Stjärnkinematik är en gren av astronomi som studerar kinematiken , eller stjärnornas rörelse i rymden. Ämnet för forskning om stjärnkinematik inkluderar mätning av hastigheterna för Vintergatans stjärnor och dess satellitgalaxer tillsammans med mätning av den inre kinematiken för mer avlägsna galaxer. Bestämning av de kinematiska egenskaperna hos stjärnor i olika komponenter i Vintergatan, inklusive den tunna skivan , tjockskivan , utbuktningen och stjärngloria, ger viktig information om galaxens bildande och utveckling. Kinematikdata hjälper också till att upptäcka exotiska objekt som hyperhastighetsstjärnor , som vanligtvis tillskrivs gravitationsinteraktionen mellan en dubbelstjärna och ett supermassivt svart hål , Sgr A* , i mitten av galaxen.
Stjärnkinematik är relaterad (men distinkt) till ämnet stjärndynamik , som använder den teoretiska studien eller modelleringen av stjärnors rörelser under påverkan av gravitationen. Modeller av stjärndynamiken hos system som galaxer eller stjärnhopar jämförs ofta med kinematiska data för att studera massans utveckling och fördelning, samt för att upptäcka närvaron av mörk materia eller supermassiva svarta hål genom deras gravitationsinflytande på banorna i banorna. stjärnor.
Beståndsdelen av en stjärnas rörelse mot eller bort från solen, känd som den radiella hastigheten , kan mätas från förskjutningen av linjer i spektrumet på grund av Dopplereffekten . Den tvärgående komponenten (eller egen rörelse ) kan bestämmas från en serie bestämningar av ett objekts position i förhållande till mer avlägsna objekt. När man bestämmer avståndet till en stjärna med astrometriska metoder (som att bestämma parallax) kan rymdhastigheten bestämmas. [1] I det här fallet kommer vi att få en uppskattning av stjärnans rörelse i förhållande till solen eller den lokala vilostandarden . Den lokala vilostandarden definieras som en punkt nära solens nuvarande position, som rör sig i en cirkulär bana runt galaxens centrum med en hastighet lika med medelvärdet för stjärnorna närmast solen med en liten hastighetsspridning. [2] Solens rörelse i förhållande till MSP kallas för solens speciella rörelse.
Komponenterna i Vintergatans rumshastighet i det galaktiska koordinatsystemet betecknas vanligtvis som U, V och W och mäts i km/s, med U positiv i riktning mot galaxens centrum, V positiv i riktningen av galaxens rotation, W positiv i riktning mot galaxens nordpol. [3] Solens speciella rörelse i förhållande till MSP är [4]
(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s,med statistisk osäkerhet (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s och systematisk osäkerhet (1, 2, 0,5) km/s. (Observera att V är 7 km/s högre än uppskattningen som erhölls 1999 av Dehnen och kollegor [ 5] ).
Vintergatans stjärnor kan delas in i två typer av populationer beroende på deras metallicitet eller andelen grundämnen som är tyngre än helium. Bland de närmaste stjärnorna fann man att befolkningen av den första typen, det vill säga stjärnor med högre metallicitet, har lägre radiella hastigheter än de äldre representanterna för den andra typen av befolkning. De senare är i elliptiska banor lutade mot Vintergatans plan. [6] Jämförelse av kinematiska egenskaper hos närliggande stjärnor ledde till upptäckten av stjärnassociationer . Det är förmodligen grupper av stjärnor som har en gemensam födelseplats i ett gigantiskt molekylärt moln . [7]
Det finns tre huvudsakliga kinematiska komponenter i Vintergatan: skivan, gloria och (barred) bulan. Dessa komponenter är nära besläktade med stjärnpopulationerna i Vintergatan, och bildar en stark korrelation mellan rörelseparametrar och kemisk sammansättning. Halon kan delas in i inre och yttre, där den inre gloria har en ordnad rörelse i samma riktning som Vintergatans rotation, och den yttre halon har en retrograd rörelse. [åtta]
Beroende på definitionen inkluderar höghastighetsstjärnor stjärnor som rör sig med en hastighet av 65-100 km/s högre än medelhastigheten för stjärnor i närheten av solen. Ibland definieras hastigheten som överljud i förhållande till det omgivande interstellära mediet . Det finns tre typer av höghastighetsstjärnor: skenande stjärnor , halostjärnor och hyperhastighetsstjärnor.
