Tähtien kinematiikka on tähtitieteen ala, joka tutkii kinematiikkaa eli tähtien liikettä avaruudessa. Tähtikinematiikan tutkimuskohteena on Linnunradan tähtien ja sen satelliittigalaksien nopeuksien mittaaminen sekä kaukaisempien galaksien sisäisen kinematiikan mittaaminen. Tähtien kinemaattisten ominaisuuksien määrittäminen Linnunradan eri osissa, mukaan lukien ohut kiekko , paksu levy , pullistuma ja tähtien halo, tarjoaa tärkeää tietoa galaksin muodostumisesta ja kehityksestä. Kinematiikkatiedot auttavat myös havaitsemaan eksoottisia kohteita, kuten hypernopeustähtiä , joiden katsotaan yleensä johtuvan binääritähden ja galaksin keskustassa sijaitsevan supermassiivisen mustan aukon Sgr A* gravitaatiovuorovaikutuksesta.
Tähtien kinematiikka liittyy (vaikkakin erillinen) tähtien dynamiikkaan , joka käyttää teoreettista tutkimusta tai mallintamista tähtien liikkeistä painovoiman vaikutuksen alaisena. Galaksien tai tähtijoukkojen kaltaisten järjestelmien tähtidynamiikan malleja verrataan usein kinemaattisiin tietoihin massan kehityksen ja jakautumisen tutkimiseksi sekä pimeän aineen tai supermassiivisten mustien aukkojen havaitsemiseksi niiden gravitaatiovaikutuksen perusteella. tähdet.
Tähden liikkeen Aurinkoa kohti tai siitä poispäin oleva komponentti, joka tunnetaan nimellä säteittäinen nopeus , voidaan mitata Doppler-ilmiön aiheuttamasta spektrin viivojen siirtymisestä . Poikittaiskomponentti (tai oikea liike ) voidaan määrittää sarjasta kohteen sijainnin määrityksiä suhteessa kauempana oleviin objekteihin. Kun etäisyys tähteen määritetään astrometrisillä menetelmillä (kuten määrittämällä parallaksi), avaruuden nopeus voidaan määrittää. [1] Tässä tapauksessa saamme arvion tähden liikkeestä suhteessa aurinkoon tai paikalliseen lepostandardiin . Paikallinen lepostandardi määritellään pisteeksi, joka on lähellä Auringon nykyistä sijaintia, joka liikkuu ympyräradalla galaksin keskustan ympärillä nopeudella, joka on yhtä suuri kuin Aurinkoa lähimpänä olevien tähtien keskiarvo pienellä nopeusdispersiolla. [2] Auringon liikettä suhteessa MSP:hen kutsutaan Auringon erikoisliikkeeksi.
Linnunradan avaruudellisen nopeuden komponentit galaksisessa koordinaatistossa merkitään yleensä U:na, V:nä ja W:nä ja ne mitataan km/s, U positiivinen galaksin keskipisteen suunnassa, V positiivinen suunnassa. galaksin pyörimisestä, W positiivinen galaksin pohjoisnavan suunnassa. [3] Auringon erikoinen liike suhteessa MSP:hen on [4]
(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s,tilastollisella epävarmuudella (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s ja systemaattisella epävarmuudella (1, 2, 0,5) km/s. (Huomaa, että V on 7 km/s korkeampi kuin Dehnenin ja kollegoiden vuonna 1999 tekemä arvio [ 5] ).
