A csillagkinematika a csillagászat egyik ága , amely a kinematikát , vagyis a csillagok térben való mozgását vizsgálja. A csillagkinematikai kutatások tárgya a Tejútrendszer csillagai és szatellitgalaxisai sebességének mérése, valamint a távolabbi galaxisok belső kinematikájának mérése. A Tejútrendszer különböző összetevőiben, köztük a vékony korongban , a vastag korongban , a kidudorodásban és a csillagfényben lévő csillagok kinematikai tulajdonságainak meghatározása fontos információkat szolgáltat a Galaxis kialakulásáról és fejlődéséről. A kinematikai adatok segítik az egzotikus objektumok, például a hipersebességű csillagok észlelését is , amelyeket általában egy kettőscsillag és egy szupermasszív fekete lyuk , a Sgr A* gravitációs kölcsönhatásának tulajdonítanak a Galaxis közepén.
A csillagok kinematikája rokon (bár különálló) a csillagdinamika témájával , amely a csillagok gravitáció hatására történő mozgásának elméleti tanulmányozását vagy modellezését használja. Az olyan rendszerek csillagdinamikájának modelljeit, mint a galaxisok vagy a csillaghalmazok , gyakran hasonlítják össze kinematikai adatokkal, hogy tanulmányozzák a tömeg evolúcióját és eloszlását, valamint a sötét anyag vagy a szupermasszív fekete lyukak jelenlétét a pályára gyakorolt gravitációs hatásuk alapján. csillagok.
A csillagok Nap felé vagy attól távolodó mozgásának komponense, az úgynevezett radiális sebesség , a spektrum vonalainak a Doppler-effektus miatti eltolódásából mérhető . A keresztirányú komponens (vagy megfelelő mozgás ) egy objektum távolabbi objektumokhoz viszonyított helyzetének meghatározásából határozható meg. A csillag távolságának asztrometriai módszerekkel történő meghatározásakor (például a parallaxis meghatározásakor) a térsebesség meghatározható. [1] Ebben az esetben becslést kapunk a csillagnak a Naphoz viszonyított mozgásáról vagy a helyi nyugalmi standardról . A helyi nyugalmi etalon a Nap jelenlegi helyzetéhez közeli pont, amely körpályán mozog a Galaxis közepe körül olyan sebességgel, amely megegyezik a Naphoz legközelebbi csillagok átlagos értékével, kis sebesség-szórással. [2] A Napnak az MSP-hez viszonyított mozgását a Nap sajátos mozgásának nevezik.
A Tejút térbeli sebességének összetevőit a galaktikus koordinátarendszerben általában U, V és W jelöléssel jelölik, és km/s-ban mérik, ahol U pozitív a Galaxis középpontja irányában, V pozitív irányban. a Galaxis forgásának W pozitív a Galaxis északi pólusa irányában. [3] A Nap sajátos mozgása az MSP-hez képest [4]
(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s,statisztikai bizonytalansággal (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s és szisztematikus bizonytalansággal (1, 2, 0,5) km/s. (Megjegyezzük, hogy V 7 km/s-mal magasabb, mint a Dehnen és munkatársai által 1999-ben kapott becslés [ 5] ).
A Tejútrendszer csillagai fémességük vagy a héliumnál nehezebb elemek aránya szerint kétféle populációra oszthatók . A legközelebbi csillagok közül azt találták, hogy az első típusú, vagyis a magasabb fémtartalmú csillagok populációja kisebb radiális sebességgel rendelkezik, mint a második típusú populáció idősebb képviselői. Ez utóbbiak elliptikus pályán vannak, és a Tejútrendszer síkjához hajlik. [6] A közeli csillagok kinematikai jellemzőinek összehasonlítása csillagtársulások felfedezéséhez vezetett . Ezek valószínűleg csillagcsoportok, amelyek közös szülőhelye egy óriási molekulafelhőben van . [7]
A Tejútrendszerben három fő kinematikai összetevő van: a korong, a halo és a (rácsos) dudor. Ezek az összetevők szorosan kapcsolódnak a Tejútrendszer csillagpopulációihoz, erős összefüggést képezve a mozgási paraméterek és a kémiai összetétel között. A glóriát fel lehet osztani belsőre és külsőre, a belső haló a Tejútrendszer forgásával azonos irányú, a külső haló pedig retrográd mozgást végez. [nyolc]
A nagy sebességű csillagok a meghatározástól függően olyan csillagokat foglalnak magukban, amelyek 65-100 km/s sebességgel haladnak a Nap közelében lévő csillagok átlagos sebességénél. Néha a sebességet szuperszonikusnak határozzák meg a környező csillagközi közeghez képest . A nagy sebességű csillagoknak három típusa van: futócsillagok , halo-csillagok és nagy sebességű csillagok.