En skenande stjärna är en stjärna som rör sig genom rymden med extremt hög hastighet i förhållande till det omgivande interstellära mediet. En skenande stjärnas egenrörelse pekar ofta direkt från stjärnassociationen som den skenande stjärnan brukade tillhöra.
Det finns två möjliga mekanismer för bildandet av en skenande stjärna:
Även om båda mekanismerna är möjliga, överväger astronomer vanligtvis mekanismen för bildandet av skenande stjärnor i supernovaexplosioner.
Ett exempel på många skenande stjärnor är fallet med AE Aurigae , 53 Aries , och mu Dove , som rör sig bort från varandra med hastigheter på mer än 100 km/s (som jämförelse, solen rör sig i Vintergatan med en hastighet 20 km/s snabbare än den lokala medelhastigheten). Att spåra dessa stjärnors rörelser i motsatt riktning visade att deras banor korsade sig nära Orionnebulosan för cirka 2 miljoner år sedan. Barnards loop tros vara resterna av en supernova som accelererade resten av stjärnorna.
Ett annat exempel är röntgenkällan Parus X-1 , där fotodigital teknik avslöjade närvaron av en typisk överljudschockvåg.
Höghastighetsstjärnor är mycket gamla stjärnor vars rörelse skiljer sig mycket från solens eller från den för stjärnor i solområdet som befinner sig i liknande cirkulära banor runt Vintergatans centrum. Höghastighetsstjärnor rör sig vanligtvis i elliptiska banor utanför Vintergatans plan. Även om de totala hastigheterna för dessa stjärnor kanske inte överstiger solens hastighet, resulterar skillnaden i banor i höga relativa hastigheter.
Typiska exempel är halostjärnor som passerar genom Vintergatans skiva i hög vinkel. En av de 45 närliggande stjärnorna, Kapteyns stjärna , är en höghastighetsstjärna. Dess observerade radiella hastighet är −245 km/s, rymdhastighetskomponenterna är U = 19 km/s, V = −288 km/s, W = −52 km/s.
Hypervelocity-stjärnor ( eng. Hypervelocity stars , HVS eller HV ) är stjärnor med hastigheter som skiljer sig väsentligt från de som förväntas för en stjärna med normalfördelning av stjärnor i galaxen. Sådana stjärnor kan ha så höga hastigheter att de överskrider flykthastigheten för en galax. [11] Vanliga stjärnor i Vintergatan har hastigheter i storleksordningen 100 km/s, medan hyperhastighetsstjärnor, särskilt nära Vintergatans centrum, har hastigheter i storleksordningen 1 000 km/s.
Existensen av hyperhastighetsstjärnor påpekades först av Jack Hills 1988 [12] och bekräftades senare av Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon och Michael Kurtz 2005. [13] Från och med 2008 var 10 icke-relaterade hyperhastighetsstjärnor kända, varav en tros härstamma från Stora Magellanska molnet . [14] Ytterligare mätningar visade att denna stjärna fortfarande tillhör Vintergatan. [15] På grund av osäkerheten i fördelningen av massan i Vintergatan är det svårt att fastställa anslutningsmöjligheten för en stjärna med hyperhastighet. Fem extra kända hyperhastighetsstjärnor kanske inte är gravitationsmässigt bundna till Vintergatan, medan 16 anses vara det. Den närmast kända hyperhastighetsstjärnan (HVS2) till solen ligger på ett avstånd av 19 kpc från solen.
Man tror att det finns omkring 1000 hyperhastighetsstjärnor i Vintergatan. [16]
Orsaker till uppkomsten av hyperhastighetsstjärnorHyperhastighetsstjärnor tros skapas genom nära möten mellan dubbelstjärnor och det supermassiva svarta hålet i mitten av Vintergatan. En av de två komponenterna fångas upp av det svarta hålet, medan den andra drivs ut i hög hastighet. Den fångade komponenten kan gå i omloppsbana runt det svarta hålet. Detta kan dock bara hända om binärstjärnan faller direkt på det svarta hålet från ett mycket långt avstånd, annars kommer stjärnan inte att få upp den nödvändiga hastigheten.
