Stjernekinematik er en gren af astronomi , der studerer kinematik eller stjerners bevægelse i rummet. Emnet for stjernekinematikforskning omfatter måling af hastighederne af Mælkevejsstjernerne og dens satellitgalakser sammen med måling af den indre kinematik i fjernere galakser. Bestemmelse af de kinematiske egenskaber af stjerner i forskellige komponenter af Mælkevejen, herunder den tynde skive , den tykke skive , bulen og stjerneglorien, giver vigtige oplysninger om dannelsen og udviklingen af galaksen. Kinematikdataene hjælper også med at opdage eksotiske objekter såsom hyperhastighedsstjerner , som normalt tilskrives gravitationsinteraktionen mellem en dobbeltstjerne og et supermassivt sort hul , Sgr A* , i centrum af galaksen.
Stjernekinematik er relateret (skønt adskilt) til emnet stjernedynamik , som bruger den teoretiske undersøgelse eller modellering af stjerners bevægelser under påvirkning af tyngdekraften. Modeller af stjernedynamikken i systemer såsom galakser eller stjernehobe bliver ofte sammenlignet med kinematiske data for at studere udviklingen og fordelingen af massen, samt for at detektere tilstedeværelsen af mørkt stof eller supermassive sorte huller ved deres gravitationspåvirkning på banerne af stjerner.
Komponenten af en stjernes bevægelse mod eller væk fra Solen, kendt som den radiale hastighed , kan måles ud fra skift af linjer i spektret på grund af Doppler-effekten . Den tværgående komponent (eller egenbevægelse ) kan bestemmes ud fra en række bestemmelser af et objekts position i forhold til fjernere objekter. Når man bestemmer afstanden til en stjerne ved astrometriske metoder (såsom bestemmelse af parallakse), kan rumhastigheden bestemmes. [1] I dette tilfælde vil vi få et skøn over stjernens bevægelse i forhold til Solen eller den lokale hvilestandard . Den lokale hvilestandard er defineret som et punkt i nærheden af Solens aktuelle position, der bevæger sig i en cirkulær bane omkring galaksens centrum med en hastighed svarende til gennemsnitsværdien for stjernerne tættest på Solen med en lille hastighedsspredning. [2] Solens bevægelse i forhold til MSP kaldes Solens ejendommelige bevægelse.
Komponenterne af Mælkevejens rumlige hastighed i det galaktiske koordinatsystem betegnes sædvanligvis som U, V og W og måles i km/s, med U positiv i retning af galaksens centrum, V positiv i retningen af galaksens rotation, W positiv i retning af galaksens nordpol. [3] Solens ejendommelige bevægelse i forhold til MSP er [4]
(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s,med statistisk usikkerhed (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s og systematisk usikkerhed (1, 2, 0,5) km/s. (Bemærk at V er 7 km/s højere end estimatet opnået i 1999 af Dehnen og kolleger [ 5] ).
Mælkevejens stjerner kan opdeles i to befolkningstyper efter deres metallicitet eller andelen af grundstoffer, der er tungere end helium. Blandt de nærmeste stjerner blev det fundet, at befolkningen af den første type, det vil sige stjerner med en højere metallicitet, har lavere radiale hastigheder end de ældre repræsentanter for den anden type befolkning. Sidstnævnte befinder sig i elliptiske baner, der hælder til Mælkevejens plan. [6] Sammenligning af de kinematiske karakteristika af nærliggende stjerner førte til opdagelsen af stjerneassociationer . Det er sandsynligvis grupper af stjerner, der har et fælles fødested i en gigantisk molekylær sky . [7]
Der er tre kinematiske hovedkomponenter i Mælkevejen: skiven, haloen og (barred) bulen. Disse komponenter er tæt beslægtet med stjernepopulationerne i Mælkevejen og danner en stærk sammenhæng mellem bevægelsesparametre og kemisk sammensætning. Haloen kan opdeles i indre og ydre, hvor den indre glorie har en ordnet bevægelse i samme retning som Mælkevejens rotation, og den ydre glorie har en retrograd bevægelse. [otte]
Afhængigt af definitionen omfatter højhastighedsstjerner stjerner, der bevæger sig med en hastighed på 65-100 km/s højere end gennemsnitshastigheden for stjerner i nærheden af Solen. Nogle gange defineres hastigheden som supersonisk i forhold til det omgivende interstellare medium . Der er tre typer højhastighedsstjerner: løbske stjerner , halostjerner og hyperhastighedsstjerner.
