali, grandi alcune migliaia di unit\xc3\xa0 astronomiche, che si ritiene appartengano a protostelle di classe B, che possederebbero una massa inferiore a 20 M\xe2\x98\x89 ed un tasso di accrescimento stimato in circa 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4 M\xe2\x98\x89/anno. Gli studi condotti sull\'emissione di maser CH\xe2\x82\x83OH e H\xe2\x82\x82O da parte di protostelle massicce ha indotto gli astrofisici a ipotizzare che il campo magnetico generato dalla protostella, proprio come nel caso delle stelle di piccola massa, giochi un ruolo importante nel vincolare le polveri, stabilizzando quindi il disco di accrescimento, e consenta inoltre di mantenere gli elevati tassi di accrescimento necessari per la nascita della stella._NEWLINE_La ricerca invece di dischi attorno alle protostelle supermassicce di classe O (che possono anche superare le 100 M\xe2\x98\x89) non ha ancora dato frutti, anche se sono state individuate delle imponenti strutture toroidali (~20\xc2\xa0000 UA e 50-60 M\xe2\x98\x89) i cui tassi di accrescimento sono stimati tra 2 \xc3\x97 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb3 e 2 \xc3\x97 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb2 M\xe2\x98\x89/anno. Alla luce di questa scoperta si ipotizza che l\'accrescimento delle stelle massicce sia mediato da questi imponenti ed instabili tori di gas e polveri, nel cui versante interno si trova il disco di accrescimento._NEWLINE_Anche alla formazione delle stelle massicce \xc3\xa8 stata applicata la teoria dell\'accrescimento competitivo, la quale riesce a spiegare sia le grandi masse sia la tipica collocazione galattica di questa classe stellare. Infatti, la maggior parte delle stelle massicce note \xc3\xa8 situata nelle zone centrali di grandi ammassi stellari o di associazioni OB, che corrispondono al "fondo" del pozzo gravitazionale della nube: le protostelle che si sono originate in questa posizione risultano avvantaggiate dal potenziale gravitazionale e riescono ad accumulare pi\xc3\xb9 materia rispetto a quelle che si originano nelle altre aree della nube. In questo ambiente la densit\xc3\xa0 di protostelle di massa intermedia pu\xc3\xb2 risultare tale da favorire le possibilit\xc3\xa0 di collisione; di conseguenza, le stelle di massa media formatesi in questo modo potrebbero poi fondersi per dar luogo a una stella massiccia. Questo scenario implica elevate densit\xc3\xa0 dei gas, che una gran parte delle stelle massicce risultanti siano dei sistemi binari e che siano poche le stelle di massa intermedia che siano riuscite a competere con le stelle pi\xc3\xb9 massive. Alcune osservazioni e simulazioni computerizzate confermano in parte quest\'ipotesi, anche se presuppone delle densit\xc3\xa0 di presenza protostellare talmente elevate (oltre 3 milioni di astri per anno luce cubo) da sembrare poco realistiche._NEWLINE_Degni di nota sono i risultati, pubblicati nel gennaio 2009, di una simulazione computerizzata tesa a far luce sulle modalit\xc3\xa0 che conducono alla nascita di una stella estremamente massiccia. La simulazione, in accordo con il modello standard della formazione stellare, prevede che la scintilla iniziale della nascita di una protostella massiccia sia il collasso di un frammento molecolare e la contemporanea costituzione del disco di accrescimento. La grande mole del disco lo rende tuttavia gravitazionalmente instabile, il che ne rende possibile la frammentazione e la formazione, a partire dai frammenti, di un certo numero protostelle secondarie; sebbene alcune di queste, a causa delle perturbazioni gravitazionali, possano essere espulse dal disco e dar luogo a singole stelle, la gran parte sembra invece destinata a precipitare al centro del disco per fondersi con la protostella principale, la quale acquisisce cos\xc3\xac una massa estremamente elevata. La simulazione ha anche dimostrato come mai gran parte delle stelle massicce note siano in realt\xc3\xa0 dei sistemi multipli: si \xc3\xa8 visto infatti che una o pi\xc3\xb9 protostelle secondarie riescono a raggiungere, senza esser fagocitate dalla protostella primaria, una massa tale da svincolarsi dal disco della principale, formare a loro volta un proprio disco e fondersi con le protostelle secondarie che da esso traggono origine, divenendo quindi anche queste delle stelle massicce. L\'osservazione di alcune regioni di formazione stellare da parte del telescopio spaziale Spitzer ha in parte confermato questo modello, anche se la piena verifica \xc3\xa8 complicata: infatti \xc3\xa8 difficile riuscire a cogliere le stelle massicce nell\'atto della loro formazione, visto che si tratta comunque di una classe stellare piuttosto rara e che il processo che porta alla loro formazione si esaurisce in tempi assai brevi su scala astronomica.