Войти
В астрономии, звездная кинематика является наблюдательным исследованием или измерение кинематики или движения звезд в пространстве.
Звездная кинематика включает в себя измерение звездных скоростей в Млечном Пути и его спутниках, а также внутреннюю кинематику более удаленных галактики. Измерение кинематики звезд в различных субкомпонентах Млечного Пути, включая тонкий диск, толстый диск, балдж и звездное гало. предоставляет важную информацию о формировании и эволюционной истории нашей Галактики. Кинематические измерения могут также идентифицировать экзотические явления, такие как бегство сверхскоростных звезд из Млечного Пути, которые интерпретируются как результат гравитационных столкновений двойных звезд с сверхмассивной черной дырой в Центре Галактики.
Кинематика звезд связана, но отличается от предмета звездной динамики, который включает теоретическое изучение или моделирование движений звезд под действием гравитации. Звездно-динамические модели систем, таких как галактики или звездные скопления, часто сравниваются или проверяются на основе звездно-кинематических данных для изучения их эволюционной истории и распределения масс, а также для обнаружения присутствия темной материи или сверхмассивные черные дыры из-за их гравитационного воздействия на звездные орбиты.
Отношение между собственным движением и компонентами скорости объекта. Во время излучения объект находился на расстоянии d от Солнца и двигался с угловой скоростью μ рад / с, то есть μ = v t / d с v t = составляющая скорости поперек луча зрения от Солнца. (На диаграмме показан угол μ, выметаемый за единицу времени при тангенциальной скорости v t.)Компонент движения звезды к Солнцу или от него, известный как лучевая скорость, может быть измерен по сдвигу спектра, вызванному с помощью эффекта Доплера. Поперечное, или собственное движение должно быть найдено путем выполнения серии определений положения относительно более удаленных объектов. После определения расстояния до звезды с помощью астрометрический означает, например, параллакс, может быть вычислена пространственная скорость. Это фактическое движение звезды относительно Солнца или местного стандарта покоя (LSR). Последнее обычно принимается как положение в нынешнем местоположении Солнца, которое следует по круговой орбите вокруг Галактического центра со средней скоростью этих близких звезд с низкой дисперсией скоростей. Движение Солнца с по отношению к LSR называется "пекулярным движением Солнца".
Компоненты пространственной скорости в Млечном Пути Галактическая система координат обычно обозначается U, V и W в км / с, где U положительно в направлении центра Галактики, V положительно в направлении вращения галактики, и W положительна в направлении Северного галактического полюса. Пекулярное движение Солнца относительно LSR составляет
со статистической неопределенностью (+ 0,69−0,75, + 0,47−0,47)., + 0,37−0,36) км / с и систематическая погрешность (1, 2, 0,5) км / с. (Обратите внимание, что V на 7 км / с больше, чем было оценено в 1998 г. Дененом и др.)
Звездная кинематика дает важную астрофизическую информацию о звездах., и галактики, в которых они находятся. Данные звездной кинематики в сочетании с астрофизическим моделированием дают важную информацию о галактической системе в целом. Измеренные скорости звезд в самых внутренних областях галактик, включая Млечный Путь, предоставили доказательства того, что многие галактики содержат сверхмассивные черные дыры в центре. В более далеких областях галактик, таких как галактическое гало, измерения скорости шаровых скоплений, вращающихся в этих областях гало галактик, свидетельствуют о темной материи. Оба этих случая вытекают из ключевого факта, что кинематика звезд может быть связана с общим потенциалом, в котором звезды связаны. Это означает, что если точные измерения звездной кинематики выполнены для звезды или группы звезд, вращающихся по орбите в определенной области галактики, можно сделать вывод о гравитационном потенциале и распределении масс, учитывая, что гравитационный потенциал, в котором звезда связана, создает ее орбиту и служит толчком для ее звездного движения. Примеры использования кинематики в сочетании с моделированием для построения астрофизической системы:
и среднеквадратичная (среднеквадратичная ) скорость относительно этой скорости 
. Для звезд населения балджа скорости ориентированы случайным образом с большей относительной среднеквадратичной скоростью 
и без чистой круговой скорости. Галактическое звездное гало состоит из звезд, орбиты которых простираются до внешних областей галактики. Некоторые из этих звезд будут постоянно двигаться по орбите вдали от центра Галактики, в то время как другие движутся по траекториям, которые переносят их на различные расстояния от центра Галактики. Эти звезды практически не имеют среднего вращения. Многие звезды в этой группе принадлежат к шаровым скоплениям, которые сформировались давно, и поэтому имеют отчетливую историю формирования, о которой можно судить по их кинематике и плохой металличности. Гало может быть далее подразделено на внутреннее и внешнее гало, причем внутреннее гало имеет чистое прямое движение по отношению к Млечному Пути, а внешнее - чистое ретроградное движение.В 2018 г. Gaia выпуск 2 данных дал беспрецедентное количество высококачественных звездных кинематических измерений, как а также измерения звездного параллакса, которые значительно улучшат наше понимание структуры Млечного Пути. Данные Gaia также позволили определить собственные движения многих объектов, собственные движения которых были ранее неизвестны, включая абсолютные собственные движения 75 шаровых скоплений, вращающихся на расстоянии до 21 кпк. Кроме того, были также измерены абсолютные собственные движения ближайших карликовых сфероидальных галактик, что позволило получить множество индикаторов массы Млечного Пути. Такое повышение точности измерения абсолютного собственного движения на таких больших расстояниях является значительным улучшением по сравнению с предыдущими исследованиями, такими как те, что проводились с помощью космического телескопа Хаббла.
