Cinematica stelară este o ramură a astronomiei care studiază cinematica sau mișcarea stelelor în spațiu. Subiectul cercetării cinematicii stelare include măsurarea vitezelor stelelor Calea Lactee și a galaxiilor sale satelit, împreună cu măsurarea cinematicii interne a galaxiilor mai îndepărtate. Determinarea proprietăților cinematice ale stelelor din diferite componente ale Căii Lactee, inclusiv discul subțire , discul gros , umflarea și haloul stelar, oferă informații importante despre formarea și evoluția galaxiei. Datele cinematice ajută, de asemenea, la detectarea obiectelor exotice, cum ar fi stelele cu hipervelocitate , care sunt de obicei atribuite interacțiunii gravitaționale dintre o stea binară și o gaură neagră supermasivă , Sgr A* , în centrul galaxiei.
Cinematica stelară este legată (deși distinctă) de subiectul dinamicii stelare , care utilizează studiul teoretic sau modelarea mișcărilor stelelor sub influența gravitației. Modelele dinamicii stelare a sistemelor precum galaxiile sau clusterele de stele sunt adesea comparate cu datele cinematice pentru a studia evoluția și distribuția masei, precum și pentru a detecta prezența materiei întunecate sau a găurilor negre supermasive prin influența gravitațională a acestora asupra orbitelor. stele.
Componenta mișcării unei stele către sau departe de Soare, cunoscută sub numele de viteza radială , poate fi măsurată din deplasarea liniilor din spectru datorită efectului Doppler . Componenta transversală (sau mișcarea proprie ) poate fi determinată dintr-o serie de determinări ale poziției unui obiect față de obiecte mai îndepărtate. Când se determină distanța până la o stea prin metode astrometrice (cum ar fi determinarea paralaxei), viteza spațială poate fi determinată. [1] În acest caz, vom obține o estimare a mișcării stelei în raport cu Soarele sau standardul local de repaus . Standardul de odihnă local este definit ca un punct în apropierea poziției curente a Soarelui, mișcându-se pe o orbită circulară în jurul centrului Galaxiei cu o viteză egală cu valoarea medie pentru stelele cele mai apropiate de Soare, cu o dispersie de viteză mică. [2] Mișcarea Soarelui în raport cu MSP se numește mișcarea particulară a Soarelui.
Componentele vitezei spațiale ale Căii Lactee în sistemul de coordonate galactic sunt de obicei notate cu U, V și W și sunt măsurate în km/s, cu U pozitiv în direcția centrului galaxiei, V pozitiv în direcția de rotație a Galaxiei, W pozitiv în direcția polului nord al Galaxiei. [3] Mișcarea particulară a Soarelui în raport cu MSP este [4]
(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s,cu incertitudine statistică (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s și incertitudine sistematică (1, 2, 0,5) km/s. (Rețineți că V este cu 7 km/s mai mare decât estimarea obținută în 1999 de Dehnen și colegii [ 5] ).
Stelele Căii Lactee pot fi împărțite în două tipuri de populație în funcție de metalicitatea lor sau de proporția de elemente mai grele decât heliul. Dintre cele mai apropiate stele, s-a constatat că populația de primul tip, adică stelele cu o metalicitate mai mare, au viteze radiale mai mici decât reprezentanții mai vechi ai celui de-al doilea tip de populație. Acestea din urmă se află pe orbite eliptice înclinate față de planul Căii Lactee. [6] Compararea caracteristicilor cinematice ale stelelor din apropiere a condus la descoperirea asociațiilor stelare . Acestea sunt probabil grupuri de stele care au un loc de naștere comun într-un nor molecular gigant . [7]
Există trei componente cinematice principale în Calea Lactee: discul, haloul și umflătura (barată). Aceste componente sunt strâns legate de populațiile stelare ale Căii Lactee, formând o corelație puternică între parametrii de mișcare și compoziția chimică. Haloul poate fi împărțit în interior și exterior, cu aureola interior având o mișcare ordonată în aceeași direcție cu rotația Căii Lactee, iar aureola exterior având o mișcare retrogradă. [opt]
În funcție de definiție, stelele de mare viteză includ stelele care se deplasează cu o viteză de 65-100 km/s mai mare decât viteza medie a stelelor din vecinătatea Soarelui. Uneori viteza este definită ca supersonică în raport cu mediul interstelar din jur . Există trei tipuri de stele de mare viteză: stele fugare , stele halo și stele cu hipervelocitate.
