b"\n_START_ARTICLE_\nCinematica stellare\n_START_PARAGRAPH_\nLa cinematica stellare \xc3\xa8 lo studio del movimento delle stelle indipendentemente dal modo in cui esse lo hanno acquisito. Essa differisce dalla dinamica stellare in quanto quest'ultima tiene conto della forza di gravit\xc3\xa0. Il movimento di una stella rispetto al Sole pu\xc3\xb2 fornire informazioni importanti circa la sua origine e la sua et\xc3\xa0 nonch\xc3\xa9 circa la struttura e l'evoluzione della galassia di cui essa fa parte._NEWLINE_Fra gli astronomi c'\xc3\xa8 ampio accordo sul fatto che la maggior parte delle stelle nascono all'interno di nubi molecolari. Le stelle che sono nate all'interno della stessa nube formano un ammasso aperto che pu\xc3\xb2 contenere da alcune decine ad alcune migliaia di stelle. Questi ammassi tendono a dissolversi con il tempo perch\xc3\xa9 le stelle cominciano a muoversi con velocit\xc3\xa0 leggermente differenti. L'ammasso diventa allora una associazione stellare, in quanto le stelle non sono pi\xc3\xb9 abbastanza vicine per essere considerate un ammasso, sebbene siano legate tra di loro e posseggano lo stesso moto proprio.\n_START_SECTION_\nVelocit\xc3\xa0 nello spazio\n_START_PARAGRAPH_\nIl moto di una stella pu\xc3\xb2 essere diviso in due componenti: la componente di avvicinamento o allontanamento dal Sole, conosciuta come velocit\xc3\xa0 radiale, pu\xc3\xb2 essere misurata tramite i cambiamenti nello spettro della stella causati dall'effetto Doppler; viceversa, la componente di moto trasversale rispetto al Sole, chiamata moto proprio, pu\xc3\xb2 essere calcolata misurando il movimento della stella sullo sfondo di oggetti pi\xc3\xb9 distanti. Una volta che la distanza della stella \xc3\xa8 stata determinata tramite misure astrometriche come la parallasse, pu\xc3\xb2 anche essere calcolata la velocit\xc3\xa0 nello spazio della stella. Il valore ottenuto \xc3\xa8 quello del moto della stella rispetto al Sole o al sistema di riposo locale (SRL). Quest'ultimo rappresenta il movimento medio della materia nella Via Lattea intorno al centro galattico nelle vicinanze del Sole. Il movimento del Sole rispetto all' SRL \xc3\xa8 chiamato moto particolare del Sole._NEWLINE_Le componenti della velocit\xc3\xa0 di un astro rispetto all'SRL vengono di solito espresse mediante il sistema di coordinate galattiche e sono designate con U, V e W. L'unit\xc3\xa0 di misura utilizzata \xc3\xa8 il chilometro al secondo (km/s). U positivo indica un movimento verso il centro galattico, V positivo un movimento nella direzione del moto di rotazione galattico, W positivo un movimento nella direzione del polo nord galattico. Il movimento particolare del Sole rispetto all' SRL \xc3\xa8 (U, V, W) = (10,00 \xc2\xb1 0,36; 5,23 \xc2\xb1 0,62; 7,17 \xc2\xb1 0,38)\xc2\xa0km/s._NEWLINE_Le stelle nella Via Lattea possono essere suddivise in due grandi popolazioni, basandosi sulla loro metallicit\xc3\xa0, o proporzione degli elementi pi\xc3\xb9 pesanti dell'elio. Si \xc3\xa8 potuto appurare che, fra le stelle pi\xc3\xb9 vicine al Sole, quelle di popolazione I, cio\xc3\xa8 le stelle aventi alta metallicit\xc3\xa0, si muovono in genere pi\xc3\xb9 lentamente delle stelle di popolazione II, che, avendo metallicit\xc3\xa0 minore, sono considerate pi\xc3\xb9 vecchie. Inoltre queste ultime hanno orbite ellittiche e inclinate rispetto al piano della galassia._NEWLINE_All'interno della Via Lattea, le stelle possono essere classificate tramite la loro cinematica come appartenenti al disco galattico, all'alone galattico e al bulge. C'\xc3\xa8 una forte correlazione fra la cinematica di queste stelle e la loro composizione chimica: ci\xc3\xb2 indica processi di formazione differenti. Le stelle dell'alone galattico possono essere ulteriormente suddivise in due sottogruppi: quelle dell'alone interno, contraddistinte da un moto progrado rispetto a quello galattico, e quelle dell'alone esterno che hanno invece moto retrogrado._NEWLINE_Il raffronto fra la cinematica delle stelle vicine a noi ha inoltre permesso di identificare delle associazioni stellari: si tratta probabilmente di gruppi di stelle che sono nate dalla stessa nube molecolare gigante.\n_START_SECTION_\nStelle ad alta velocit\xc3\xa0\n_START_PARAGRAPH_\nUna stella ad alta velocit\xc3\xa0 \xc3\xa8 una stella che si muove molto velocemente rispetto all'SRL; a seconda delle definizioni, la velocit\xc3\xa0 minima per potersi definire una stella ad alta velocit\xc3\xa0 varia da 65 km/s a 100 km/s. Tale velocit\xc3\xa0 viene a volte definita come velocit\xc3\xa0 supersonica rispetto al mezzo interstellare. Vi sono tre tipi di stelle ad alta velocit\xc3\xa0: le stelle fuggitive, le stelle dell'alone e le stelle iperveloci.