Kinematyka gwiazd - Stellar kinematics

„Prędkość kosmiczna (astronomia)” przekierowuje tutaj. Nie należy jej mylić z prędkością radialną , ruchem własnym lub prędkością swoistą .

W astronomii , gwiezdne kinematyka jest obserwacyjnym badaniu lub pomiar kinematyki lub ruchami gwiazdek w przestrzeni.

Kinematyka gwiazd obejmuje pomiar prędkości gwiazd w Drodze Mlecznej i jej satelitach, a także kinematykę wewnętrzną bardziej odległych galaktyk . Pomiary kinematyki gwiazd w różnych podskładnikach Drogi Mlecznej, w tym w cienkim dysku , grubym dysku , wybrzuszeniu i gwiezdnym halo dostarczają ważnych informacji o powstawaniu i historii ewolucji naszej Galaktyki. Pomiary kinematyczne mogą również identyfikować egzotyczne zjawiska, takie jak hiperszybkie gwiazdy uciekające z Drogi Mlecznej, które są interpretowane jako wynik grawitacyjnych spotkań gwiazd podwójnych z supermasywną czarną dziurą w Centrum Galaktyki .

Kinematyka gwiazd jest pokrewna, ale odrębna od tematu dynamiki gwiazd , która obejmuje teoretyczne badanie lub modelowanie ruchów gwiazd pod wpływem grawitacji . Gwiezdne dynamiczne modele układów, takich jak galaktyki lub gromady gwiazd, są często porównywane lub testowane z danymi kinematycznymi gwiazd w celu zbadania ich historii ewolucyjnej i rozkładów mas oraz wykrycia obecności ciemnej materii lub supermasywnych czarnych dziur poprzez ich grawitacyjny wpływ na gwiazdę. orbity.

Prędkość kosmiczna

Związek między ruchem własnym a składowymi prędkości obiektu. W momencie emisji obiekt znajdował się w odległości d od Słońca i poruszał się z prędkością kątową μ radian/s, czyli μ = v t / d gdzie v t = składowa prędkości poprzeczna do linii widzenia od Słońca. (Wykres ilustruje kąt μ wymiatany w jednostce czasu przy prędkości stycznej v t .)

Składowa ruchu gwiazd w kierunku lub od Słońca, znana jako prędkość radialna , może być mierzona na podstawie przesunięcia widma spowodowanego efektem Dopplera . Poprzeczne lub ruch własny musi być znalezione poprzez szereg pozycyjnych oznaczeń na odległych obiektów. Po określeniu odległości do gwiazdy za pomocą środków astrometrycznych , takich jak paralaksa , można obliczyć prędkość kosmiczną. Jest to rzeczywisty ruch gwiazdy względem Słońca lub lokalnego standardu spoczynku (LSR). Ta ostatnia jest zwykle przyjmowana jako pozycja w obecnym położeniu Słońca, które porusza się po orbicie kołowej wokół Centrum Galaktyki ze średnią prędkością tych pobliskich gwiazd o niskiej dyspersji prędkości. Ruch Słońca względem LSR nazywany jest „osobliwym ruchem Słońca”.

Składniki prędkości przestrzeń w Drodze Mlecznej jest współrzędne galaktyczne zazwyczaj oznaczone U, V i W, podane w km / s, a U dodatni w kierunku centrum Galaktyki V dodatni w kierunku galaktycznej obrotu , i W dodatnie w kierunku północnego bieguna galaktycznego . Szczególny ruch Słońca względem LSR to

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s,

z niepewnością statystyczną (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s i niepewnością systematyczną (1, 2, 0,5) km/s. (Zauważ, że V jest o 7 km/s większe niż oszacowano w 1998 r. przez Dehnen et al.)

