Cinematica stelară

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Cinematica stelară este studiul mișcării stelelor indiferent de modul în care au dobândit-o. Se diferențiază de dinamica stelară prin faptul că aceasta din urmă ia în considerare forța gravitației . Mișcarea unei stele cu privire la Soare poate oferi informații importante despre originea și vârsta acesteia, precum și despre structura și evoluția galaxiei din care face parte.

Există un acord larg între astronomi că majoritatea stelelor se nasc în nori moleculari . Stelele care se nasc în același nor formează un cluster deschis care poate conține de la câteva zeci până la câteva mii de stele. Aceste grupuri tind să se dizolve în timp, pe măsură ce stelele încep să se miște cu viteze ușor diferite. Clusterul devine apoi o asociație stelară , deoarece stelele nu mai sunt suficient de apropiate pentru a fi considerate un cluster, deși sunt legate între ele și au aceeași mișcare adecvată .

Viteza în spațiu

Mișcarea unei stele poate fi împărțită în două componente: componenta apropierii sau îndepărtării de Soare, cunoscută sub numele de viteză radială , poate fi măsurată prin schimbările din spectrul stelei cauzate de efectul Doppler ; invers, componenta mișcării transversale față de Soare, numită mișcare adecvată , poate fi calculată prin măsurarea mișcării stelei pe fundalul obiectelor mai îndepărtate. Odată ce distanța până la stea a fost determinată de măsurători astrometrice, cum ar fi paralaxa , viteza spațială a stelei poate fi, de asemenea, calculată [1] . Valoarea obținută este cea a mișcării stelei față de Soare sau de sistemul local de odihnă (SRL). Acesta din urmă reprezintă mișcarea medie a materiei în Calea Lactee în jurul centrului galactic din vecinătatea Soarelui [2] . Mișcarea Soarelui față de SRL se numește mișcare specială a Soarelui.

Componentele de viteză ale unei stele în raport cu SRL sunt de obicei exprimate prin intermediul sistemului de coordonate galactice și sunt desemnate cu U, V și W. Unitatea de măsură utilizată este kilometrul pe secundă (km / s). U pozitiv indică o mișcare spre centrul galactic, pozitiv V o mișcare în direcția mișcării de rotație galactică , pozitiv W o mișcare în direcția polului nord galactic [3] . Mișcarea particulară a Soarelui față de SRL este (U, V, W) = (10,00 ± 0,36; 5,23 ± 0,62; 7,17 ± 0,38) km / s [4] .

Stelele din Calea Lactee pot fi împărțite în două populații mari, pe baza metalicității lor sau a proporției elementelor mai grele decât heliul . S-a putut constata că, printre stelele cele mai apropiate de Soare, cele din populația I, adică stelele cu metalicitate ridicată, se mișcă în general mai încet decât stelele din populația II, care, având o metalicitate mai mică, sunt considerate mai vechi . Mai mult, aceștia din urmă au eliptice și înclinate orbite în raport cu planul galaxiei [5] .

În cadrul Căii Lactee , stelele pot fi clasificate în funcție de cinematica lor ca aparținând discului galactic , halo galactic și bombat . Există o corelație puternică între cinematica acestor stele și compoziția lor chimică: aceasta indică diferite procese de formare. Stelele haloului galactic pot fi împărțite în continuare în două subgrupuri: cele ale haloului interior, caracterizate printr-o mișcare progradă comparativ cu cea galactică și cele ale haloului exterior care au mișcare retrogradă [6] .

Comparația dintre cinematica stelelor apropiate ne-a permis, de asemenea, să identificăm asociațiile stelare : acestea sunt probabil grupuri de stele care s-au născut din același nor molecular gigant [7] .

Stele de mare viteză

O stea de mare viteză este o stea care se mișcă foarte repede față de SRL; în funcție de definiții, viteza minimă care trebuie definită ca stea de mare viteză variază de la 65 km / s la 100 km / s . Această viteză este uneori denumită viteză supersonică în raport cu mediul interstelar . Există trei tipuri de stele de mare viteză: stele fugare , stele halo și stele hiper-rapide .

Stele fugitive

Patru stele fugitive trec prin regiuni de gaz interstelar dens , producând unde strălucitoare în formă de arc și trăgând în urma lor cozi de gaz luminos. Stelele din aceste imagini fac parte dintr-o serie de 14 tinere stele fugitive, luate de camera avansată pentru sondaje a telescopului spațial Hubble în perioada octombrie 2005 - iulie 2006 .
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: stea fugară .

O stea fugară este o stea care se mișcă în spațiu cu o viteză foarte mare în comparație cu mediul interstelar. Aceste tipuri de stele provin de obicei dintr-o asociație stelară, din care au făcut parte inițial și din care au fost expulzați.