Linnunradan tähdet voidaan jakaa kahteen väestötyyppiin niiden metallisuuden tai heliumia raskaampien alkuaineiden osuuden mukaan. Lähimpien tähtien joukossa havaittiin, että ensimmäisen tyypin populaatiolla, toisin sanoen tähdillä, joilla on korkeampi metallisuus, on alhaisemmat radiaalinopeudet kuin toisen tyypin väestön vanhemmilla edustajilla. Jälkimmäiset ovat elliptisellä kiertoradalla, jotka ovat vinossa Linnunradan tasoon nähden. [6] Läheisten tähtien kinemaattisten ominaisuuksien vertailu johti tähtiyhdistysten löytämiseen . Nämä ovat luultavasti tähtiryhmiä, joilla on yhteinen syntymäpaikka jättimäisessä molekyylipilvessä . [7]
Linnunradassa on kolme kinemaattista pääkomponenttia: kiekko, halo ja (barred) pullistuma. Nämä komponentit liittyvät läheisesti Linnunradan tähtipopulaatioihin ja muodostavat vahvan korrelaation liikeparametrien ja kemiallisen koostumuksen välillä. Halo voidaan jakaa sisäiseen ja ulkoiseen, jolloin sisempi halo liikkuu säännöllisesti samassa suunnassa kuin Linnunradan pyörimissuunta ja ulompi halo taaksepäin. [kahdeksan]
Määritelmästä riippuen nopeita tähtiä ovat tähdet, jotka liikkuvat 65-100 km/s korkeammalla nopeudella kuin Auringon läheisyydessä olevien tähtien keskinopeus. Joskus nopeus määritellään yliääninopeudeksi suhteessa ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen . Nopeita tähtiä on kolmenlaisia: karkaavat tähdet , halotähdet ja hypernopeustähdet.
Karaneva tähti on tähti, joka liikkuu avaruudessa erittäin suurella nopeudella ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen nähden. Karanneen tähden oikea liike osoittaa usein suoraan tähtiyhdistyksestä, johon karannuttähti ennen kuului.
Karanneen tähden muodostumiseen on kaksi mahdollista mekanismia:
Vaikka molemmat mekanismit ovat mahdollisia, tähtitieteilijät yleensä harkitsevat karanneiden tähtien muodostumismekanismia supernovaräjähdyksissä.
Yksi esimerkki monista karanneista tähdistä on tapaus AE Aurigae , 53 Aries ja mu Dove , jotka liikkuvat kauemmas toisistaan yli 100 km/s nopeuksilla (vertailun vuoksi: Aurinko liikkuu Linnunradalla nopeudella 20 km/s nopeampi kuin paikallinen keskinopeus). Näiden tähtien liikkeiden seuranta vastakkaiseen suuntaan osoitti, että niiden liikeradat leikkaavat lähellä Orionin sumua noin 2 miljoonaa vuotta sitten. Barnardin silmukan uskotaan olevan supernovan jäännös, joka kiihdytti muita tähtiä.
Toinen esimerkki on Parus X-1 -röntgenlähde , jossa valokuva-digitaalinen tekniikka paljasti tyypillisen yliäänisen shokkiaallon.
Suurinopeuksiset tähdet ovat hyvin vanhoja tähtiä, joiden liike on hyvin erilaista kuin Auringon tai auringon naapurustossa olevien tähtien, jotka ovat samankaltaisilla ympyräradoilla Linnunradan keskustan ympärillä. Nopeat tähdet liikkuvat yleensä elliptisellä kiertoradalla Linnunradan tason ulkopuolella. Vaikka näiden tähtien kokonaisnopeus ei saa ylittää Auringon nopeutta, kiertoradan erot johtavat suuriin suhteellisiin nopeuksiin.
Tyypillisiä esimerkkejä ovat halotähdet, jotka kulkevat Linnunradan kiekon läpi suuressa kulmassa. Yksi lähistöllä olevista 45 tähdestä, Kapteyn's Star , on nopea tähti. Sen havaittu radiaalinen nopeus on −245 km/s, avaruusnopeuden komponentit U = 19 km/s, V = −288 km/s, W = −52 km/s.
Hypervelocity-tähdet ( eng. Hypervelocity stars , HVS tai HV ) ovat tähtiä, joiden nopeudet eroavat merkittävästi nopeudesta, joka on odotettavissa tähdelle, jonka tähtien jakautuminen galaksissa on normaali. Tällaisilla tähdillä voi olla niin suuri nopeus, että ne ylittävät galaksin pakonopeuden . [11] Linnunradan tavallisten tähtien nopeudet ovat luokkaa 100 km/s, kun taas hypernopeustähtien, erityisesti lähellä Linnunradan keskustaa, nopeudet ovat luokkaa 1000 km/s.