Звезды в галактиках могут быть классифицированы на основе их кинематики. Например, звезды в Млечном Пути можно разделить на две общие популяции на основе их металличности или доли элементов с атомными номерами выше, чем у гелия. Среди ближайших звезд было обнаружено, что звезды популяции I с более высокой металличностью обычно расположены в звездном диске, в то время как более старые звезды популяции II находятся на случайных орбитах с небольшим чистым вращением. Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости Млечного Пути. Сравнение кинематики ближайших звезд также привело к выявлению звездных ассоциаций. Скорее всего, это группы звезд, которые имеют общую точку происхождения в гигантских молекулярных облаках.
Есть много дополнительных способов классификации звезд на основе их измеренных компонент скорости, и это дает подробную информацию о природе время образования звезды, ее нынешнее местоположение и общая структура галактики. Когда звезда движется в галактике, сглаженный гравитационный потенциал всех других звезд и другой массы в галактике играет доминирующую роль в определении звездного движения. Звездная кинематика может дать представление о том, где в галактике образовалась звезда. Измерения кинематики отдельной звезды могут идентифицировать звезды, которые являются своеобразными выбросами, такими как высокоскоростная звезда, движущаяся намного быстрее, чем ее ближайшие соседи.
В зависимости от определения, звезда с высокой скоростью - это звезда, движущаяся со скоростью более 65 км / с до 100 км / с относительно среднее движение звезд в окрестностях Солнца. Скорость также иногда определяют как сверхзвуковой относительно окружающей межзвездной среды. К трем типам высокоскоростных звезд относятся: убегающие звезды, звезды с гало и сверхскоростные звезды. Высокоскоростные звезды были изучены Яном Оорт, который использовал свои кинематические данные, чтобы предсказать, что у высокоскоростных звезд очень небольшая тангенциальная скорость.
Четыре убегающих звезды, пробивающиеся через области плотного межзвездного газа и создавая яркие волны из лука и хвосты светящегося газа. Звезды на этих изображениях космического телескопа НАСА Хаббл входят в число 14 молодых убегающих звезд, замеченных усовершенствованной камерой для исследований в период с октября 2005 г. по июль 2006 г. Убегающая звезда - это звезда, движущаяся в космосе с аномально высокой скоростью относительно окружающей межзвездной среды. собственное движение убегающей звезды часто указывает точно от звездной ассоциации, членом которой раньше была звезда, прежде чем она была выброшена.
Механизмы, которые могут вызвать сбегающую звезду, включают:
Несколько механизмов могут ускорить одну и ту же убегающую звезду. Например, массивная звезда, которая первоначально была выброшена из-за гравитационного взаимодействия со своими звездными соседями, сама может стать сверхновой, создав остаток со скоростью, модулируемой ударом сверхновой. Если эта сверхновая возникает в непосредственной близости от других звезд, возможно, что она может произвести еще больше убегающих звезд.
Примером связанного набора убегающих звезд является случай AE Aurigae, 53 Arietis и Mu Columbae, все из которых удаляются друг от друга со скоростью более 100 км / с (для сравнения, Солнце движется через Млечный Путь примерно на 20 км / с быстрее, чем в среднем по местному времени). Отслеживая их движения назад, их пути пересекаются около туманности Ориона около 2 миллионов лет назад. Петля Барнарда считается остатком сверхновой, запустившей другие звезды.
Другим примером является рентгеновский объект Vela X-1, где цифровые фототехники обнаруживают наличие типичной сверхзвуковой гиперболы головной ударной волны.