Wykorzystanie pomiarów kinematycznych

Kinematyka gwiazd dostarcza ważnych informacji astrofizycznych o gwiazdach i galaktykach, w których się znajdują. Dane kinematyki gwiazd w połączeniu z modelowaniem astrofizycznym dostarczają ważnych informacji o układzie galaktycznym jako całości. Zmierzone prędkości gwiazdowe w najbardziej wewnętrznych regionach galaktyk, w tym w Drodze Mlecznej, dostarczyły dowodów na to, że wiele galaktyk posiada supermasywne czarne dziury w swoim centrum. W odległych regionach galaktyk, takich jak halo galaktyczne, pomiary prędkości gromad kulistych krążących w tych obszarach galaktyk w halo dostarczają dowodów na istnienie ciemnej materii . Oba te przypadki wynikają z kluczowego faktu, że kinematyka gwiazd może być powiązana z ogólnym potencjałem, w jakim gwiazdy są związane. Oznacza to, że jeśli wykonuje się dokładne pomiary kinematyki gwiazdowej dla gwiazdy lub grupy gwiazd krążących w określonym regionie galaktyki, potencjał grawitacyjny i rozkład masy można wywnioskować, biorąc pod uwagę, że potencjał grawitacyjny, z którym związana jest gwiazda, tworzy jej orbitę i służy jako bodziec do jego ruchu gwiezdnego. Przykłady wykorzystania kinematyki połączonej z modelowaniem do budowy układu astrofizycznego obejmują:

  • Rotacja dysku Drogi Mlecznej : Na podstawie ruchów własnych i prędkości radialnych gwiazd w dysku Drogi Mlecznej można wykazać, że istnieje rotacja różnicowa. Łącząc te pomiary ruchów własnych gwiazd i ich prędkości radialnych ze starannym modelowaniem, można uzyskać obraz obrotu dysku Drogi Mlecznej . Lokalny charakter rotacji galaktyki w sąsiedztwie Słońca jest zawarty w stałych Oorta .
  • Elementy strukturalne Drogi Mlecznej : Wykorzystując kinematykę gwiazd, astronomowie konstruują modele, które starają się wyjaśnić ogólną strukturę galaktyczną w kategoriach odrębnych populacji kinematycznych gwiazd. Jest to możliwe, ponieważ te odrębne populacje często znajdują się w określonych regionach galaktyk. Na przykład w Drodze Mlecznej istnieją trzy podstawowe składniki, z których każdy ma swoją własną odrębną kinematykę gwiazdy: dysk , halo i wybrzuszenie lub pręt . Te grupy kinematyczne są ściśle powiązane z populacjami gwiazd w Drodze Mlecznej, tworząc silną korelację między ruchem a składem chemicznym, co wskazuje na różne mechanizmy powstawania. W przypadku Drogi Mlecznej prędkość gwiazd dyskowych wynosi a RMS ( średniokwadratowa ) prędkość w stosunku do tej prędkości . W przypadku gwiazd z populacją wypukłą, prędkości są losowo zorientowane z większą względną prędkością RMS i brakiem netto prędkości kołowej. Galaktyczne halo gwiezdne składa się z gwiazd, których orbity rozciągają się na zewnętrzne regiony galaktyki. Niektóre z tych gwiazd będą stale krążyć daleko od centrum Galaktyki, podczas gdy inne poruszają się po trajektoriach, które przenoszą je na różne odległości od centrum Galaktyki. Te gwiazdy mają niewielką lub żadną średnią rotację. Wiele gwiazd z tej grupy należy do gromad kulistych, które uformowały się dawno temu, a zatem mają odrębną historię powstawania, którą można wywnioskować z ich kinematyki i słabej metalizacji. Halo może być dalej podzielone na halo wewnętrzne i zewnętrzne, przy czym halo wewnętrzne ma netto ruch postępowy względem Drogi Mlecznej, a zewnętrzne netto ruch wsteczny .
  • Galaktyki zewnętrzne : Obserwacje spektroskopowe galaktyk zewnętrznych pozwalają scharakteryzować ruch masowy zawartych w nich gwiazd. Chociaż te populacje gwiezdne w galaktykach zewnętrznych generalnie nie są rozdzielone do poziomu, na którym można śledzić ruch pojedynczych gwiazd (z wyjątkiem najbliższych galaktyk), pomiary kinematyki zintegrowanej populacji gwiazd wzdłuż linii widzenia dostarczają informacji, w tym średnią prędkość i dyspersję prędkości, które można następnie wykorzystać do wywnioskowania rozkładu masy w galaktyce. Pomiar średniej prędkości w funkcji położenia dostarcza informacji o rotacji galaktyki, z wyraźnymi obszarami galaktyki, które są przesunięte ku czerwieni / niebieskiemu w stosunku do prędkości systemowej galaktyki .
  • Rozkłady masy : Poprzez pomiary kinematyki obiektów znacznikowych, takich jak gromady kuliste i orbity pobliskich satelitarnych galaktyk karłowatych , możemy określić rozkład masy Drogi Mlecznej lub innych galaktyk. Osiąga się to poprzez połączenie pomiarów kinematycznych z modelowaniem dynamicznym.