\n_START_SECTION_\nOsservazioni\n_START_PARAGRAPH_\nUna stella nelle prime fasi della sua formazione risulta spesso pressoch\xc3\xa9 invisibile, nascosta in profondit\xc3\xa0 all\'interno della nube molecolare e celata dalle polveri che assorbono gran parte della luce; tali regioni possono essere individuate come delle chiazze scure che risaltano rispetto ad uno sfondo pi\xc3\xb9 luminoso, come nel caso dei globuli di Bok e delle nebulose oscure. Tuttavia, per avere una visione molto pi\xc3\xb9 dettagliata delle prime fasi della vita di una stella, \xc3\xa8 necessario far ricorso ad osservazioni a lunghezze d\'onda maggiori di quelle del visibile, tipicamente l\'infrarosso, la radiazione terahertz (THz o submillimetrica) e le onde radio, in grado di penetrare meglio la coltre di polveri e gas che cela gli embrioni stellari alla nostra vista._NEWLINE_La struttura delle nubi molecolari e gli effetti che su di esse hanno le protostelle possono essere studiati tramite mappe di estinzione nell\'infrarosso vicino, nelle quali il numero di stelle per unit\xc3\xa0 di superficie \xc3\xa8 confrontato con un\'area di cielo la cui estinzione \xc3\xa8 quasi pari a zero. Le osservazioni nelle onde radio millimetriche e nella banda della radiazione THz evidenziano invece l\'emissione delle polveri e le transizioni rotazionali del monossido di carbonio e di altre molecole presenti nelle nubi. La radiazione emessa dalla protostella e dalle stelle neoformate \xc3\xa8 osservabile solamente nell\'infrarosso, dal momento che l\'estinzione del resto della nube in cui si trova \xc3\xa8 in genere troppo alta per permetterne l\'osservazione nel visibile. L\'osservazione infrarossa risulta per\xc3\xb2 difficoltosa dalla superficie terrestre, dal momento che l\'atmosfera \xc3\xa8 quasi completamente opaca agli infrarossi tra 20 ed 850 micrometri (\xce\xbcm), con l\'eccezione della banda compresa tra 200\xc2\xa0\xc2\xb5m e 450\xc2\xa0\xc2\xb5m ("finestra infrarossa"), e che la Terra stessa emette una certa quantit\xc3\xa0 di radiazione a queste lunghezze d\'onda; pertanto ci si affida alle osservazioni compiute da satelliti e telescopi spaziali al di fuori dell\'atmosfera._NEWLINE_La dimensione di una sorgente infrarossa dipende fortemente dalla lunghezza d\'onda di osservazione: nell\'infrarosso lontano (25\xe2\x80\x93350\xc2\xa0\xc2\xb5m) l\'emissione appare proveniente da una regione estesa, mentre nell\'infrarosso vicino (0,7\xe2\x80\x935\xc2\xa0\xc2\xb5m) l\'emissione sembra provenire da una regione pi\xc3\xb9 circoscritta. Conoscere la luminosit\xc3\xa0 totale di questi oggetti \xc3\xa8 di grande importanza, dal momento che questa grandezza dipende strettamente dalla massa della protostella che la produce: le sorgenti infrarosse pi\xc3\xb9 luminose sono infatti oggetti stellari giovani di massa pi\xc3\xb9 elevata._NEWLINE_La formazione delle singole stelle \xc3\xa8 osservabile in maniera diretta solo nella Via Lattea, mentre nelle galassie pi\xc3\xb9 distanti pu\xc3\xb2 essere dedotta indirettamente grazie ad indagini spettroscopiche e alle interazioni che le stelle neoformate, in particolare quelle di massa pi\xc3\xb9 cospicua, esercitano nei confronti dei gas da cui hanno tratto origine._NEWLINE_Le regioni di formazione stellare sono inoltre importanti sorgenti di maser, con caratteristici schemi di pompaggio che risultano da transizioni multiple in molte specie chimiche: ad esempio, il radicale ossidrile (\xc2\xb0OH) possiede emissioni maser a 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 e 13\xc2\xa0441 MHz. Assai frequentemente sono riscontrati in tali regioni anche maser ad acqua, metanolo e, pi\xc3\xb9 di rado, a formaldeide ed ammoniaca.'