Звезды гало - очень старые звезды, которые не разделяют движение Солнца или большинства других звезд в окрестностях Солнца, которые находятся по аналогичным круговым орбитам вокруг центра Млечного Пути в его диске. Вместо этого звезды-гало движутся по эллиптическим орбитам, часто наклоненным к диску, которые уводят их значительно выше и ниже плоскости Млечного Пути. Хотя их орбитальные скорости в Млечном Пути могут быть не выше, чем у Солнца, их разные траектории приводят к высоким относительным скоростям.
Типичный пример - гало-звезды, проходящие через диск Млечного Пути под крутыми углами. Одна из ближайших 45 звезд, называемая Звездой Каптейна, является примером высокоскоростных звезд, которые лежат около Солнца: ее наблюдаемая лучевая скорость составляет -245 км / с, а компоненты ее пространственной скорости равны u = +19 км / с, v = -288 км / с и w = -52 км / с.
Положения и траектории 20 высокоскоростных звезд, реконструированные на основе данных, полученных Гайей, наложенных поверх художественного изображения Млечного Пути. Гиперскорость. звезды (обозначенные как HVS или HV в звездных каталогах) имеют значительно более высокие скорости, чем остальная часть звездного населения галактики. Некоторые из этих звезд могут даже превышать космическую скорость галактики. В Млечном Пути звезды обычно имеют скорости порядка 100 км / с, тогда как гиперскоростные звезды обычно имеют скорости порядка 1000 км / с. Считается, что большинство из этих быстро движущихся звезд образуются вблизи центра Млечного Пути, где население этих объектов больше, чем дальше. Одна из самых быстрых известных звезд в нашей Галактике - субкарлик O-класса US 708, который удаляется от Млечного Пути с общей скоростью около 1200 км / с.
Джек Г. Хиллс впервые предсказал существование HVS в 1988 году. Позднее это было подтверждено в 2005 году Уорреном Брауном, Маргарет Геллер и Майклом Курцем. По состоянию на 2008 год было известно 10 несвязанных HVS, одно из которых, как полагают, возникло из Большого Магелланова Облака, а не из Млечного Пути. Дальнейшие измерения поместили его источник в Млечный Путь. Из-за неопределенности относительно распределения массы в пределах Млечного Пути трудно определить, является ли HVS свободным. Еще пять известных высокоскоростных звезд могут быть не связаны с Млечным путем, и 16 HVS считаются связанными. Ближайший известный в настоящее время HVS (HVS2) находится примерно в 19 кпк от Солнца.
По состоянию на 1 сентября 2017 г. было обнаружено около 20 сверхскоростных звезд. Хотя большинство из них наблюдались в Северном полушарии, остается возможность, что есть HVS, наблюдаемые только в Южном полушарии.
Считается, что около 1000 HVS существует в Млечном. Путь. Учитывая, что в Млечном Пути около 100 миллиардов звезд, это мизерная доля (~ 0,000001%). Результаты второго выпуска данных Gaia (DR2) показывают, что большинство высокоскоростных звезд поздних типов имеют высокую вероятность быть привязанными к Млечному Пути. Однако кандидаты в далекие сверхскоростные звезды выглядят более многообещающими.
В марте 2019 года сообщалось, что это подтвержденная сверхскоростная звезда, выброшенная из звездного диска галактики Млечный Путь.
В июле 2019 года астрономы сообщили о находке звезды A-типа, S5-HVS1, движущейся 1755 км / с (3 930 000 миль в час), быстрее, чем любая другая звезда, обнаруженная до сих пор. Звезда находится в созвездии Grus (или Crane) на южном небе и находится примерно в 29000 св. Лет (1,8 × 10 а.е.) от Земли. Возможно, он был выброшен из Млечного Пути после взаимодействия с Стрельцом A *, сверхмассивной черной дырой в центре галактики.
Сбежавшая звезда, движущаяся с высоты 30 дораду, изображение получено космическим телескопом Хаббла. Считается, что HVS преимущественно возникают в результате близких столкновений двойных звезд с сверхмассивной черной дырой в центр Млечного Пути. Один из двух партнеров гравитационно захвачен черной дырой (в смысле выхода на орбиту вокруг нее), в то время как другой улетает с высокой скоростью, превращаясь в HVS. Такие маневры аналогичны захвату и выбросу межзвездных объектов звездой.
HVS, индуцированные сверхновой, также возможны, хотя предположительно они встречаются редко. В этом сценарии HVS выбрасывается из тесной двойной системы в результате взрыва сверхновой звезды-компаньона. Для B-звезд позднего типа возможны скорости выброса до 770 км / с по системе галактического покоя. Этот механизм может объяснить происхождение HVS, выбрасываемых из галактического диска.