O stea fugară este o stea care se deplasează prin spațiu cu o viteză extrem de mare în raport cu mediul interstelar din jur. Mișcarea adecvată a unei stele fugare indică adesea direct din asociația stelar căreia îi aparținea steaua fugară.
Există două mecanisme posibile pentru formarea unei stele fugare:
Deși ambele mecanisme sunt posibile, astronomii iau în considerare de obicei mecanismul de formare a stelelor fugare în exploziile supernovei.
Un exemplu de multe stele fugare este cazul AE Aurigae , 53 Berbec și mu Dove , care se îndepărtează una de cealaltă la viteze de peste 100 km/s (pentru comparație, Soarele se mișcă în Calea Lactee cu o viteză cu 20 km/s mai mare decât viteza medie locală). Urmărirea mișcărilor acestor stele în direcția opusă a arătat că traiectoriile lor s-au intersectat lângă Nebuloasa Orion în urmă cu aproximativ 2 milioane de ani. Se crede că bucla lui Barnard este rămășița unei supernove care a accelerat restul stelelor.
Un alt exemplu este sursa de raze X Parus X-1 , în care tehnologia foto-digitală a relevat prezența unei unde de șoc supersonice tipice.
Stelele de mare viteză sunt stele foarte vechi a căror mișcare este foarte diferită de cea a soarelui sau de cea a stelelor din vecinătatea solară care se află pe orbite circulare similare în jurul centrului Căii Lactee. Stelele de mare viteză se mișcă de obicei pe orbite eliptice în afara planului Căii Lactee. Deși vitezele totale ale acestor stele nu pot depăși viteza Soarelui, diferența de orbite are ca rezultat viteze relative mari.
Exemple tipice sunt stelele halo care trec prin discul Căii Lactee la un unghi înalt. Una dintre cele 45 de stele din apropiere, Kapteyn's Star , este o stea de mare viteză. Viteza sa radială observată este de −245 km/s, componentele vitezei spațiale sunt U = 19 km/s, V = −288 km/s, W = −52 km/s.
Stelele cu hiperviteză ( ing. Stele cu hipervelocitate , HVS sau HV ) sunt stele cu viteze care sunt semnificativ diferite de cele așteptate pentru o stea cu o distribuție normală a stelelor în galaxie. Astfel de stele pot avea viteze atât de mari încât depășesc viteza de evacuare a unei galaxii. [11] Stele obișnuite din Calea Lactee au viteze de ordinul a 100 km/s, în timp ce stelele cu hipervelocitate, în special în apropierea centrului Căii Lactee, au viteze de ordinul a 1000 km/s.
Existența stelelor cu hipervelocitate a fost semnalată pentru prima dată de Jack Hills în 1988 [12] și ulterior confirmată de Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon și Michael Kurtz în 2005. [13] Începând cu 2008, erau cunoscute 10 stele cu hipervelocitate neînrudite, dintre care se crede că provine din Marele Nor Magellanic . [14] Măsurătorile ulterioare au arătat că această stea încă aparține Căii Lactee. [15] Din cauza incertitudinii distribuției masei în Calea Lactee, determinarea conectivității unei stele cu hipervelocitate este dificilă. În plus, cinci stele cu hipervelocitate cunoscute ar putea să nu fie legate gravitațional de Calea Lactee, în timp ce 16 sunt considerate a fi. Cea mai apropiată stea de hipervelocitate cunoscută (HVS2) de Soare este situată la o distanță de 19 kpc de Soare.
Se crede că în Calea Lactee există aproximativ 1000 de stele cu hipervelocitate. [16]
Motive pentru apariția stelelor cu hipervelocitateSe crede că stelele cu hipervelocitate sunt produse de întâlnirile apropiate dintre stelele binare și gaura neagră supermasivă din centrul Căii Lactee. Una dintre cele două componente este capturată de gaura neagră, în timp ce cealaltă este expulzată cu viteză mare. Componenta capturată poate intra pe orbită în jurul găurii negre. Cu toate acestea, acest lucru se poate întâmpla numai dacă steaua binară cade direct pe gaura neagră de la o distanță foarte mare, altfel steaua nu va lua viteza necesară.
Stelele cu hipervelocitate create de exploziile supernovei pot exista și ele, dar mai rar. În acest scenariu, stelele cu hipervelocitate sunt ejectate dintr-un sistem binar apropiat ca urmare a exploziei unei supernove însoțitoare. Vitezele de ejecție ajung la 770 km/s în raport cu sistemul de odihnă galactic, ceea ce este posibil pentru stelele B târzii. [17] Acest mecanism poate explica cauzele apariției stelelor de mare viteză ejectate de pe discul Galaxiei.