Stelele fugitive provin din două mecanisme posibile:

Deși ambele mecanisme sunt teoretic posibile, de fapt al doilea este cel mai frecvent, deoarece întâlnirea dintre stele este un fenomen rar.

Un caz de stele fugitive legate este AE Aurigae , 53 Arietis și Mu Columbae , care se îndepărtează unul de celălalt la viteze mai mari de 100 km / s. Revenind de-a lungul cărărilor parcurse de aceste stele, se poate observa că acestea se intersectează în apropierea Nebuloasei Orion . Inelul lui Barnard este considerat a fi rămășița supernovei care a accelerat aceste stele fugitive acum aproximativ 2 milioane de ani.

Stele halo galactice

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: halou galactic .

Stelele halo galactic sunt stele foarte vechi, care au o mișcare diferită de cea a Soarelui și de cele mai multe stele din vecinătatea Soarelui. În timp ce acestea din urmă se mișcă pe orbite circulare în jurul centrului galactic, stelele halo au orbitează eliptic și înclinat față de planul galaxiei. Deși viteza lor orbitală nu este neapărat mai mare decât cea a Soarelui, particularitatea orbitelor lor înseamnă că au o viteză relativă foarte mare față de Soare și SRL.

Specimenele tipice ale acestor stele trec prin discul galactic cu înclinații foarte pronunțate. Una dintre cele mai apropiate 25 de stele de la noi, Steaua Kapteyn , este un exemplu al acestor stele: viteza sa radială este de -245 km / s, iar componentele vitezei sale în spațiu sunt U = 19 km / s , V = - 288 km / s și W = -52 km / s .

Stele hiper-rapide

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Hyperfast Star .

O stea hiper- rapidă (în limba engleză hypervelocity star , lista de catalog HVS ) are o viteză orbitală mai mare decât cea a stelelor fugitive , chiar mai mare decât viteza necesară pentru a scăpa de atracția gravitațională a galaxiei ; din acest motiv se mai numește și steaua exilului [8] . Stelele normale din galaxie au viteze de ordinul a 100 km / s , în timp ce stelele hiper-rapide (în special în apropierea centrului Căii Lactee , de unde provin majoritatea), au viteze de ordinul a 1000 km / s sau mai mare .

Grupuri cinematice

Un grup de stele care împărtășesc mișcări similare în spațiu și vârste similare se numește grup cinematic [9] . Acestea sunt stele care au o origine comună, cum ar fi același grup deschis, sau care, în orice caz, s-au format ca urmare a izbucnirilor de stele care au loc în regiunile adiacente [10] . Majoritatea stelelor se nasc în nori moleculari : stelele formate în interiorul acestor nori sunt inițial legate gravitațional în grupuri deschise, fiecare dintre ele putând include de la câteva zeci până la câteva mii de stele. Aceste grupuri tind să se dezintegreze în timp, dând naștere la asociații stelare care sunt grupuri de stele care, deși nu mai sunt legate gravitațional, au aceeași mișcare în spațiu.

Astronomii sunt capabili să determine dacă un grup de stele fac parte din aceeași asociație stelară în funcție de vârstă, metalicitate și mișcare. Deoarece stelele care aparțin aceleiași asociații s-au format mai mult sau mai puțin în același timp din același nor de gaz , ele păstrează unele caracteristici comune, cum ar fi compoziția chimică și mișcarea [11] .

Asociațiile stelare au fost descoperite de astronomul armean Viktor Amazaspovič Ambarcumjan în 1947 [12] . Identificatorii asociațiilor sunt formați de numele sau abrevierea constelației (sau constelațiilor) în care sunt așezați, de tipul de asociere și, uneori, de un număr progresiv.

Tipuri de asociații stelare

O imagine a unui nor molecular din constelația Unicorn .

Viktor Ambartsumian a clasificat asociațiile stelare în două grupuri, pe care le-a numit OB și T, pe baza proprietăților stelelor care le formează [12] . Existența unui al treilea tip, numit R, a fost sugerată de Sidney van den Bergh : include asociațiile care luminează nebuloasele de reflexie [13] .

Asocierile de tip OB, T și R sunt alcătuite din stele tinere, dar nu este sigur dacă este posibilă stabilirea unei secvențe evolutive care să conducă de la un grup la altul [14] . Mai mult, unele grupuri de stele au atât caracteristici ale asociațiilor OB, cât și caracteristici ale celor T, astfel încât distincția dintre cele două tipuri nu pare complet definită.