En løbsk stjerne er en stjerne, der bevæger sig gennem rummet med en ekstrem høj hastighed i forhold til det omgivende interstellare medium. En løbsk stjernes egenbevægelse peger ofte direkte fra den stjerneforening, som den løbske stjerne plejede at tilhøre.
Der er to mulige mekanismer for dannelsen af en løbsk stjerne:
Selvom begge mekanismer er mulige, overvejer astronomer normalt mekanismen for dannelsen af løbske stjerner i supernovaeksplosioner.
Et eksempel på mange løbske stjerner er tilfældet med AE Aurigae , 53 Aries , og mu Dove , som bevæger sig væk fra hinanden med hastigheder på mere end 100 km/s (til sammenligning bevæger Solen sig i Mælkevejen med en hastighed 20 km/s hurtigere end den lokale gennemsnitshastighed). Sporing af disse stjerners bevægelser i den modsatte retning viste, at deres baner krydsede hinanden nær Oriontågen for omkring 2 millioner år siden. Barnards løkke menes at være en rest af en supernova, der accelererede resten af stjernerne.
Et andet eksempel er Parus X-1 røntgenkilden , hvor foto-digital teknologi afslørede tilstedeværelsen af en typisk supersonisk chokbølge.
Højhastighedsstjerner er meget gamle stjerner, hvis bevægelse er meget forskellig fra solens eller stjerner i solkvarteret, der er i lignende cirkulære kredsløb omkring Mælkevejens centrum. Højhastighedsstjerner bevæger sig normalt i elliptiske baner uden for Mælkevejens plan. Selvom disse stjerners samlede hastigheder ikke må overstige Solens hastighed, resulterer forskellen i kredsløb i høje relative hastigheder.
Typiske eksempler er halostjerner, der passerer gennem Mælkevejens skive i en høj vinkel. En af de 45 nærliggende stjerner, Kapteyns stjerne , er en højhastighedsstjerne. Dens observerede radiale hastighed er -245 km/s, rumhastighedskomponenterne er U = 19 km/s, V = -288 km/s, W = -52 km/s.
Hypervelocity-stjerner ( eng. Hypervelocity stars , HVS eller HV ) er stjerner med hastigheder, der er væsentligt forskellige fra dem, der forventes for en stjerne med en normalfordeling af stjerner i galaksen. Sådanne stjerner kan have så høje hastigheder, at de overstiger flugthastigheden for en galakse. [11] Almindelige stjerner i Mælkevejen har hastigheder i størrelsesordenen 100 km/s, mens hyperhastighedsstjerner, især nær Mælkevejens centrum, har hastigheder i størrelsesordenen 1000 km/s.
Eksistensen af hyperhastighedsstjerner blev først påpeget af Jack Hills i 1988 [12] og senere bekræftet af Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon og Michael Kurtz i 2005. [13] Fra 2008 var 10 ikke-relaterede hyperhastighedsstjerner kendt, hvoraf den ene menes at stamme fra Den Store Magellanske Sky . [14] Yderligere målinger viste, at denne stjerne stadig tilhører Mælkevejen. [15] På grund af usikkerheden om massefordelingen i Mælkevejen er det vanskeligt at bestemme forbindelsen mellem en hyperhastighedsstjerne. Fem yderligere kendte hyperhastighedsstjerner er muligvis ikke gravitationsbundet til Mælkevejen, mens 16 anses for at være det. Den nærmeste kendte hyperhastighedsstjerne (HVS2) på Solen er placeret i en afstand af 19 kpc fra Solen.
Det menes, at der findes omkring 1000 hyperhastighedsstjerner i Mælkevejen. [16]
Årsager til fremkomsten af hyperhastighedsstjernerHyperhastighedsstjerner menes at være produceret ved tætte møder mellem binære stjerner og det supermassive sorte hul i centrum af Mælkevejen. Den ene af de to komponenter fanges af det sorte hul, mens den anden udvises med høj hastighed. Den fangede komponent kan gå i kredsløb omkring det sorte hul. Dette kan dog kun ske, hvis binærstjernen falder direkte på det sorte hul på meget lang afstand, ellers vil stjernen ikke få den nødvendige hastighed.