Ostatnie postępy dzięki Gaia

Oczekiwany ruch 40 000 gwiazd w ciągu najbliższych 400 tysięcy lat, określony przez Gaia EDR3.

W 2018 r. wydanie danych Gaia 2 przyniosło bezprecedensową liczbę wysokiej jakości pomiarów kinematycznych gwiazd, a także pomiarów paralaksy gwiazd, które znacznie pogłębią naszą wiedzę na temat struktury Drogi Mlecznej. Dane Gaia umożliwiły również określenie ruchów własnych wielu obiektów, których ruchy własne były wcześniej nieznane, w tym absolutnych ruchów własnych 75 gromad kulistych krążących w odległości do 21 kpc. Ponadto zmierzono również bezwzględne ruchy własne pobliskich karłowatych galaktyk sferoidalnych , co dostarczyło Drogi Mlecznej wielu wskaźników masy. Ten wzrost dokładności pomiaru absolutnego ruchu własnego na tak dużych odległościach jest znaczącym postępem w porównaniu z poprzednimi przeglądami, takimi jak te przeprowadzone za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a .

Typy kinematyczne gwiazd

Gwiazdy w galaktykach można klasyfikować na podstawie ich kinematyki. Na przykład gwiazdy w Drodze Mlecznej można podzielić na dwie ogólne populacje, w oparciu o ich metaliczność lub proporcję pierwiastków o liczbie atomowej wyższej niż hel. Wśród pobliskich gwiazd stwierdzono, że gwiazdy z populacji I o wyższej metaliczności zazwyczaj znajdują się w dysku gwiezdnym, podczas gdy starsze gwiazdy populacji II znajdują się na losowych orbitach z niewielką rotacją netto. Te ostatnie mają eliptyczne orbity nachylone do płaszczyzny Drogi Mlecznej. Porównanie kinematyki pobliskich gwiazd również doprowadziło do identyfikacji asocjacji gwiazdowych . Są to najprawdopodobniej grupy gwiazd, które mają wspólny punkt pochodzenia w gigantycznych obłokach molekularnych.

Istnieje wiele dodatkowych sposobów klasyfikowania gwiazd na podstawie ich zmierzonych składowych prędkości, a to dostarcza szczegółowych informacji o naturze czasu formowania się gwiazdy, jej obecnej lokalizacji i ogólnej strukturze galaktyki. Gdy gwiazda porusza się w galaktyce, wygładzony potencjał grawitacyjny wszystkich innych gwiazd i innej masy w galaktyce odgrywa dominującą rolę w określaniu ruchu gwiazd. Kinematyka gwiazd może dostarczyć wglądu w położenie, w którym uformowała się gwiazda w galaktyce. Pomiary kinematyki pojedynczej gwiazdy mogą zidentyfikować gwiazdy, które są szczególnymi wartościami odstającymi, takimi jak gwiazdy o dużej prędkości poruszające się znacznie szybciej niż jej pobliscy sąsiedzi.

Gwiazdy o dużej prędkości

W zależności od definicji, gwiazda o dużej prędkości to gwiazda poruszająca się szybciej niż 65 km/s do 100 km/s w stosunku do średniego ruchu gwiazd w sąsiedztwie Słońca. Prędkość jest również czasami określana jako naddźwiękowa w stosunku do otaczającego ośrodka międzygwiazdowego. Trzy typy gwiazd o dużej prędkości to: gwiazdy uciekające, gwiazdy halo i gwiazdy hiperprędkości. Gwiazdy o dużych prędkościach zostały zbadane przez Jana Oorta, który wykorzystał swoje dane kinematyczne do przewidzenia, że ​​gwiazdy o dużych prędkościach mają bardzo małą prędkość styczną.