Asocierile OB conțin 10-100 de stele masive O și B despre care se crede că provin din același nor molecular gigant . Împreună cu aceste stele masive, se formează sute de stele cu masă mai mică. Gazul rezidual aparținând norului este suflat de vântul stelar produs de stelele O și B care s-au format în interiorul acestuia. Aceste asociații tind să se dezintegreze în câteva milioane de ani [15] . Astronomii cred că majoritatea stelelor din Calea Lactee s-au format în cadrul asociațiilor OB [15] .

Pe baza măsurătorilor satelitului Hipparcos , zeci de asociații OB au fost identificate pe o rază de 650 parsec de Soare [16] , dintre care cea mai apropiată a fost Asociația Scorpius-Centaurus , la 380-470 de ani lumină distanță [17] .

Asocieri OB au fost observate și în interiorul Marelui Nor Magellanic și al galaxiei Andromeda : au dimensiuni considerabile, ajungând la 1500 de ani lumină în diametru [18] .

Asociațiile stelare pot conține un număr mare de stele T Tauri care nu au intrat încă în secvența principală : aceste asociații, numite asociații T , pot conține până la o mie de astfel de stele. Cea mai apropiată dintre acestea este asociația T Toro-Auriga (asociația T Tau-Aur), la 140 parseci distanță de Soare [19] . Alte exemple ale acestui tip de asociație sunt asociația TR Coronae Australis , asociația T Lupo , asociația T Camaleonte și asociația T Velorum . Asocierile T sunt adesea observate în vecinătatea norilor moleculari din care au provenit; unele, deși nu toate, pot include și stele O și B.

Asocierile stelare care luminează nebuloasele de reflexie se numesc asociații R [13] . Aceste grupuri conțin stele de secvență principală care nu sunt suficient de masive pentru a dispersa norul în care s-au format [14] . Acest lucru permite astronomilor să studieze proprietățile norilor întunecați care înconjoară membrii asociației. Deoarece asociațiile R sunt mai numeroase decât cele OB, distribuția lor este utilizată pentru a studia structura brațelor spirale ale galaxiei noastre [20] . Un exemplu de asociație R este norul molecular al Monoceros R2 , la aproximativ 830 parseci distanță de noi [14] .

Asociațiile stelare pot continua să existe ca un set oarecum coerent de stele care împărtășesc aceeași mișcare a lor chiar și pentru o lungă perioadă de timp. Există asociații foarte vechi, chiar vechi de 2 miliarde de ani, cum ar fi HR 1614 , și asociații mult mai tinere, cum ar fi AB Doradus, care are aproximativ 50 de milioane de ani. Au fost studiate intens de astronomul Olin J. Eggen în anii 1960 [21] . O listă a celor mai apropiate asociații stelare a fost compilată de López-Santiago și colab. [22] .

Curent stelar

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: curentul stelar .

Un curent stelar este o asociere de stele care orbitează o galaxie ; poate fi ceea ce rămâne dintr-un grup globular sau o galaxie pitică care a fost perturbată de forțe puternice de maree și deformată până la un aspect asemănător panglicii.

Unele grupuri cinematice cunoscute

Mai jos este o listă a unor grupuri cinematografice cunoscute: [23]