Stelele cu hipervelocitate cunoscute sunt stele din secvența principală cu mase de câteva ori mai mari decât cele ale soarelui. Stele cu hipervelocitate de masă mai joasă pot exista, de asemenea, și au fost deja descoperite stele candidate cu hipervelocitate care sunt pitici G/K.
S-a presupus că stelele cu hipervelocitate ale Căii Lactee sunt rezultatul trecerii unei galaxii pitice rotative în apropierea Căii Lactee. Când o galaxie pitică trece cel mai aproape de centrul Căii Lactee, experimentează o puternică perturbare gravitațională. În acest caz, energia unor stele se schimbă atât de puternic încât sunt eliberate din galaxia pitică și zboară în spațiul liber. [optsprezece]
Unele stele neutronice se pot mișca la viteze similare. Ele pot fi legate de stelele cu hipervelocitate și mecanismul lor de ejecție. Stelele neutronice sunt rămășițele exploziilor de supernovă, iar vitezele lor extrem de mari sunt probabil rezultatul unei explozii asimetrice de supernovă sau al pierderii unui însoțitor într-o explozie de supernovă. Steaua de neutroni RX J0822-4300 , a cărei viteză, conform măsurătorilor din 2007, este un record de 1500 km/s (0,5% c), s-a format probabil în primul mod. [19]
Se crede că unele tipuri de supernove apar atunci când o pitică albă se ciocnește de o stea însoțitoare și consumă materia exterioară a stelei însoțitoare. În plus, ambele stele au viteze orbitale foarte mari. Pierderea de masă de către o pitică albă în timpul exploziei unei supernove face ca steaua însoțitoare să-și părăsească orbita la o viteză mare anterioară de câteva sute de km/s, devenind o stea cu hipervelocitate. Rămășița supernovei se transformă într-o stea neutronică cu mișcare rapidă. Acest mecanism este probabil cea mai probabilă cauză a majorității stelelor cu hipervelocitate și a stelelor neutronice rapide.
Exemple de stele cu hipervelocitateÎncepând cu 2014, erau cunoscute 20 de stele cu hipervelocitate: [20] [21]
Un grup de stele cu mișcare similară în spațiu și vârstă se numește grup cinematic. [22] Aceste stele pot avea o origine comună, cum ar fi evaporarea unui cluster deschis , rămășițele unei regiuni de formare a stelelor sau amalgamarea regiunilor de izbucniri de formare a stelelor care au avut loc în momente diferite. [23] Mai multe stele s-au născut în interiorul norilor moleculari . Stelele formate în interiorul unui astfel de nor formează clustere deschise legate gravitațional, care conțin de la zeci la mii de stele cu o compoziție chimică și o vârstă similare. În timp, aceste grupuri sunt distruse. În același timp, grupuri de stele tinere părăsesc clusterul sau încetează să fie asociate între ele, formând asociații stelare . Pe măsură ce astfel de stele îmbătrânesc, asocierea încetează să fie distinsă, lăsând grupuri separate de stele în mișcare.
Astronomii au capacitatea de a determina dacă stelele aparțin aceluiași grup cinematic, deoarece pentru aceasta stelele trebuie să aibă aceeași vârstă, metalitate și mișcare corespunzătoare. Deoarece stelele dintr-un grup în mișcare se formează aproape una de alta și aproximativ în același timp, ele au caracteristici similare. [24]
O asociere stelară este o colecție de stele care au aceeași origine, dar au devenit nelegate gravitațional, deși se mișcă împreună în spațiu. Asociațiile se disting în funcție de vectorii generali de mișcare a obiectelor și vârste. Se folosește și analiza chimică.
Pentru prima dată, asociațiile stelare au fost descoperite de V. A. Ambartsumyan în 1947. [25] Se obișnuiește să se numească asociațiile după numele constelației (sau constelațiilor) în care se află asociația, să se indice tipul de asociere și, uneori, numărul.
TipuriV. A. Ambartsumyan a împărțit asociațiile stelare în două grupe, OB și T, pe baza caracteristicilor stelelor. [25] O a treia categorie, R, a fost sugerată mai târziu de Sidney van den Bergh pentru acele asociații care evidențiază nebuloase de reflexie . [26] Asociațiile OB-, T- și R formează un spectru continuu de grupuri stelare tinere. Nu este încă clar dacă aceste categorii reprezintă o secvență evolutivă. [27] Unele grupuri prezintă proprietățile ambelor asociații OB și T, astfel încât clasificarea nu este întotdeauna clară.