Известные HVS - это звезды главной последовательности, масса которых в несколько раз больше массы Солнца. Также ожидаются HVS с меньшими массами, и были найдены кандидаты в G / K-карлики HVS.
HVS, попавшие в Млечный Путь, пришли из карликовой галактики Большое Магелланово Облако. Когда карликовая галактика приблизилась к центру Млечного Пути, она испытала сильные гравитационные рывки. Эти буксиры настолько увеличили энергию некоторых звезд, что они полностью вырвались из карликовой галактики и были брошены в космос из-за подобного рогатке эффекта ускорения.
Предполагается, что некоторые нейтронные звезды движутся с аналогичной скоростью. Это могло быть связано с HVS и механизмом выброса HVS. Нейтронные звезды - это остатки взрывов сверхновых, и их экстремальные скорости, скорее всего, являются результатом асимметричного взрыва сверхновой или потери их ближайшего партнера во время взрывов сверхновых, которые их образуют. Нейтронная звезда RX J0822-4300, движущаяся с рекордной скоростью более 1500 км / с (0,5% от скорости света ) в 2007 г. с помощью Рентгеновская обсерватория Чандра, как полагают, была создана первым способом.
Одна теория, касающаяся воспламенения сверхновых типа Ia, предполагает начало слияния двух белых карликов в двойной звездной системе, вызывая взрыв более массивного белого карлика. Если менее массивный белый карлик не будет разрушен во время взрыва, он больше не будет гравитационно привязан к своему разрушенному компаньону, заставляя его покинуть систему в виде сверхскоростной звезды с ее предвзрывной орбитальной скоростью 1000–2500 км / с. В 2018 году три такие звезды были обнаружены по данным спутника Gaia.
По состоянию на 2014 год было известно двадцать HVS.
Набор звезд с одинаковым движением в пространстве и возрастом известен как кинематическая группа. Это звезды, которые могут иметь общее происхождение, например, испарение рассеянное скопление, остатки области звездообразования или совокупности перекрывающихся вспышек звездообразования в разные периоды времени в соседних регионах. Большинство звезд рождаются в молекулярных облаках, известных как звездные питомники s. Звезды, сформированные в таком облаке, составляют гравитационно связанные рассеянные скопления, содержащие от десятков до тысяч членов с одинаковым возрастом и составом. Эти кластеры со временем диссоциируют. Группы молодых звезд, которые покидают скопление или больше не связаны друг с другом, образуют звездные ассоциации. По мере того как эти звезды стареют и рассеиваются, их связь становится не очевидной, и они становятся движущимися группами звезд.
Астрономы могут определить, являются ли звезды членами кинематической группы, потому что у них одинаковый возраст, металличность и кинематика (лучевая скорость и собственно движение ). Поскольку звезды в движущейся группе образовались в непосредственной близости и почти в одно и то же время из одного и того же газового облака, хотя позже были разрушены приливными силами, они имеют схожие характеристики.
Звезда ассоциация представляет собой очень рыхлое звездное скопление, звезды которого имеют общее происхождение, но стали гравитационно несвязанными и все еще движутся вместе в космосе. Ассоциации в первую очередь идентифицируются по общим векторам движения и возрасту. Идентификация по химическому составу также используется для определения членства в ассоциациях.
Звездные ассоциации были впервые обнаружены армянским астрономом Виктором Амбарцумяном в 1947 году. Условное название ассоциации использует названия или аббревиатуры созвездия (или созвездия), в которых они расположены; тип ассоциации, а иногда и числовой идентификатор.
Инфракрасный ESO VISTA вид звездного питомника в Единорог.Виктор Амбарцумян первым разделил звездные ассоциации на две группы: OB и T, исходя из свойств их звезд. Третья категория, R, была позже предложена Сидни ван ден Берг для ассоциаций, которые освещают отражательные туманности. Ассоциации OB, T и R образуют континуум молодых звездных группировок. Но в настоящее время неясно, являются ли они эволюционной последовательностью или представляют собой какой-то другой действующий фактор. Некоторые группы также отображают свойства ассоциаций OB и T, поэтому категоризация не всегда однозначна.
Carina OB1, большая OB-ассоциация. Молодые ассоциации будут содержать от 10 до 100 массивных звезд спектрального класса O и B, и известны как ассоциации OB. Кроме того, в эти ассоциации также входят сотни и тысячи звезд малых и средних масс. Считается, что члены ассоциации образуются в том же небольшом объеме внутри гигантского молекулярного облака. Как только окружающая пыль и газ унесены ветром, оставшиеся звезды расстаются и начнут расходиться. Считается, что большинство всех звезд в Млечном Пути образовались в ассоциациях OB. Звезды класса O недолговечны и исчезнут как сверхновые примерно через миллион лет.. В результате возраст ассоциаций акушерства составляет всего несколько миллионов лет или меньше. Звезды O-B в ассоциации сожгут все свое топливо в течение десяти миллионов лет. (Сравните это с нынешним возрастом Солнца, составляющим около пяти миллиардов лет.)