Uciekające gwiazdy

Cztery uciekające gwiazdy przedzierają się przez obszary gęstego gazu międzygwiazdowego i tworzą jasne fale łukowe oraz ciągnące się ogony świecącego gazu. Gwiazdy na tych zdjęciach z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a należą do 14 młodych, uciekających gwiazd zauważonych przez Advanced Camera for Surveys między październikiem 2005 r. a lipcem 2006 r.

Uciekająca gwiazda to taka, która porusza się w przestrzeni z nienormalnie dużą prędkością w stosunku do otaczającego ją ośrodka międzygwiazdowego . Właściwy ruch z rozpędzonym gwiazdy często wskazuje dokładnie dala od gwiazdowego stowarzyszenia , którego gwiazdą był dawniej członkiem, zanim został on rzucił się.

Mechanizmy, które mogą doprowadzić do powstania uciekającej gwiazdy, obejmują:

  • Oddziaływania grawitacyjne między gwiazdami w układzie gwiazdowym mogą skutkować dużymi przyspieszeniami jednej lub więcej zaangażowanych gwiazd. W niektórych przypadkach gwiazdy mogą nawet zostać wyrzucone. Może się to zdarzyć w pozornie stabilnych układach gwiazd składających się tylko z trzech gwiazd, jak opisano w badaniach problemu trzech ciał w teorii grawitacji.
  • Kolizja lub bliskie spotkanie między układami gwiezdnymi , w tym galaktykami, może spowodować zakłócenia w obu układach, a niektóre gwiazdy zostaną przyspieszone do dużych prędkości, a nawet wyrzucone. Przykładem na dużą skalę jest oddziaływanie grawitacyjne między Drogą Mleczną a Wielkim Obłokiem Magellana .
  • Supernowa eksplozji w wielokrotnej gwiazdy systemu może przyspieszyć zarówno resztki supernowej oraz pozostałych gwiazd do wysokich prędkościach.

Wiele mechanizmów może przyspieszyć tę samą uciekającą gwiazdę. Na przykład masywna gwiazda, która pierwotnie została wyrzucona w wyniku interakcji grawitacyjnych z jej gwiezdnymi sąsiadami, może sama przejść w stan supernowej , wytwarzając pozostałość o prędkości modulowanej przez kopnięcie supernowej. Jeśli ta supernowa pojawi się w bardzo bliskim sąsiedztwie innych gwiazd, możliwe jest, że w tym procesie może wytworzyć więcej uciekinierów.

Przykładem pokrewnego zestawu uciekających gwiazd jest przypadek AE Aurigae , 53 Arietis i Mu Columbae , z których wszystkie oddalają się od siebie z prędkością ponad 100 km/s (dla porównania Słońce porusza się przez Drogę Mleczną około 20 km/s szybciej niż lokalna średnia). Śledząc ich ruchy wstecz, ich ścieżki przecinają się w pobliżu Mgławicy Oriona około 2 miliony lat temu. Uważa się, że Pętla Barnarda jest pozostałością po supernowej, która wystrzeliła inne gwiazdy.

Innym przykładem jest obiekt rentgenowski Vela X-1 , w którym techniki fotocyfrowe ujawniają obecność typowej naddźwiękowej hiperboli uderzeniowej łuku .

Gwiazdy Halo

Zobacz także: galaktyczne halo

Gwiazdy Halo to bardzo stare gwiazdy, które nie dzielą ruchu Słońca ani większości innych gwiazd w sąsiedztwie Słońca, które poruszają się po podobnych kołowych orbitach wokół centrum Drogi Mlecznej, w jej dysku. Zamiast tego gwiazdy halo poruszają się po orbitach eliptycznych, często nachylonych do dysku, co zabiera je znacznie powyżej i poniżej płaszczyzny Drogi Mlecznej. Chociaż ich prędkości orbitalne w Drodze Mlecznej mogą nie być szybsze niż prędkości Słońca, ich różne ścieżki skutkują wysokimi prędkościami względnymi.

Typowymi przykładami są gwiazdy halo przechodzące przez dysk Drogi Mlecznej pod stromymi kątami. Jedna z najbliższych 45 gwiazd, zwana Gwiazdą Kapteyna , jest przykładem gwiazd o dużej prędkości, które znajdują się w pobliżu Słońca: jej obserwowana prędkość radialna wynosi −245 km/s, a składowe jej prędkości kosmicznej wynoszą u = +19 km / s, v = -288 km / s, a w = -52 km / s.