Hyperhastighedsstjerner skabt af supernovaeksplosioner kan også eksistere, men mere sjældent. I dette scenarie udstødes stjerner med hyperhastighed fra et tæt binært system som et resultat af en ledsagende supernovaeksplosion. Udkastningshastigheder når 770 km/s i forhold til det galaktiske hvilesystem, hvilket er muligt for sene B-stjerner. [17] Denne mekanisme kan forklare årsagerne til fremkomsten af højhastighedsstjerner udstødt fra galaksens disk.
Kendte hyperhastighedsstjerner er hovedsekvensstjerner med masser af flere gange solens. Stjerner med lav masse hyperhastighed kan også eksistere, og hyperhastighedsstjernekandidater, der er G/K-dværge, er allerede blevet opdaget.
Det blev antaget, at Mælkevejens hyperhastighedsstjerner er resultatet af passagen af en roterende dværggalakse nær Mælkevejen. Når en dværggalakse passerer tættest på Mælkevejens centrum, oplever den en stærk gravitationsforstyrrelse. I dette tilfælde ændres energien af nogle stjerner så kraftigt, at de frigives fra dværggalaksen og flyver ud i det frie rum. [atten]
Nogle neutronstjerner kan bevæge sig med lignende hastigheder. De kan være relateret til hyperhastighedsstjerner og deres udstødningsmekanisme. Neutronstjerner er resterne af supernovaeksplosioner, og deres ekstremt høje hastigheder er sandsynligvis resultatet af en asymmetrisk supernovaeksplosion eller tabet af en ledsager i en supernovaeksplosion. Neutronstjernen RX J0822-4300 , hvis hastighed ifølge målinger i 2007 er rekordhøje 1500 km/s (0,5 % c), blev sandsynligvis dannet på den første måde. [19]
Nogle typer supernovaer menes at opstå, når en hvid dværg kolliderer med en ledsagerstjerne og forbruger det ydre stof af ledsagerstjernen. Desuden har begge stjerner meget høje kredsløbshastigheder. Tabet af masse af en hvid dværg under en supernova-eksplosion får følgestjernen til at forlade sit kredsløb med den tidligere høje hastighed på flere hundrede km/s og bliver til en hyperhastighedsstjerne. Supernova-resten bliver til en hurtigt bevægende neutronstjerne. Denne mekanisme er sandsynligvis den mest sandsynlige årsag til de fleste hyperhastighedsstjerner og hurtige neutronstjerner.
Eksempler på hyperhastighedsstjernerFra 2014 var 20 hyperhastighedsstjerner kendt: [20] [21]
En gruppe stjerner med lignende bevægelse i rum og alder kaldes en kinematisk gruppe. [22] Disse stjerner kan have en fælles oprindelse, såsom fordampningen af en åben hob , resterne af et stjernedannende område eller sammenlægningen af områder med udbrud af stjernedannelse, der fandt sted på forskellige tidspunkter. [23] Flere stjerner blev født inde i molekylære skyer . Stjernerne dannet inde i en sådan sky danner gravitationsbundne åbne klynger, der indeholder fra titusinder til tusindvis af stjerner med en lignende kemisk sammensætning og alder. Over tid bliver disse klynger ødelagt. Samtidig forlader grupper af unge stjerner hoben eller holder op med at være forbundet med hinanden og danner stjerneforeninger . Når sådanne stjerner ældes, ophører associationen med at kunne skelnes, hvilket efterlader separate bevægelige grupper af stjerner.
Astronomer har evnen til at afgøre, om stjerner tilhører den samme kinematiske gruppe, da stjernerne for dette skal have samme alder, metallicitet og egenbevægelse. Da stjernerne i en bevægelig gruppe dannes tæt på hinanden og på nogenlunde samme tid, har de lignende egenskaber. [24]
En stjerneassociation er en løst bundet samling af stjerner, der har samme oprindelse, men som er blevet gravitationsmæssigt ubundne, selvom de bevæger sig sammen i rummet. Associationer skelnes efter de generelle vektorer for bevægelse af objekter og aldre. Der anvendes også kemisk analyse.
For første gang blev stjerneforeninger opdaget af V. A. Ambartsumyan i 1947. [25] Det er sædvanligt at navngive foreninger med navnet på den konstellation (eller stjernebilleder), som foreningen er placeret i, angive typen af forening og nogle gange antallet.
TyperV. A. Ambartsumyan opdelte stjerneassociationer i to grupper, OB og T, baseret på stjernernes karakteristika. [25] En tredje kategori, R, blev senere foreslået af Sidney van den Bergh for de associationer, der fremhæver refleksionståger . [26] OB-, T- og R-associationer danner et kontinuerligt spektrum af unge stjernegrupper. Det er endnu ikke klart, om disse kategorier repræsenterer en evolutionær sekvens. [27] Nogle grupper udviser egenskaberne fra både OB- og T-foreninger, så klassificeringen er ikke altid entydig.