Hyperhastighetsstjärnor skapade av supernovaexplosioner kan också existera, men mer sällan. I det här scenariot skjuts hyperhastighetsstjärnor ut från ett nära binärt system som ett resultat av en medföljande supernovaexplosion. Utkastningshastigheter når 770 km/s i förhållande till det galaktiska vilosystemet, vilket är möjligt för sena B-stjärnor. [17] Denna mekanism kan förklara orsakerna till uppkomsten av höghastighetsstjärnor som kastas ut från galaxens skiva.
Kända hyperhastighetsstjärnor är huvudsekvensstjärnor med massor av flera gånger solens. Stjärnor med lägre massa kan också existera, och stjärnkandidater med hyperhastighet som är G/K-dvärgar har redan upptäckts.
Det antogs att Vintergatans hyperhastighetsstjärnor är resultatet av passagen av en roterande dvärggalax nära Vintergatan. När en dvärggalax passerar närmast Vintergatans centrum upplever den en kraftig gravitationsstörning. I det här fallet förändras energin hos vissa stjärnor så kraftigt att de frigörs från dvärggalaxen och flyger iväg till det fria rymden. [arton]
Vissa neutronstjärnor kan röra sig med liknande hastigheter. De kan vara relaterade till hyperhastighetsstjärnor och deras utstötningsmekanism. Neutronstjärnor är resterna av supernovaexplosioner, och deras extremt höga hastigheter är sannolikt resultatet av en asymmetrisk supernovaexplosion eller förlusten av en följeslagare i en supernovaexplosion. Neutronstjärnan RX J0822-4300 , vars hastighet, enligt mätningar 2007, är rekordhöga 1500 km/s (0,5 % c), bildades förmodligen på det första sättet. [19]
Vissa typer av supernovor tros uppstå när en vit dvärg kolliderar med en sällskapsstjärna och konsumerar sällskapsstjärnans yttre material. Dessutom har båda stjärnorna mycket höga omloppshastigheter. Massförlusten av en vit dvärg under en supernovaexplosion gör att medföljande stjärna lämnar sin omloppsbana med den tidigare höga hastigheten på flera hundra km/s och blir en hyperhastighetsstjärna. Supernovaresten förvandlas till en snabbt rörlig neutronstjärna. Denna mekanism är förmodligen den mest troliga orsaken till de flesta hyperhastighetsstjärnor och snabba neutronstjärnor.
Exempel på hyperhastighetsstjärnorFrån och med 2014 var 20 hyperhastighetsstjärnor kända: [20] [21]
En grupp stjärnor med liknande rörelse i rymden och ålder kallas en kinematisk grupp. [22] Dessa stjärnor kan ha ett gemensamt ursprung, såsom förångningen av en öppen klunga , resterna av en stjärnbildande region eller sammanslagning av regioner med utbrott av stjärnbildning som inträffade vid olika tidpunkter. [23] Fler stjärnor föddes inuti molekylära moln . Stjärnorna som bildas inuti ett sådant moln bildar gravitationsbundna öppna hopar som innehåller från tiotals till tusentals stjärnor med liknande kemisk sammansättning och ålder. Med tiden förstörs dessa kluster. Samtidigt lämnar grupper av unga stjärnor klustret eller upphör att förknippas med varandra och bildar stjärnassociationer . När sådana stjärnor åldras upphör föreningen att vara urskiljbar och lämnar separata rörliga grupper av stjärnor.
Astronomer har förmågan att avgöra om stjärnor tillhör samma kinematiska grupp, eftersom stjärnorna för detta måste ha samma ålder, metallicitet och egen rörelse. Eftersom stjärnorna i en rörlig grupp bildas nära varandra och ungefär samtidigt har de liknande egenskaper. [24]
En stjärnassociation är en löst bunden samling stjärnor som har samma ursprung, men som har blivit gravitationsmässigt obundna, fastän de rör sig tillsammans i rymden. Associationer särskiljs enligt de allmänna vektorerna för rörelse av föremål och åldrar. Kemisk analys används också.
För första gången upptäcktes stjärnassociationer av V. A. Ambartsumyan 1947. [25] Det är vanligt att namnge associationer med namnet på den konstellation (eller konstellationerna) där sammanslutningen är belägen, ange typen av sammanslutning och ibland numret.
TyperV. A. Ambartsumyan delade stjärnassociationer i två grupper, OB och T, baserat på stjärnornas egenskaper. [25] En tredje kategori, R, föreslogs senare av Sidney van den Bergh för de associationer som lyfter fram reflektionsnebulosor . [26] OB-, T- och R-associationer bildar ett kontinuerligt spektrum av unga stjärngrupper. Det är ännu inte klart om dessa kategorier representerar en evolutionär sekvens. [27] Vissa grupper uppvisar egenskaperna hos både OB- och T-föreningar, så klassificeringen är inte alltid entydig.