Gwiazdy hiperprędkości

Pozycje i trajektorie 20 gwiazd o dużej prędkości zrekonstruowane na podstawie danych uzyskanych przez Gaia , nałożone na artystyczny widok Drogi Mlecznej.

Gwiazdy hiperprędkości (oznaczane w katalogach gwiezdnych jako HVS lub HV ) mają znacznie wyższe prędkości niż reszta gwiezdnej populacji galaktyki. Niektóre z tych gwiazd mogą nawet przekraczać prędkość ucieczki galaktyki. W Drodze Mlecznej gwiazdy mają zwykle prędkości rzędu 100 km/s, podczas gdy gwiazdy hiperprędkości mają zazwyczaj prędkości rzędu 1000 km/s. Uważa się, że większość z tych szybko poruszających się gwiazd powstaje w pobliżu centrum Drogi Mlecznej, gdzie populacja tych obiektów jest większa niż dalej. Jedną z najszybszych znanych gwiazd w naszej Galaktyce jest podkarzeł klasy O US 708 , który oddala się od Drogi Mlecznej z całkowitą prędkością około 1200 km/s.

Jack G. Hills po raz pierwszy przewidział istnienie HVS w 1988 r. Zostało to później potwierdzone w 2005 r. przez Warrena Browna, Margaret Geller , Scotta Kenyona i Michaela Kurtza . Do 2008 roku znanych było 10 niezwiązanych HVS , z których jeden prawdopodobnie pochodził z Wielkiego Obłoku Magellana, a nie z Drogi Mlecznej . Dalsze pomiary umieściły jego pochodzenie w Drodze Mlecznej. Ze względu na niepewność dotyczącą rozkładu masy w Drodze Mlecznej, ustalenie, czy HVS jest niezwiązany, jest trudne. Kolejnych pięć znanych gwiazd o dużej prędkości może być niezwiązanych z Drogą Mleczną, a uważa się, że 16 HVS jest związanych. Najbliższy znany obecnie HVS (HVS2) znajduje się około 19  kpc od Słońca.

Na dzień 1 września 2017 r. zaobserwowano około 20 gwiazd hiperprędkości. Chociaż większość z nich zaobserwowano na półkuli północnej , istnieje możliwość, że HVS można zaobserwować tylko z półkuli południowej .

Uważa się, że w Drodze Mlecznej istnieje około 1000 HVS . Biorąc pod uwagę, że w Drodze Mlecznej znajduje się około 100 miliardów gwiazd , jest to maleńki ułamek (~0,000001%). Wyniki drugiego wydania danych Gaia (DR2) pokazują, że większość gwiazd późnego typu o dużej prędkości ma duże prawdopodobieństwo związania się z Drogą Mleczną. Jednak kandydaci na odległe gwiazdy hiperprędkości są bardziej obiecujące.

W marcu 2019 r. LAMOST-HVS1 był potwierdzoną gwiazdą hiperprędkości wyrzuconą z dysku gwiezdnego Drogi Mlecznej.

W lipcu 2019 roku astronomowie poinformowali o znalezieniu gwiazdy typu A, S5-HVS1 , poruszającej się 1755 km/s (3930 000 mph), szybciej niż jakakolwiek inna wykryta do tej pory gwiazda. Gwiazda znajduje się w konstelacji Grus (lub Żurawia) na południowym niebie i znajduje się około 29 000 ly (1,8 × 10 9  AU) od Ziemi. Mogła zostać wyrzucona z Drogi Mlecznej po interakcji z Sagittarius A* , supermasywną czarną dziurą w centrum galaktyki.

Pochodzenie gwiazd hiperprędkości
Uciekająca gwiazda pędząca z 30 Doradus, zdjęcie wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a.

Uważa się, że HVS pochodzą głównie z bliskich spotkań gwiazd podwójnych z supermasywną czarną dziurą w centrum Drogi Mlecznej . Jeden z dwóch partnerów jest grawitacyjnie przechwytywany przez czarną dziurę (w sensie wejścia na orbitę wokół niej), podczas gdy drugi ucieka z dużą prędkością, stając się HVS. Takie manewry są analogiczne do przechwytywania i wyrzucania obiektów międzygwiazdowych przez gwiazdę.