A szökevény csillag olyan csillag, amely a környező csillagközi közeghez képest rendkívül nagy sebességgel halad át az űrben. Egy szökevénycsillag megfelelő mozgása gyakran közvetlenül abból a csillagtársításból mutat, amelyhez a szökevénycsillag korábban tartozott.
Egy szökevénycsillag kialakulásának két lehetséges mechanizmusa van:
Bár mindkét mechanizmus lehetséges, a csillagászok általában a szupernóva-robbanások során szökött csillagok kialakulásának mechanizmusát veszik figyelembe.
A sok szökött csillag egyik példája az AE Aurigae , az 53 Aries és a mu Dove esete , amelyek 100 km/s-nál nagyobb sebességgel távolodnak el egymástól (összehasonlításképpen: a Nap a Tejútrendszerben nagy sebességgel mozog 20 km/s-mal gyorsabb, mint a helyi átlagsebesség). Ezeknek a csillagoknak az ellenkező irányú mozgásának nyomon követése azt mutatta, hogy röppályáik az Orion-köd közelében metszették egymást körülbelül 2 millió évvel ezelőtt. Úgy gondolják, hogy a Barnard-hurok egy szupernóva maradványa, amely felgyorsította a többi csillagot.
Egy másik példa a Parus X-1 röntgensugárforrás , amelyben a fotó-digitális technológia egy tipikus szuperszonikus lökéshullám jelenlétét tárta fel.
A nagy sebességű csillagok nagyon régi csillagok, amelyek mozgása nagyon különbözik a Nap mozgásától vagy a Napkörnyékben lévő csillagoktól, amelyek hasonló körpályán keringenek a Tejútrendszer közepe körül. A nagy sebességű csillagok általában elliptikus pályán mozognak a Tejútrendszer síkján kívül. Bár ezeknek a csillagoknak a teljes sebessége nem haladhatja meg a Nap sebességét, a keringési különbségek nagy relatív sebességeket eredményeznek.
Tipikus példák a halo csillagok, amelyek nagy szögben haladnak át a Tejútrendszer korongján. A 45 közeli csillag egyike, a Kapteyn's Star egy nagy sebességű csillag. Megfigyelt radiális sebessége −245 km/s, a térsebesség összetevői U = 19 km/s, V = −288 km/s, W = −52 km/s.
A hipersebességű csillagok ( eng. Hypervelocity stars , HVS vagy HV ) olyan csillagok, amelyek sebessége jelentősen eltér a galaxisban normális csillageloszlású csillagok sebességétől. Az ilyen csillagok olyan nagy sebességgel rendelkezhetnek, hogy meghaladják a galaxisok szökési sebességét . [11] A Tejútrendszer közönséges csillagainak sebessége 100 km/s nagyságrendű, míg a hipersebességű csillagok, különösen a Tejútrendszer középpontja közelében, 1000 km/s nagyságrendűek.
A hipersebességű csillagok létezésére először Jack Hills mutatott rá 1988-ban [12] , majd 2005-ben Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon és Michael Kurtz is megerősítette. [13] 2008-ban 10 egymással nem rokon hipersebességű csillagot ismertek, amelyek közül az egyik feltehetően a Nagy Magellán-felhőből származik . [14] További mérések kimutatták, hogy ez a csillag még mindig a Tejútrendszerhez tartozik. [15] A Tejútrendszer tömegeloszlásának bizonytalansága miatt nehéz meghatározni a hipersebességű csillagok összekapcsolhatóságát. Előfordulhat, hogy öt további ismert hipersebességű csillag nem kapcsolódik gravitációsan a Tejútrendszerhez, míg 16 annak tekinthető. A Naphoz legközelebbi ismert hipersebességű csillag (HVS2) a Naptól 19 kpc távolságra található.
Úgy gondolják, hogy körülbelül 1000 hipersebességű csillag létezik a Tejútrendszerben. [16]
A hipersebességű csillagok megjelenésének okaiA hipersebességű csillagokat a kettőscsillagok és a Tejútrendszer közepén található szupermasszív fekete lyuk közeli találkozása okozza. A két komponens közül az egyiket befogja a fekete lyuk, míg a másikat nagy sebességgel kilöki. A befogott alkatrész a fekete lyuk körüli pályára állhat. Ez azonban csak akkor történhet meg, ha a kettőscsillag nagyon nagy távolságból közvetlenül a fekete lyukra esik, különben a csillag nem veszi fel a szükséges sebességet.
Szupernóva-robbanások által létrehozott hipersebességű csillagok is létezhetnek, de ritkábban. Ebben a forgatókönyvben a hipersebességű csillagok kilökődnek egy közeli kettős rendszerből egy kísérő szupernóva-robbanás következtében. A kilökődési sebesség eléri a 770 km/s-t a galaktikus nyugalmi rendszerhez képest, ami a késői B-csillagoknál lehetséges. [17] Ez a mechanizmus megmagyarázhatja a Galaxis korongjából kilökődő nagy sebességű csillagok megjelenésének okait.