Hypernopeustähtien olemassaolon huomautti ensin Jack Hills vuonna 1988 [12] ja myöhemmin Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon ja Michael Kurtz vahvistivat sen vuonna 2005. [13] Vuodesta 2008 lähtien tiedettiin 10 toisiinsa liittymätöntä hypernopeustähteä, joista yhden uskotaan olevan peräisin Suuresta Magellanin pilvestä . [14] Lisämittaukset osoittivat, että tämä tähti kuuluu edelleen Linnunrataan. [15] Linnunradan massan jakautumisen epävarmuuden vuoksi hypernopeustähden liitettävyyden määrittäminen on vaikeaa. Viisi lisäksi tunnettua hypernopeustähteä ei välttämättä ole gravitaatiositoutunut Linnunrataan, kun taas 16:n katsotaan olevan. Aurinkoa lähin tunnettu hypernopeustähti (HVS2) sijaitsee 19 kpc :n etäisyydellä Auringosta.
Linnunradassa uskotaan olevan noin 1000 ylinopeustähteä. [16]
Syitä hypernopeustähtien syntymiseenYlinopeustähdet arvellaan syntyvät kaksoistähtien ja Linnunradan keskellä olevan supermassiivisen mustan aukon läheisistä kohtaamisista. Musta aukko vangitsee toisen komponentista, kun taas toinen poistuu suurella nopeudella. Siepattu komponentti voi mennä mustan aukon kiertoradalle. Tämä voi kuitenkin tapahtua vain, jos kaksoistähti putoaa suoraan mustaan aukkoon erittäin pitkältä etäisyydeltä, muuten tähti ei ota vaadittua nopeutta.
Supernovaräjähdyksistä luotuja ylinopeustähtiä voi myös esiintyä, mutta harvemmin. Tässä skenaariossa hypernopeat tähdet sinkoutuvat läheisestä binäärijärjestelmästä seuralaisen supernovaräjähdyksen seurauksena. Poistonopeudet saavuttavat 770 km/s suhteessa galaktiseen lepojärjestelmään, mikä on mahdollista myöhäisille B-tähdille. [17] Tämä mekanismi voi selittää syyt Galaxyn levyltä sinkoutuneiden nopeiden tähtien syntymiseen.
Tunnetut hypernopeustähdet ovat pääsarjan tähtiä , joiden massa on useita kertoja auringon massasta. Myös alhaisemman massaisen hypernopeuksien tähtiä saattaa olla olemassa, ja hypernopeustähtiehdokkaita, jotka ovat G/K-kääpiöitä, on jo löydetty.
Oletettiin, että Linnunradan ylinopeustähdet ovat seurausta pyörivän kääpiögalaksin kulkemisesta lähellä Linnunrataa. Kun kääpiögalaksi ohittaa lähimpänä Linnunradan keskustaa, se kokee voimakkaan gravitaatiohäiriön. Tässä tapauksessa joidenkin tähtien energia muuttuu niin voimakkaasti, että ne vapautuvat kääpiögalaksista ja lentävät pois vapaaseen avaruuteen. [kahdeksantoista]
Jotkut neutronitähdet voivat liikkua samalla nopeuksilla. Ne voivat liittyä hypernopeustähtiin ja niiden poistomekanismiin. Neutronitähdet ovat jäänteitä supernovaräjähdyksistä, ja niiden erittäin suuret nopeudet ovat todennäköisesti seurausta epäsymmetrisestä supernovaräjähdyksestä tai kumppanin menetyksestä supernovaräjähdyksessä. Neutronitähti RX J0822-4300 , jonka nopeus vuoden 2007 mittausten mukaan on ennätys 1500 km/s (0,5 % c), syntyi luultavasti ensimmäisellä tavalla. [19]
Joidenkin supernovatyyppien uskotaan syntyvän, kun valkoinen kääpiö törmää kumppanitähteen ja kuluttaa kumppanitähden ulomman aineen. Lisäksi molemmilla tähdillä on erittäin korkeat kiertoradan nopeudet. Valkoisen kääpiön massan menetys supernovaräjähdyksen aikana saa kumppanitähden jättämään kiertoradansa entisellä useiden satojen km/s nopeudella ja siitä tulee hypernopeustähti. Supernova-jäännös muuttuu nopeasti liikkuvaksi neutronitähdeksi. Tämä mekanismi on luultavasti todennäköisin syy useimpien ylinopeustähtien ja nopeiden neutronitähtien syntymiseen.