\n_START_SECTION_\nGruppi cinematici\n_START_PARAGRAPH_\nUn gruppo di stelle che condividono moti nello spazio simili ed et\xc3\xa0 simili \xc3\xa8 definito gruppo cinematico. Si tratta di stelle che hanno una origine comune, come il medesimo ammasso aperto, o che comunque si sono formate in seguito a starburst verificatisi in regioni fra loro adiacenti. La maggior parte delle stelle nascono all'interno di nubi molecolari: le stelle formatesi all'interno di queste nubi restano all'inizio legate gravitazionalmente in ammassi aperti, ognuno dei quali pu\xc3\xb2 comprendere da qualche decina a qualche migliaia di stelle. Tali ammassi tendono a disgregarsi con il tempo dando vita ad associazioni stellari che sono gruppi di stelle che, pur non essendo pi\xc3\xb9 legate gravitazionalmente, condividono lo stesso moto nello spazio._NEWLINE_Gli astronomi sono in grado di determinare se un gruppo di stelle fa parte della stessa associazione stellare sulla base della loro et\xc3\xa0, della loro metallicit\xc3\xa0 e del loro moto. Poich\xc3\xa9 le stelle appartenenti a una medesima associazione si sono formate pi\xc3\xb9 o meno nello stesso tempo dalla stessa nube di gas, esse mantengono alcune caratteristiche comuni, come la composizione chimica e il moto._NEWLINE_Le associazioni stellari furono scoperte dall'astronomo armeno Viktor Amazaspovi\xc4\x8d Ambarcumjan nel 1947. Gli identificativi delle associazioni sono formati dal nome o abbreviazione della costellazione (o costellazioni) in cui sono poste, dal tipo di associazione e, a volte, da un numero progressivo.\n_START_SECTION_\nTipi di associazioni stellari\n_START_PARAGRAPH_\nViktor Ambartsumian ha classificato le associazioni stellari in due gruppi, da lui chiamati OB e T, basandosi sulle propriet\xc3\xa0 delle stelle che le formano. L'esistenza di un terzo tipo, chiamato R, \xc3\xa8 stata suggerita da Sidney van den Bergh: esso comprende le associazioni che illuminano le nebulose a riflessione._NEWLINE_Le associazioni di tipo OB, T e R sono costituite tutte da stelle giovani, ma \xc3\xa8 incerto se sia possibile stabilire una sequenza evolutiva che porta da un gruppo agli altri. Inoltre alcuni gruppi di stelle presentano sia caratteristiche proprie delle associazioni OB che caratteristiche proprie di quelle T, sicch\xc3\xa9 la distinzione fra i due tipi non sembra del tutto definita._NEWLINE_Le associazioni OB contengono 10-100 stelle massicce di tipo O e B che si ritiene essere nate all'interno della stessa nube molecolare gigante. Assieme a queste stelle massicce si formano centinaia di stelle di massa minore. Il gas residuo appartenente alla nube viene spazzato via dal vento stellare prodotto dalle stelle O e B che si sono formate al suo interno. Queste associazioni tendono a disgregarsi in pochi milioni di anni. Gli astronomi ritengono che la maggior parte delle stelle della Via Lattea si sia formata all'interno di associazioni OB._NEWLINE_Sulla base delle misure del satellite Hipparcos sono state individuate decine di associazioni OB entro il raggio di 650 parsec dal Sole, la pi\xc3\xb9 vicina delle quali \xc3\xa8 risultata essere l'Associazione Scorpius-Centaurus, distante 380-470 anni luce._NEWLINE_Le associazione OB sono state osservate anche all'interno della Grande Nube di Magellano e della galassia di Andromeda: esse hanno dimensioni considerevoli, arrivando a 1500 anni luce di diametro._NEWLINE_Le associazioni stellari possono contenere un alto numero di stelle T Tauri che non sono ancora entrate nella sequenza principale: queste associazioni, chiamate associazioni T, possono contenere fino a un migliaio di stelle di questo tipo. La pi\xc3\xb9 vicina di esse \xc3\xa8 l'associazione T Toro-Auriga (associazione T Tau-Aur), distante 140 parsec dal Sole. Altri esempi di questo tipo di associazione sono l'associazione T R Coronae Australis, l'associazione T Lupo, l'associazione T Camaleonte e l'associazione T Velorum. Le associazioni T sono spesso osservabili nelle vicinanze delle nubi molecolari da cui hanno avuto origine; alcune, sebbene non tutte, possono includere anche stelle O e B._NEWLINE_Le associazioni stellari che illuminano nebulose a riflessione sono chiamate associazioni R. Questi gruppi contengono stelle di sequenza principale che non sono abbastanza massicce da disperdere la nube in cui si sono formate. Questo permette agli astronomi di studiare le propriet\xc3\xa0 delle nubi oscure che circondano i membri dell'associazione. Poich\xc3\xa9 le associazioni R sono pi\xc3\xb9 numerose di quelle OB, la loro distribuzione viene utilizzata per studiare la struttura dei bracci a spirale della nostra galassia. Un esempio di associazione R \xc3\xa8 la Nube molecolare di Monoceros R2, distante da noi circa 830 parsec._NEWLINE_Le associazioni stellari possono continuare ad esistere come un insieme in qualche modo coerente di stelle che condivide lo stesso moto proprio anche per molto tempo. Esistono associazioni molto vecchie, aventi anche 2 miliardi di anni, come quella di HR 1614, e associazioni molto pi\xc3\xb9 giovani come quella AB Doradus che ha circa 50 milioni di anni. Esse sono state intensamente studiate dall'astronomo Olin J. Eggen negli anni sessanta. Una lista delle associazioni stellari pi\xc3\xb9 vicine \xc3\xa8 stata compilata da L\xc3\xb3pez-Santiago et al."