Az ismert hipersebességű csillagok fősorozatú csillagok, amelyek tömege többszöröse a Napénak. Kisebb tömegű hipersebességű csillagok is létezhetnek, és már felfedeztek olyan hipersebességű csillagjelölteket, amelyek G/K törpék.
Feltételezték, hogy a Tejútrendszer hipersebességű csillagai egy forgó törpegalaxis áthaladásának eredménye a Tejút közelében. Amikor egy törpegalaxis a legközelebb elhalad a Tejútrendszer középpontjához, erős gravitációs perturbációt tapasztal. Ilyenkor egyes csillagok energiája olyan erősen megváltozik, hogy kiszabadulnak a törpegalaxisból és elrepülnek a szabad űrbe. [tizennyolc]
Egyes neutroncsillagok hasonló sebességgel mozoghatnak. Ezek összefüggésben lehetnek a hipersebességű csillagokkal és kilökési mechanizmusukkal. A neutroncsillagok szupernóva-robbanások maradványai, és rendkívül nagy sebességük valószínűleg egy aszimmetrikus szupernóva-robbanás vagy egy társ elvesztése következménye a szupernóva-robbanás során. Az RX J0822-4300 neutroncsillag , amelynek sebessége a 2007-es mérések szerint rekord 1500 km/s (0,5% c), valószínűleg az első módon jött létre. [19]
Egyes szupernóvákról azt gondolják, hogy akkor fordulnak elő, amikor egy fehér törpe összeütközik egy kísérőcsillaggal, és felemészti a kísérőcsillag külső anyagát. Ráadásul mindkét csillagnak nagyon nagy keringési sebessége van. A szupernóva-robbanás során a fehér törpe tömegvesztesége miatt a kísérőcsillag a korábbi nagy, több száz km/s-os sebességgel elhagyja pályáját, és hipersebességű csillaggá válik. A szupernóva-maradvány gyorsan mozgó neutroncsillaggá változik. Valószínűleg ez a mechanizmus a legvalószínűbb oka a legtöbb hipersebességű csillagnak és gyors neutroncsillagnak.
Példák hipersebességű csillagokra2014-ig 20 hipersebességű csillag volt ismert: [20] [21]
A térben és korban hasonló mozgású csillagok csoportját kinematikai csoportnak nevezzük. [22] Ezeknek a csillagoknak lehet közös eredete, például egy nyitott halmaz elpárolgása , a csillagkeletkezési régió maradványai vagy a különböző időpontokban bekövetkezett csillagkeletkezési kitörések régióinak összeolvadása. [23] Több csillag született a molekulafelhők belsejében . Az ilyen felhő belsejében képződött csillagok gravitációsan összekötött nyílt halmazokat alkotnak, amelyek tíztől ezerig terjedő, hasonló kémiai összetételű és korú csillagokat tartalmaznak. Idővel ezek a klaszterek megsemmisülnek. Ezzel egyidejűleg a fiatal csillagok csoportjai elhagyják a halmazt, vagy megszűnnek kapcsolódni egymáshoz, csillagtársulásokat hozva létre . Ahogy az ilyen csillagok öregednek, az asszociáció megszűnik megkülönböztetni, így külön mozgó csillagcsoportok maradnak.
A csillagászok meg tudják állapítani, hogy a csillagok ugyanabba a kinematikai csoportba tartoznak-e, mivel ehhez a csillagoknak azonos korúaknak, fémességgel és megfelelő mozgással kell rendelkezniük. Mivel a mozgó csoportba tartozó csillagok közel egymáshoz és nagyjából egy időben alakulnak ki, hasonló tulajdonságokkal rendelkeznek. [24]
A csillagtársulás olyan csillagok lazán kötött gyűjteménye, amelyek azonos eredetűek, de gravitációsan kötetlenné váltak, bár együtt mozognak a térben. Az asszociációkat a tárgyak és korok általános mozgási vektorai szerint különböztetjük meg. Kémiai elemzést is alkalmaznak.
A csillagtársulásokat először V. A. Ambartsumyan fedezte fel 1947-ben. [25] Az asszociációkat annak a csillagképnek (vagy csillagképeknek) a nevével szokás elnevezni, amelyben a társulás található, feltüntetve az asszociáció típusát és esetenként a számát.