Asociații OBAsociațiile tinere care conțin 10-100 de stele masive din clasele spectrale O și B sunt numite asociații OB . Astfel de asociații conțin sute sau mii de stele de mase joase și intermediare. Obiectele de asociere sunt considerate a fi formate în același volum în interiorul unui nor molecular gigant . După ce gazele și praful sunt îndepărtate din sistem, stelele rămase vor fi nelegate gravitațional și vor începe să zboare separat. [28] Se crede că majoritatea stelelor din Calea Lactee s-au format în cadrul asociațiilor OB. [28] Stelele de tip spectral O au o viață scurtă și explodează ca supernove la aproximativ un milion de ani după formarea lor. Ca urmare, asociațiile OB există doar pentru câteva milioane de ani sau mai puțin. Vedetele OB ale asociației își vor epuiza rezervele de materie pentru reacții nucleare în decurs de 10 milioane de ani.
Satelitul Hipparcos a făcut posibilă efectuarea de măsurători care au determinat localizarea unei duzini de asociații OB la 650 pc de Soare. [29] Cea mai apropiată asociație OB este asociația OB a lui Scorpius-Centaurus , situată la o distanță de 400 de ani lumină de Soare. [treizeci]
Asocieri OB au fost găsite în Marele Nor Magellanic și în Nebuloasa Andromeda . Astfel de asociații pot fi destul de rare și pot ajunge la 1500 de ani lumină în diametru. [31]
T asociațiiGrupurile stelare tinere pot conține un număr de stele tinere T Tauri în curs de intrare în secvența principală . Grupurile de stele de până la o mie de stele T Tauri sunt numite asociații T. Cel mai apropiat exemplu de astfel de asociere de Soare este asociația Taurus-Auriga, situată la o distanță de 140 pc de Soare. [32] Alte exemple de asociații T sunt Asociația T South Crown R, Asociația T Wolf, Asociația T Chameleon, Asociația T Sails. Asociațiile T se găsesc adesea în vecinătatea norilor moleculari din care s-au format. Unele, deși nu toate, includ stele OB. Reprezentanții asociației au vârste și compoziție chimică similare, precum și direcția vectorului viteză.
Asociații RAsociațiile de stele care luminează nebuloasele reflectorizante sunt numite asociații R. [26] Aceste grupuri tinere de stele conțin stele de secvență principală care nu sunt suficient de masive pentru a dispersa norii moleculari în care s-au format aceste stele. [27] Acest fapt ne permite să investigăm proprietățile norului care înconjoară stele. Deoarece asociațiile R sunt mai numeroase decât asociațiile OB, ele pot fi folosite pentru a dezvălui structura brațelor spiralate ale galaxiilor. [33] Un exemplu de asociație R este Unicorn R2 , situat la o distanță de 830 ± 50 pc de Soare. [27]
Dacă rămășițele unei asociații stelare se mișcă coerent în Calea Lactee, atunci ele sunt numite grup în mișcare sau grup cinematic. Grupurile în mișcare pot fi la fel de vechi ca HR 1614 la 2 miliarde de ani, sau la fel de tineri ca grupul AB Doradus la aproximativ 120 de milioane de ani.
Grupurile în mișcare au fost studiate în detaliu de Olin Eggen în anii 1960. [34] O listă cu grupurile tinere aflate în mișcare din apropiere a fost întocmită de López-Santiago și colab.. [35] Cel mai apropiat grup este grupul Ursa Major , care include toate vedetele asterismului Carului Mare , cu excepția lui Dubhe și Benetnash . Soarele se află la granițele exterioare ale grupului, dar nu este inclus în el. Majoritatea reprezentanților grupului sunt localizați în regiunea declinației de +60°, dar datorită apropierii grupului de Soare, unele dintre stelele sale se află chiar în constelația Triunghiului de Sud cu declinații de aproximativ -70°. .
Un flux de stele este o asociație de stele care orbitează în jurul unei galaxii care a fost cândva un cluster globular sau o galaxie pitică care a fost sfâșiată de influența mareelor și întinsă de-a lungul orbitei sale.
| sisteme stelare | |
|---|---|
| Legat de gravitație | |
| Nu este legat de gravitație | |
| Conectat vizual | |