HVS wywołane przez supernową również mogą być możliwe, chociaż przypuszczalnie są one rzadkie. W tym scenariuszu HVS jest wyrzucany z bliskiego układu podwójnego w wyniku wybuchu supernowej gwiazdy towarzyszącej. Prędkości wyrzutu do 770 km/s, mierzone z galaktycznej ramy spoczynkowej, są możliwe dla gwiazd typu B późnego typu. Ten mechanizm może wyjaśnić pochodzenie HVS, które są wyrzucane z dysku galaktycznego.

Znane gwiazdy HVS to gwiazdy ciągu głównego o masach kilka razy większych od masy Słońca. Oczekuje się również HVS o mniejszych masach i znaleziono kandydatów G/K-karłowatych HVS.

HVS, które weszły do ​​Drogi Mlecznej, pochodziły z galaktyki karłowatej Wielkiego Obłoku Magellana. Kiedy galaktyka karłowata zbliżyła się do centrum Drogi Mlecznej, przeszła intensywne szarpnięcia grawitacyjne. Te holowniki zwiększyły energię niektórych gwiazd tak bardzo, że całkowicie uwolniły się od galaktyki karłowatej i zostały wyrzucone w kosmos, ze względu na efekt doładowania podobny do procy .

Sugeruje się, że niektóre gwiazdy neutronowe poruszają się z podobną prędkością. Może to być związane z HVS i mechanizmem wyrzucania HVS. Gwiazdy neutronowe są pozostałością po eksplozjach supernowych , a ich ekstremalne prędkości są najprawdopodobniej wynikiem asymetrycznej eksplozji supernowej lub utraty bliskiego partnera podczas eksplozji supernowej, która je tworzy. Gwiazda neutronów Rx J0822-4300 , który mierzy się poruszać z prędkością zapisu ponad 1500 km / s (0,5% prędkości światła ) w 2007 roku przez Chandra rentgenowskiej , uważa się, że zostały wytworzone pierwszy sposób.

Jedna z teorii dotyczących zapłonu supernowych typu Ia przywołuje początek fuzji dwóch białych karłów w układzie podwójnym gwiazd, wywołując eksplozję masywniejszego białego karła. Jeśli mniej masywny biały karzeł nie zostanie zniszczony podczas eksplozji, nie będzie już związany grawitacyjnie ze swoim zniszczonym towarzyszem, co spowoduje, że opuści układ jako gwiazda hiperprędkościowa z przedeksplozyjną prędkością orbitalną wynoszącą 1000–2500 km/s. W 2018 roku trzy takie gwiazdy zostały odkryte na podstawie danych z satelity Gaia.

Częściowa lista HVS

Do 2014 roku znanych było dwadzieścia HVS.

Grupy kinematyczne

Zbiór gwiazd o podobnym ruchu w przestrzeni i wieku jest znany jako grupa kinematyczna. Są to gwiazdy, które mogą mieć wspólne pochodzenie, takie jak parowanie gromady otwartej , pozostałości regionu formowania się gwiazd lub kolekcje nakładających się na siebie wybuchów formowania się gwiazd w różnych okresach czasu w sąsiednich regionach. Większość gwiazd rodzi się w obłokach molekularnych znanych jako gwiezdne żłobki . Gwiazdy uformowane w takim obłoku tworzą związane grawitacyjnie gromady otwarte zawierające od dziesiątek do tysięcy członków o podobnym wieku i składzie. Klastry te dysocjują z czasem. Grupy młodych gwiazd, które uciekły z gromady lub nie są już ze sobą powiązane, tworzą gwiezdne asocjacje. Gdy gwiazdy te starzeją się i rozpraszają, ich związek nie jest już łatwo widoczny i stają się poruszającymi się grupami gwiazd.

Astronomowie są w stanie określić, czy gwiazdy należą do grupy kinematycznej, ponieważ mają ten sam wiek, metaliczność i kinematykę ( prędkość radialna i ruch własny ). Ponieważ gwiazdy w poruszającej się grupie uformowały się w pobliżu i prawie w tym samym czasie z tego samego obłoku gazu, chociaż później zostały zakłócone przez siły pływowe, mają podobne cechy.