Esimerkkejä hypernopeustähdistäVuodesta 2014 lähtien tiedettiin 20 hypernopeustähteä: [20] [21]
Ryhmää tähtiä, joilla on samanlainen liike avaruudessa ja iässä, kutsutaan kinemaattiseksi ryhmäksi. [22] Näillä tähdillä voi olla yhteinen alkuperä, kuten avoimen joukon haihtuminen , tähtien muodostumisalueen jäännökset tai eri aikoina tapahtuneiden tähtienmuodostuksen purkausten alueiden yhteensulautuminen. [23] Molekyylipilvien sisällä syntyi lisää tähtiä . Tällaisen pilven sisällä muodostuneet tähdet muodostavat gravitaatioon sitoutuneita avoimia klustereita, jotka sisältävät kymmenistä tuhansiin tähtiä, joilla on samanlainen kemiallinen koostumus ja ikä. Ajan myötä nämä klusterit tuhoutuvat. Samaan aikaan nuorten tähtien ryhmät poistuvat joukosta tai lakkaavat olemasta yhteydessä toisiinsa ja muodostavat tähtiyhdistyksiä . Kun tällaiset tähdet vanhenevat, yhdistys lakkaa olemasta erottuva, jolloin jäljelle jää erilliset liikkuvat tähtiryhmät.
Tähtitieteilijät voivat määrittää, kuuluvatko tähdet samaan kinemaattiseen ryhmään, koska tätä varten tähdillä on oltava sama ikä, metallisuus ja oikea liike. Koska liikkuvan ryhmän tähdet muodostuvat lähellä toisiaan ja suunnilleen samaan aikaan, niillä on samanlaiset ominaisuudet. [24]
Tähtiyhdistys on löyhästi sidottu kokoelma tähtiä, joilla on sama alkuperä, mutta jotka ovat muuttuneet gravitaatiositoutumattomiksi, vaikka ne liikkuvat yhdessä avaruudessa. Assosiaatiot erotellaan esineiden ja iän yleisten liikevektorien mukaan. Myös kemiallista analyysiä käytetään.
V. A. Ambartsumyan löysi tähtiyhdistykset ensimmäistä kertaa vuonna 1947. [25] On tapana nimetä yhdistykset sen tähdistön (tai tähdistöjen) nimellä, jossa yhdistys sijaitsee, ilmoittamalla yhdistyksen tyyppi ja joskus numero.
TyypitV. A. Ambartsumyan jakoi tähtiyhdistykset kahteen ryhmään, OB ja T, tähtien ominaisuuksien perusteella. [25] Sidney van den Bergh ehdotti myöhemmin kolmatta luokkaa R niille yhdistyksille, jotka korostavat heijastussumuja . [26] OB-, T- ja R-assosiaatiot muodostavat jatkuvan spektrin nuoria tähtiryhmiä. Ei ole vielä selvää, edustavatko nämä luokat evoluutiosarjaa. [27] Joillakin ryhmillä on sekä OB- että T-assosiaatioiden ominaisuuksia, joten luokitus ei ole aina yksiselitteinen.
OB-yhdistyksetNuoria assosiaatioita, jotka sisältävät 10-100 massiivista spektriluokkien O ja B tähteä, kutsutaan OB-assosiaatioiksi . Tällaiset yhdistykset sisältävät satoja tai tuhansia tähtiä, joiden massa on pieni ja keskimääräinen. Assosiaatioobjektien katsotaan muodostuneen samassa tilavuudessa jättimäisen molekyylipilven sisällä . Kun kaasu ja pöly on pyyhkäisty pois järjestelmästä, jäljellä olevat tähdet ovat gravitaatiositoutumattomia ja alkavat lentää erilleen. [28] Suurimman osan Linnunradan tähdistä uskotaan muodostuneen OB-yhdistyksissä. [28] Spektrityypin O tähtien elinikä on lyhyt ja ne räjähtävät supernovana noin miljoona vuotta muodostumisensa jälkeen. Tämän seurauksena OB-yhdistykset ovat olemassa vain muutaman miljoonan vuoden ajan tai vähemmän. Yhdistyksen OB-tähdet käyttävät ydinreaktioiden ainevarastonsa loppuun 10 miljoonan vuoden kuluessa.