TípusokV. A. Ambartsumyan a csillagtársulásokat két csoportra, az OB-ra és a T-re osztotta a csillagok jellemzői alapján. [25] Később Sidney van den Bergh egy harmadik kategóriát, az R-t javasolta azoknak az asszociációknak, amelyek kiemelik a reflexiós ködöket . [26] Az OB-, T- és R-asszociációk a fiatal csillagcsoportok folyamatos spektrumát alkotják. Még nem világos, hogy ezek a kategóriák evolúciós sorozatot képviselnek-e. [27] Egyes csoportok mind az OB-, mind a T-asszociáció tulajdonságait mutatják, így a besorolás nem mindig egyértelmű.
OB egyesületekA 10-100 O és B spektrális osztályú csillagot tartalmazó fiatal társulásokat OB asszociációknak nevezzük . Az ilyen társulások több száz vagy több ezer alacsony és közepes tömegű csillagot tartalmaznak. Az asszociációs objektumok egy hatalmas molekulafelhőben azonos térfogatban képződnek . Miután a gázt és a port kisöpörték a rendszerből, a megmaradt csillagok gravitációs kötődése megszűnik, és elkezdenek szétrepülni. [28] A Tejútrendszer legtöbb csillagáról azt tartják, hogy az OB egyesületeken belül alakultak ki. [28] Az O spektrális típusú csillagok rövid élettartamúak, és kialakulásuk után körülbelül egymillió évvel szupernóvaként robbannak fel. Ennek eredményeként az OB-szövetségek csak néhány millió évig vagy még rövidebb ideig léteznek. Az egyesület OB sztárjai 10 millió éven belül kimerítik a nukleáris reakciókhoz szükséges anyagkészleteiket.
A Hipparcos műhold lehetővé tette olyan mérések elvégzését, amelyek a Nap 650 százalékán belül egy tucat OB asszociáció elhelyezkedését határozták meg. [29] A legközelebbi OB -társulás a Scorpius-Centaurus OB-szövetsége , amely 400 fényévnyi távolságra található a Naptól. [harminc]
OB asszociációkat találtak a Nagy Magellán-felhőben és az Androméda-ködben . Az ilyen társulások meglehetősen ritkák lehetnek, és elérhetik az 1500 fényév átmérőjét. [31]
T asszociációkA fiatal csillagcsoportok számos fiatal T Tauri csillagot tartalmazhatnak a fősorozatba való belépés folyamatában . Az ezer T Tauri csillagig terjedő csillagcsoportokat T-asszociációknak nevezzük . Az ilyen társulásnak a Naphoz legközelebbi példája a Taurus-Auriga társulás, amely a Naptól 140 %-nyi távolságra található. [32] A T-Association további példái a South Crown R T-Association, a Wolf T-Association, a Chameleon T-Association, a Sails T-Association. A T-asszociációk gyakran megtalálhatók azon molekulafelhők közelében, amelyekből kialakultak. Némelyikben, bár nem mindegyikben van OB sztár. Az egyesület képviselői hasonló korúak és kémiai összetételük, valamint a sebességvektor iránya is hasonló.
R-asszociációkA tükröződő ködöket megvilágító csillagok asszociációit R-asszociációknak nevezzük . [26] Ezek a fiatal csillagcsoportok olyan fősorozatú csillagokat tartalmaznak, amelyek nem elég nagy tömegűek ahhoz, hogy szétszórják azokat a molekulafelhőket, amelyekben ezek a csillagok kialakultak. [27] Ez a tény lehetővé teszi számunkra, hogy megvizsgáljuk a csillagot körülvevő felhő tulajdonságait. Mivel az R-asszociációk több mint az OB-asszociációk, felhasználhatók a galaxisok spirálkarjainak szerkezetének feltárására. [33] Az R asszociációra példa az Unicorn R2 , amely a Naptól 830 ± 50 pc távolságra található. [27]
Ha egy csillagtársulás maradványai koherensen mozognak a Tejútrendszerben, akkor mozgó csoportnak vagy kinematikai csoportnak nevezzük őket. A mozgó csoportok olyan idősek lehetnek, mint a HR 1614 , 2 milliárd évesek, vagy olyan fiatalok, mint az AB Doradus csoport , körülbelül 120 millió évesek.
A mozgó csoportokat Olin Eggen tanulmányozta részletesen az 1960-as években. [34] A közeli fiatal mozgó csoportok listáját López - Santiago és munkatársai állították össze . A nap a csoport külső határán van, de nem tartozik bele. A csoport legtöbb képviselője a +60°-os deklinációs tartományban található, de a csoport Naphoz való közelsége miatt néhány csillaga még a déli háromszög csillagképében is található, körülbelül -70°-os deklinációval. .
A csillagfolyam egy olyan galaxis körül keringő csillagok társulása, amely egykor gömbhalmaz vagy törpegalaxis volt, amelyet az árapály hatása széttépett, és a pályája mentén megnyúlt.
| csillagrendszerek | |
|---|---|
| A gravitáció köti | |
| Nem köti a gravitáció | |
| Vizuálisan kapcsolódik | |