Gwiezdne stowarzyszenia

Główny artykuł: Stellar Association

Asocjacja gwiezdna to bardzo luźna gromada gwiazd , której gwiazdy mają wspólne pochodzenie, ale stały się niezwiązane grawitacyjnie i nadal poruszają się razem w przestrzeni. Stowarzyszenia są identyfikowane przede wszystkim na podstawie ich wspólnych wektorów ruchu i wieku. Identyfikacja według składu chemicznego jest również wykorzystywana do uwzględniania członkostwa w stowarzyszeniach.

Asocjacje gwiezdne zostały po raz pierwszy odkryte przez ormiańskiego astronoma Wiktora Ambartsumiana w 1947 roku. Konwencjonalna nazwa stowarzyszenia wykorzystuje nazwy lub skróty konstelacji (lub konstelacji), w których się znajdują; typ powiązania i czasami identyfikator liczbowy.

Rodzaje

Podczerwieni ESO jest Vista widok gwiazdowego żłobka w Monoceros .

Viktor Ambartsumian jako pierwszy podzielił gwiezdne asocjacje na dwie grupy, OB i T, na podstawie właściwości ich gwiazd. Trzecia kategoria, R, została później zasugerowana przez Sidneya van den Bergha dla skojarzeń, które oświetlają mgławice refleksyjne . Asocjacje OB, T i R tworzą kontinuum młodych ugrupowań gwiazdowych. Ale obecnie nie jest pewne, czy są one sekwencją ewolucyjną, czy też reprezentują jakiś inny czynnik w działaniu. Niektóre grupy wyświetlają również właściwości obu asocjacji OB i T, więc kategoryzacja nie zawsze jest jednoznaczna.

stowarzyszenia OB

Carina OB1 , duże stowarzyszenie OB.

Młode asocjacje będą zawierać od 10 do 100 masywnych gwiazd klasy spektralnej O i B i znane są jako asocjacje OB . Ponadto asocjacje te zawierają również setki lub tysiące gwiazd o małej i średniej masie. Uważa się, że członkowie stowarzyszenia tworzą się w tej samej małej objętości wewnątrz gigantycznego obłoku molekularnego . Po zdmuchnięciu otaczającego pyłu i gazu pozostałe gwiazdy zostają uwolnione i zaczynają się oddalać. Uważa się, że większość wszystkich gwiazd w Drodze Mlecznej powstała w asocjacjach OB. Gwiazdy klasy O są krótkotrwałe i wygasną jako supernowe po około milionie lat. W rezultacie stowarzyszenia OB mają na ogół zaledwie kilka milionów lat lub mniej. Gwiazdy OB w stowarzyszeniu spalą całe swoje paliwo w ciągu dziesięciu milionów lat. (Porównaj to z obecnym wiekiem Słońca na około pięć miliardów lat.)

Hipparcos satelitarnych wykonanych pomiarów, który znajduje się kilkanaście związki OB 650 parsekach z Sun. Najbliższym asocjacją OB jest Stowarzyszenie Scorpius-Centaurus , znajdujące się około 400 lat świetlnych od Słońca .

Asocjacje OB zostały również znalezione w Wielkim Obłoku Magellana i Galaktyce Andromedy . Te asocjacje mogą być dość rzadkie, obejmując średnicę 1500 lat świetlnych.

Stowarzyszenia T

Młode grupy gwiazd mogą zawierać pewną liczbę młodych gwiazd T Tauri , które wciąż są w trakcie wchodzenia w ciąg główny . Te nieliczne populacje do tysiąca T Tauri gwiazd znana jako stowarzyszenia T . Najbliższym przykładem jest asocjacja Taurus-Auriga T ( skojarzenie Tau-Aur T), znajdująca się w odległości 140 parseków od Słońca. Inne przykłady związków T obejmują R Korona Południowa T związek , w związek toczeń T , ten związek Chamaeleon T i związek Velorum T . Asocjacje T często znajdują się w pobliżu obłoku molekularnego, z którego powstały. Niektóre, ale nie wszystkie, obejmują gwiazdy klasy O–B. Członkowie grupy mają ten sam wiek i pochodzenie, ten sam skład chemiczny, tę samą amplitudę i kierunek wektora prędkości.