Hipparcos-satelliitti mahdollisti mittausten suorittamisen, jotka määrittivät tusinan OB-yhdistyksen sijainnin 650 prosentin etäisyydellä Auringosta. [29] Lähin OB-yhdistys on Scorpius-Centauruksen OB-yhdistys , joka sijaitsee 400 valovuoden etäisyydellä Auringosta. [kolmekymmentä]
OB-assosiaatioita on löydetty Suuresta Magellanin pilvestä ja Andromeda-sumusta . Tällaiset yhdistykset voivat olla melko harvassa ja saavuttaa halkaisijaltaan 1500 valovuotta. [31]
T yhdistyksetNuoret tähtiryhmät voivat sisältää useita nuoria T Tauri - tähtiä , jotka ovat siirtymässä pääsarjaan . Tähtiryhmiä, joissa on enintään tuhat T Tauri-tähteä, kutsutaan T-assosiaatioiksi . Lähin esimerkki tällaisesta yhdistymisestä Auringon kanssa on Taurus-Auriga-yhdistys, joka sijaitsee 140 %:n etäisyydellä Auringosta. [32] Muita esimerkkejä T-Associationista ovat South Crown R T-Association, Wolf T-Association, Chameleon T-Association, Sails T-Association. T-assosiaatioita löytyy usein niiden molekyylipilvien läheisyydestä, joista ne muodostuivat. Jotkut, vaikka eivät kaikki, sisältävät OB-tähtiä. Yhdistyksen edustajilla on samanlainen ikä ja kemiallinen koostumus sekä nopeusvektorin suunta.
R-assosiaatiotHeijastavia sumuja valaisevia tähtien assosiaatioita kutsutaan R-assosiaatioiksi . [26] Nämä nuoret tähtiryhmät sisältävät pääsarjan tähtiä, jotka eivät ole tarpeeksi massiivisia hajottaakseen molekyylipilviä, joissa nämä tähdet muodostuivat. [27] Tämän tosiasian avulla voimme tutkia tähteä ympäröivän pilven ominaisuuksia. Koska R-assosiaatioita on enemmän kuin OB-assosiaatioita, niitä voidaan käyttää galaksien spiraalihaarojen rakenteen paljastamiseen. [33] Esimerkki R-assosiaatiosta on Unicorn R2 , joka sijaitsee 830 ± 50 pc:n etäisyydellä Auringosta. [27]
Jos tähtiyhdistyksen jäännökset liikkuvat johdonmukaisesti Linnunradalla, niitä kutsutaan liikkuvaksi ryhmäksi tai kinemaattiseksi ryhmäksi. Liikkuvat ryhmät voivat olla yhtä vanhoja kuin HR 1614 2 miljardin vuoden iässä tai yhtä nuoria kuin AB Doradus -ryhmä noin 120 miljoonan vuoden ikäisinä.
Olin Eggen tutki liikkuvia ryhmiä yksityiskohtaisesti 1960-luvulla. [34] Listan lähellä olevista nuorista liikkuvista ryhmistä ovat laatineet López-Santiago ym. [35] Lähin ryhmä on Ursa Major -ryhmä , joka sisältää kaikki Otava -tähtien tähdet Dubhea ja Benetnashia lukuun ottamatta . Aurinko on ryhmän ulkorajoilla, mutta ei sisälly siihen. Suurin osa ryhmän edustajista sijaitsee +60°:n deklinaatioalueella, mutta ryhmän Auringon läheisyydestä johtuen osa sen tähdistä on jopa eteläisen kolmion tähdistössä, jonka deklinaatiot ovat noin −70°. .
Tähtivirta on tähtiyhdistys, joka kiertää galaksia, joka oli aikoinaan pallomainen tähtijoukko tai kääpiögalaksi , joka on repeytynyt vuoroveden vaikutuksesta ja venytetty kiertoradalle.
tähtijärjestelmät | |
---|---|
Painovoiman sitoma | |
Ei sidottu painovoimaan | |
Yhdistetty visuaalisesti |