OB-foreningerUnge associationer indeholdende 10-100 massive stjerner i spektralklasse O og B kaldes OB-associationer . Sådanne associationer indeholder hundreder eller tusinder af stjerner med lav og mellemmasse. Associationsobjekter anses for at være dannet i samme volumen inde i en gigantisk molekylær sky . Efter at gas og støv er fejet ud af systemet, vil de resterende stjerner være gravitationsmæssigt ubundne og vil begynde at flyve fra hinanden. [28] De fleste af stjernerne i Mælkevejen menes at være dannet inden for OB-foreninger. [28] Stjerner af spektral type O har kort levetid og eksploderer som supernovaer omkring en million år efter deres dannelse. Som følge heraf eksisterer OB-foreninger kun i nogle få millioner år eller mindre. Foreningens OB-stjerner vil opbruge deres reserver af stof til atomreaktioner inden for 10 millioner år.
Hipparcos-satellitten gjorde det muligt at udføre målinger, der bestemte placeringen af et dusin OB-foreninger inden for 650 pct. af Solen. [29] Den nærmeste OB-forening er OB-foreningen af Scorpius-Centaurus , der ligger i en afstand af 400 lysår fra Solen. [tredive]
OB-associationer er blevet fundet i den store magellanske sky og Andromedatågen . Sådanne associationer kan være ret sparsomme og nå 1500 lysår i diameter. [31]
T-foreningerUnge stjernegrupper kan indeholde en række unge T Tauri-stjerner , der er i færd med at komme ind i hovedsekvensen . Grupper af stjerner op til tusind T Tauri-stjerner kaldes T-associationer . Det nærmeste eksempel på en sådan association til Solen er Taurus-Auriga-foreningen, der ligger i en afstand af 140 pct. fra Solen. [32] Andre eksempler på T-Associationer er South Crown R T-Association, Wolf T-Association, Chameleon T-Association, Sails T-Association. T-associationer findes ofte i nærheden af de molekylære skyer, hvorfra de er dannet. Nogle, men ikke alle, inkluderer OB-stjerner. Repræsentanterne for foreningen har lignende aldre og kemisk sammensætning, såvel som retningen af hastighedsvektoren.
R-foreningerAssociationer af stjerner, der belyser reflekterende tåger, kaldes R-associationer . [26] Disse unge grupper af stjerner indeholder hovedsekvensstjerner, der ikke er massive nok til at sprede de molekylære skyer, hvori disse stjerner er dannet. [27] Dette faktum giver os mulighed for at undersøge egenskaberne af skyen, der omgiver stjernen. Da R-associationer er flere end OB-associationer, kan de bruges til at afsløre strukturen af galaksers spiralarme. [33] Et eksempel på en R-association er Unicorn R2 , der ligger i en afstand af 830 ± 50 pct. fra Solen. [27]
Hvis resterne af en stjerneassociation bevæger sig sammenhængende i Mælkevejen, så kaldes de en bevægende gruppe eller en kinematisk gruppe. De flyttende grupper kan være lige så gamle som HR 1614 på 2 milliarder år eller så unge som AB Doradus-gruppen på omkring 120 millioner år.
Flyttegrupper blev studeret i detaljer af Olin Eggen i 1960'erne. [34] En liste over nærliggende unge bevægende grupper blev udarbejdet af López-Santiago et al. [35] Den nærmeste gruppe er Ursa Major-gruppen , som omfatter alle stjernerne fra Big Dipper - asterismen undtagen Dubhe og Benetnash . Solen er ved gruppens ydre grænser, men er ikke inkluderet i den. De fleste af gruppens repræsentanter er placeret i deklinationsområdet på +60°, men på grund af gruppens nærhed til Solen er nogle af dens stjerner endda i konstellationen af den sydlige trekant med deklinationer på omkring -70° .
En stjernestrøm er en sammenslutning af stjerner, der kredser om en galakse, der engang var en kuglehob eller dværggalakse , der er blevet revet fra hinanden af tidevandspåvirkning og strakt sig langs sin bane.
| stjernesystemer | |
|---|---|
| Bundet af tyngdekraften | |
| Ikke bundet af tyngdekraften | |
| Forbundet visuelt | |