stowarzyszenia R

Asocjacje gwiazd, które oświetlają mgławice refleksyjne, nazywane są asocjacjami R , nazwa zasugerowana przez Sidneya van den Bergha po tym, jak odkrył, że gwiazdy w tych mgławicach mają niejednorodny rozkład. Te młode zgrupowania gwiazd zawierają gwiazdy ciągu głównego, które nie są wystarczająco masywne, aby rozproszyć obłoki międzygwiazdowe, w których powstały. Dzięki temu astronomowie mogą badać właściwości otaczającego ciemnego obłoku. Ponieważ asocjacji R jest więcej niż asocjacji OB, można ich użyć do prześledzenia struktury galaktycznych ramion spiralnych. Przykładem skojarzenia R jest Monoceros R2 , położony 830 ± 50 parseków od Słońca.

Przenoszenie grup

Dalsze informacje: Lista pobliskich gwiezdnych stowarzyszeń i grup ruchomych
Ursa Major Moving Group , najbliższa na Ziemi ruchoma grupa gwiezdna.

Jeśli pozostałości gwiezdnej asocjacji dryfują przez Drogę Mleczną jako w pewnym stopniu spójny zespół, wówczas określa się je jako ruchomą grupę lub grupę kinematyczną . Ruchome grupy mogą być stare, takie jak HR 1614 w wieku dwóch miliardów lat, lub młode, takie jak AB Dor Moving Group w wieku zaledwie 120 milionów lat.

Ruchome grupy były intensywnie badane przez Olina Eggena w latach sześćdziesiątych. Lista najbliższych młodych grup przeprowadzkowych została opracowana przez López-Santiago et al. Najbliższa jest Ursa Major Moving Group, która obejmuje wszystkie gwiazdy w asteryzmie Pług/Wielki Wóz z wyjątkiem α Ursae Majoris i η Ursae Majoris . To jest wystarczająco blisko, aby Słońce leżało na swoich zewnętrznych obrzeżach, nie będąc częścią grupy. Dlatego też, chociaż członkowie są skoncentrowani na deklinacjach w pobliżu 60°N, niektóre odstające elementy znajdują się tak daleko na niebie, jak Trójkąt Australe na 70°S.

Lista młodych grup przeprowadzkowych stale się zmienia. Narzędzie Banyan Σ obecnie zawiera listę 29 pobliskich młodych grup przemieszczających się. Ostatnie dodatki do pobliskich grup przemieszczających się to Stowarzyszenie Volans-Carina (VCA), odkryte za pomocą Gaia oraz Stowarzyszenie Argus (ARG), potwierdzone za pomocą Gai. Przenoszenie grup może czasami być dalej podzielone na mniejsze odrębne grupy. Stwierdzono, że kompleks Great Austral Young Association (GAYA) jest podzielony na ruchome grupy Carina , Columba i Tucana-Horologium . Te trzy Asocjacje nie różnią się zbytnio od siebie i mają podobne właściwości kinematyczne.

Młode poruszające się grupy mają dobrze znany wiek i mogą pomóc w scharakteryzowaniu obiektów o trudnym do oszacowania wieku , takich jak brązowe karły . Członkowie pobliskich młodych ruchomych grup są również kandydatami do bezpośrednio obrazowanych dysków protoplanetarnych , takich jak TW Hydrae lub bezpośrednio obrazowanych egzoplanet , takich jak Beta Pictoris b lub GU Psc b .

Gwiezdne strumienie

Zobacz także: Lista gwiezdnych strumieni

Gwiezdny strumień jest stowarzyszeniem gwiazdek orbitujących na galaktykę , która była niegdyś gromady kulistej lub galaktyki karłowatej , która została obecnie rozdartym i rozciągnięta wzdłuż orbity przez siły pływowe.

Znane grupy kinematyczne

Niektóre pobliskie grupy kinematyczne obejmują:

Zobacz też

Bibliografia

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki

Magnetar, najbardziej magnetyczne gwiazdy we wszechświecie – Moja przestrzeń