OB-föreningarUnga föreningar som innehåller 10-100 massiva stjärnor i spektralklasserna O och B kallas OB-associationer . Sådana associationer innehåller hundratals eller tusentals stjärnor med låga och mellanliggande massor. Associationsobjekt anses vara bildade i samma volym inuti ett gigantiskt molekylärt moln . Efter att gas och damm har sopats ut ur systemet kommer de återstående stjärnorna att vara gravitationsmässigt obundna och kommer att börja flyga isär. [28] De flesta av stjärnorna i Vintergatan tros ha bildats inom OB-föreningar. [28] Stjärnor av spektraltyp O har kort livslängd och exploderar som supernovor ungefär en miljon år efter att de bildats. Som ett resultat av detta existerar OB-föreningar bara några miljoner år eller mindre. Föreningens OB-stjärnor kommer att uttömma sina reserver av materia för kärnreaktioner inom 10 miljoner år.
Hipparcos-satelliten gjorde det möjligt att utföra mätningar som bestämde platsen för ett dussin OB-föreningar inom 650 pc av solen. [29] Den närmaste OB-föreningen är OB-föreningen Scorpius-Centaurus , belägen på ett avstånd av 400 ljusår från solen. [trettio]
OB-associationer har hittats i det stora magellanska molnet och Andromeda-nebulosan . Sådana associationer kan vara ganska sparsamma och nå 1500 ljusår i diameter. [31]
T föreningarUnga stjärngrupper kan innehålla ett antal unga T Tauri-stjärnor som håller på att gå in i huvudsekvensen . Grupper av stjärnor upp till tusen T Tauri-stjärnor kallas T-associationer . Det närmaste exemplet på en sådan association till solen är Taurus-Auriga-föreningen, som ligger på ett avstånd av 140 pc från solen. [32] Andra exempel på T-föreningar är South Crown R T-Association, Wolf T-Association, Chameleon T-Association, Sails T-Association. T-associationer finns ofta i närheten av de molekylära molnen från vilka de bildades. Vissa, men inte alla, inkluderar OB-stjärnor. Föreningens representanter har liknande åldrar och kemisk sammansättning, såväl som hastighetsvektorns riktning.
R-föreningarAssociationer av stjärnor som lyser upp reflekterande nebulosor kallas R-associationer . [26] Dessa unga grupper av stjärnor innehåller huvudsekvensstjärnor som inte är tillräckligt massiva för att sprida de molekylära molnen där dessa stjärnor bildades. [27] Detta faktum gör att vi kan undersöka egenskaperna hos molnet som omger stjärnan. Eftersom R-associationer är fler än OB-associationer, kan de användas för att avslöja strukturen hos galaxernas spiralarmar. [33] Ett exempel på en R-association är Unicorn R2 , som ligger på ett avstånd av 830 ± 50 pc från solen. [27]
Om resterna av en stjärnassociation rör sig koherent i Vintergatan, kallas de en rörlig grupp eller en kinematisk grupp. De flyttande grupperna kan vara så gamla som HR 1614 vid 2 miljarder år, eller så unga som AB Doradus-gruppen vid cirka 120 miljoner år gamla.
Rörliga grupper studerades ingående av Olin Eggen på 1960-talet. [34] En lista över närliggande unga rörliga grupper sammanställdes av López-Santiago et al. [35] Den närmaste gruppen är Ursa Major-gruppen , som inkluderar alla stjärnor i Stora björnens asterism utom Dubhe och Benetnash . Solen befinner sig vid gruppens yttre gränser, men ingår inte i den. De flesta av gruppens representanter är belägna i deklinationsområdet +60°, men på grund av gruppens närhet till solen är några av dess stjärnor till och med i konstellationen av den södra triangeln med deklinationer på cirka -70° .
En stjärnström är en sammanslutning av stjärnor som kretsar kring en galax som en gång var en klothop eller dvärggalax som har slitits isär av tidvatteninflytande och sträckt sig längs sin omloppsbana.
| stjärnsystem | |
|---|---|
| Bundet av gravitationen | |
| Inte bunden av gravitationen | |
| Ansluten visuellt | |