Спутник Hipparcos предоставил измерения, которые выявили дюжину ассоциаций OB в пределах 650 парсек Солнца. Ближайшая ассоциация OB - Ассоциация Скорпиона – Центавра, расположенная примерно в 400 световых годах от Солнца..
OB ассоциации также были обнаружены в Large Магелланово Облако и Галактика Андромеды. Эти ассоциации могут быть довольно редкими, охватывая 1500 световых лет в диаметре.
Молодые звездные группы могут содержать ряд младенческих Т-Тельцов, которые все еще существуют в процессе ввода главной последовательности. Эти редкие популяции, насчитывающие до тысячи звезд Т Тельца, известны как Т-ассоциации. Ближайший пример - ассоциация Тау – Аур Т, расположенная на расстоянии 140 парсек от Солнца. Другие примеры T-ассоциаций: the, the и the. Т-ассоциации часто встречаются в непосредственной близости от молекулярного облака, из которого они образовались. Некоторые, но не все, включают звезды класса O – B. Члены группы имеют одинаковый возраст и происхождение, одинаковый химический состав и одинаковую амплитуду и направление вектора скорости.
Ассоциации звезд, которые освещают отраженные туманности, называются R-ассоциациями. Такое название предложил Сидней ван ден Берг после того, как он обнаружил, что звезды в этих туманностях имели неравномерное распределение. Эти молодые звездные группы содержат звезды главной последовательности, которые недостаточно массивны, чтобы разогнать межзвездные облака, в которых они образовались. Это позволяет астрономам исследовать свойства окружающего темного облака. Поскольку ассоциации R более многочисленны, чем ассоциации OB, их можно использовать для отслеживания структуры спиральных рукавов галактик. Примером R-ассоциации является расположение на расстоянии 830 ± 50 парсек от Солнца.
Движущаяся группа Большой Медведицы, ближайшая к Земле движущаяся группа звезд. Если остатки звездной ассоциации дрейфуют через Млечный Путь как несколько связное скопление, то их называют движущейся группой или кинематической группой . Подвижные группы могут быть старыми, например, движущаяся группа HR 1614, возраст которых составляет два миллиарда лет, или молодыми, например, AB Dor Moving Group, возрастом всего 120 миллионов лет.
Подвижные группы интенсивно изучал Олин Эгген в 1960-х годах. Список ближайших молодых движущихся групп был составлен Лопес-Сантьяго и др. Ближайшей является подвижная группа Большой Медведицы, которая включает все звезды в астеризме Плуг / Большая Медведица , кроме α Большой Медведицы и η Ursae Majoris. Это достаточно близко, чтобы Солнце лежало на его внешних окраинах, не являясь частью группы. Следовательно, хотя члены сконцентрированы в склонениях около 60 ° северной широты, некоторые выбросы находятся так же далеко по небу, как Triangulum Australe на 70 ° южной широты.
Список молодых движущихся групп постоянно пополняется. Инструмент Banyan Σ в настоящее время перечисляет 29 близлежащих молодых движущихся групп. Недавние добавления к ближайшим движущимся группам - это Ассоциация (VCA), обнаруженная с помощью Gaia, и Ассоциация Аргуса (ARG), подтвержденная с помощью Гайя. Иногда движущиеся группы можно подразделить на более мелкие отдельные группы. Было обнаружено, что комплекс Great Austral Young Association (GAYA) подразделяется на движущиеся группы Carina, Columba и Tucana-Horologium. Эти три ассоциации не очень отличаются друг от друга и имеют схожие кинематические свойства.
Молодые движущиеся группы имеют хорошо известный возраст и могут помочь с характеристикой объектов, возраст которых трудно оценить , такие как коричневые карлики. Члены близлежащих молодых движущихся групп также являются кандидатами на получение прямого изображения протопланетных дисков, таких как TW Hydrae, или непосредственно отображаемых экзопланет, таких как Beta Pictoris b или GU Psc b.
A звездный поток - это объединение звезд, вращающихся вокруг галактики, которая когда-то была шаровое скопление или карликовая галактика, которая теперь была разорвана на части и растянута по своей орбите под действием приливных сил.
Некоторые близлежащие кинематические группы включают:
Звездный портал 