Notă

  1. ^ Stellar Motions (Extension) , pe Australia Telescope Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization, 18 august 2005. Adus 19 noiembrie 2008 (arhivat din original la 6 iunie 2013) .
  2. ^ Fich, Michel; Tremaine, Scott, Masa galaxiei , în Revista anuală a astronomiei și astrofizicii , vol. 29, 1991, pp. 409-445, DOI : 10.1146 / annurev.aa . 29.090191.002205 .
  3. ^ Johnson, Dean RH; Soderblom, David R., Calculul vitezei spațiului galactic și a incertitudinilor acestora, cu o aplicație pentru grupul Ursa Major , în Astronomical Journal , vol. 93, nr. 2, 1987, pp. 864–867, DOI : 10.1086 / 114370 .
  4. ^ Dehnen, Walter; Binney, James J., Cinematica stelară locală din datele HIPPARCOS , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 298, 1999, pp. 387–394, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01600.x . Adus pe 21 noiembrie 2008 .
  5. ^ Hugh M. Johnson, The Kinematics and Evolution of Population I Stars , în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 69, nr. 406, 1957, p. 54, DOI : 10.1086 / 127012 .
  6. ^ Carollo, Daniela și colab. , Două componente stelare în aureola Căii Lactee , în Natură , vol. 450, nr. 7172, 13 decembrie 2007, pp. 1020-1025, DOI : 10.1038 / nature06460 , PMID 18075581 .
  7. ^ (EN) Elmegreen, B.; Efremov, YN, The Formation of Star Clusters , în American Scientist , vol. 86, nr. 3, 1999, p. 264, DOI : 10.1511 / 1998.3.264 . Adus la 22 mai 2021 (arhivat din original la 1 iulie 2016) .
  8. ^ "Două stele exilate părăsesc galaxia noastră pentru totdeauna" , spacedaily.com , Space Daily, 27 ianuarie 2006. Accesat la 24 septembrie 2009 .
  9. ^ López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, MJ, Cele mai apropiate grupuri de tineri în mișcare , în Jurnalul astrofizic , vol. 643, n. 2, iunie 2006, pp. 1160–1165, DOI : 10.1086 / 503183 .
  10. ^ Montes, D., și colab. , Membri de tip târziu ai unor tinere grupuri cinematice stelare - I. Stele singure , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 328, nr. 1, noiembrie 2001, p. 45–63, Bibcode : 2001MNRAS.328 ... 45M , DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04781.x .
  11. ^ Kathryn V. Johnston, Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo , în Buletinul Societății Astronomice Americane , vol. 27, 1995, p. 1370. Adus pe 10 august 2008 .
  12. ^ a b Garik Israelian, Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [ie 1908] -1996 , în Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 29, nr. 4, 1997, pp. 1466–1467. Adus la 5 decembrie 2008 .
  13. ^ a b W. Herbst, R asociații. I - Fotometrie UBV și spectroscopie MK a stelelor din nebuloasele de reflexie sudică , în Astronomical Journal , vol. 80, 1976, pp. 212–226, DOI : 10.1086 / 111734 .
  14. ^ a b c Herbst, W.; Racine, R., R asociații. V. MON R2. , în Jurnalul Astronomic , vol. 81, 1976, p. 840, DOI : 10.1086 / 111963 .
  15. ^ a b Asociații OB , pe rssd.esa.int , Raportul de studiu GAIA: Sumarul executiv și secțiunea științifică, 6 aprilie 2000. Accesat la 8 iunie 2006 .
  16. ^ de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; Brown, AGA; Blaauw, A., A HIPPARCOS Census of the Near OB Associations , în The Astronomical Journal , vol. 117, nr. 1, 1999, pp. 354–399, DOI : 10.1086 / 300682 .
  17. ^ Jesús Maíz-Apellániz, Originea bulei locale , în Jurnalul astrofizic , vol. 560, 2001, pp. L83 - L86, DOI : 10.1086 / 324016 .
  18. ^ Elmegreen, B.; Efremov, YN, The Formation of Star Clusters , în American Scientist , vol. 86, nr. 3, 1999, p. 264, DOI : 10.1511 / 1998.3.264 . Adus la 23 august 2006 (arhivat din original la 11 iunie 2011) .
  19. ^ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, MK, Noi mișcări proprii ale stelelor secvenței pre-principale în Taur-Auriga , în Astronomie și astrofizică , vol. 325, 1999, pp. 613-622. Adus la 8 noiembrie 2010 (Arhivat din original la 7 august 2010) .
  20. ^ W. Herbst, R-asociații III. Structura spirală optică locală , în Astronomical Journal , vol. 80, 1975, p. 503, DOI : 10.1086 / 111771 .
  21. ^ Eggen, OJ Moving Groups of Stars. Structura galactică, ed. Adriaan Blaauw și Maarten Schmidt. University of Chicago Press, Chicago, p.111 (1965). (Intrarea ADS [1] )
  22. ^ López-Santiago, J; Montes, D; Crespo-Chacón, I; Fernández-Figueroa, MJ, Cele mai apropiate grupuri de tineri în mișcare , în Jurnalul astrofizic , vol. 643, n. 2, 2006, pp. 1160–1165, DOI : 10.1086 / 503183 . (Intrarea ADS [2] )
  23. ^ López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, MJ, Cele mai apropiate grupuri de tineri în mișcare , în Jurnalul astrofizic , vol. 643, n. 2, iunie 2006, pp. 1160–1165, Bibcode : 2006ApJ ... 643.1160L , DOI : 10.1086 / 503183 .

Bibliografie

  • Steven R. Majewski, Stellar Motions , of astro.virginia.edu , University of Virginia, 2006. Accesat la 25 februarie 2008 (arhivat din original la 25 ianuarie 2012) .
  • Viteza spațială și componentele sale , la csep10.phys.utk.edu , Universitatea din Tennessee. Adus la 25 februarie 2008 (arhivat din original la 16 februarie 2008) .
  • Blaauw A., Morgan WW (1954), The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula , Astrophysical Journal, v. 119, p. 625
  • Hoogerwerf R., de Bruijne JHJ, de Zeeuw PT (2000), The Origin of Runaway Stars , Astrophysical Journal, v. 544, p. L133

Elemente conexe

linkuri externe

Stele Portal stelar : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații
Adus din „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stellar_Kinematics&oldid=121369149 ”