Hvězdná kinematika je odvětví astronomie , které studuje kinematiku nebo pohyb hvězd ve vesmíru. Předmětem výzkumu hvězdné kinematiky je měření rychlostí hvězd Mléčné dráhy a jejích satelitních galaxií spolu s měřením vnitřní kinematiky vzdálenějších galaxií. Určení kinematických vlastností hvězd v různých složkách Mléčné dráhy, včetně tenkého disku , tlustého disku , vyboulení a hvězdného hala, poskytuje důležité informace o vzniku a vývoji Galaxie. Kinematická data také pomáhají detekovat exotické objekty, jako jsou hyperrychlostní hvězdy , které jsou obvykle připisovány gravitační interakci dvojhvězdy a supermasivní černé díry Sgr A* ve středu Galaxie.
Hvězdná kinematika souvisí (i když odlišně) s tématem hvězdné dynamiky , která využívá teoretického studia nebo modelování pohybů hvězd pod vlivem gravitace. Modely hvězdné dynamiky systémů, jako jsou galaxie nebo hvězdokupy , jsou často srovnávány s kinematickými daty za účelem studia evoluce a rozložení hmoty a také k detekci přítomnosti temné hmoty nebo supermasivních černých děr jejich gravitačním vlivem na oběžné dráhy hvězdy.
Složku pohybu hvězdy směrem ke Slunci nebo od něj, známou jako radiální rychlost , lze měřit z posunu čar ve spektru v důsledku Dopplerova jevu . Příčná složka (nebo vlastní pohyb ) může být určena ze série určení polohy objektu vzhledem ke vzdálenějším objektům. Při určování vzdálenosti ke hvězdě astrometrickými metodami (jako je určování paralaxy) lze určit prostorovou rychlost. [1] V tomto případě získáme odhad pohybu hvězdy vůči Slunci nebo místní normu klidu . Místní klidový standard je definován jako bod poblíž aktuální polohy Slunce, pohybující se po kruhové dráze kolem středu Galaxie rychlostí rovnou průměrné hodnotě pro hvězdy nejblíže Slunci s malým rozptylem rychlosti. [2] Pohyb Slunce vzhledem k MSP se nazývá zvláštní pohyb Slunce.
Složky prostorové rychlosti Mléčné dráhy v galaktickém souřadnicovém systému se obvykle označují jako U, V a W a měří se v km/s, přičemž U kladné ve směru do středu Galaxie, V kladné ve směru rotace Galaxie, W kladná ve směru k severnímu pólu Galaxie. [3] Zvláštní pohyb Slunce vzhledem k MSP je [4]
(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s,se statistickou nejistotou (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s a systematickou nejistotou (1, 2, 0,5) km/s. (Všimněte si, že V je o 7 km/s vyšší než odhad získaný v roce 1999 Dehnenem a kolegy [ 5] ).
Hvězdy Mléčné dráhy lze rozdělit do dvou typů populace podle jejich metalicity nebo podílu prvků těžších než helium. Mezi nejbližšími hvězdami bylo zjištěno, že populace prvního typu, tedy hvězdy s vyšší metalicitou, mají nižší radiální rychlosti než starší zástupci druhého typu populace. Ty jsou na eliptických drahách nakloněných k rovině Mléčné dráhy. [6] Porovnání kinematických charakteristik blízkých hvězd vedlo k objevu hvězdných asociací . Pravděpodobně se jedná o skupiny hvězd, které mají společné místo narození v obřím molekulárním mračnu . [7]
V Mléčné dráze jsou tři hlavní kinematické složky: disk, svatozář a vyboulenina (s příčkou). Tyto složky jsou úzce spjaty s hvězdnými populacemi Mléčné dráhy a tvoří silnou korelaci mezi parametry pohybu a chemickým složením. Halo lze rozdělit na vnitřní a vnější, přičemž vnitřní halo má uspořádaný pohyb ve stejném směru jako rotace Mléčné dráhy a vnější halo má retrográdní pohyb. [osm]
V závislosti na definici vysokorychlostní hvězdy zahrnují hvězdy pohybující se rychlostí o 65-100 km/s vyšší, než je průměrná rychlost hvězd v blízkosti Slunce. Někdy je rychlost definována jako nadzvuková vzhledem k okolnímu mezihvězdnému médiu . Existují tři typy vysokorychlostních hvězd: uprchlé hvězdy , halo hvězdy a hyperrychlostní hvězdy.
Uprchlá hvězda je hvězda pohybující se vesmírem extrémně vysokou rychlostí vzhledem k okolnímu mezihvězdnému médiu. Správný pohyb hvězdy na útěku často ukazuje přímo z hvězdné asociace, ke které uprchlá hvězda dříve patřila.
Existují dva možné mechanismy pro vytvoření uprchlé hvězdy:
Ačkoli jsou možné oba mechanismy, astronomové obvykle uvažují o mechanismu vzniku uprchlých hvězd při explozích supernov.
Jedním z příkladů mnoha uprchlých hvězd je případ AE Aurigae , 53 Aries a mu Dove , které se od sebe vzdalují rychlostí více než 100 km/s (pro srovnání, Slunce se pohybuje v Mléčné dráze rychlostí o 20 km/s rychlejší než je místní průměrná rychlost). Sledování pohybu těchto hvězd v opačném směru ukázalo, že jejich trajektorie se protínaly v blízkosti mlhoviny v Orionu asi před 2 miliony let. Předpokládá se, že Barnardova smyčka je pozůstatkem supernovy, která urychlila zbytek hvězd.
Dalším příkladem je rentgenový zdroj Parus X-1 , ve kterém fotodigitální technologie odhalila přítomnost typické nadzvukové rázové vlny.
Vysokorychlostní hvězdy jsou velmi staré hvězdy, jejichž pohyb se velmi liší od pohybu slunce nebo od pohybu hvězd ve slunečním sousedství, které jsou na podobných kruhových drahách kolem středu Mléčné dráhy. Vysokorychlostní hvězdy se obvykle pohybují po eliptických drahách mimo rovinu Mléčné dráhy. Přestože celkové rychlosti těchto hvězd nemusí překročit rychlost Slunce, rozdíl v oběžných drahách má za následek vysoké relativní rychlosti.
Typickými příklady jsou halo hvězdy procházející diskem Mléčné dráhy pod velkým úhlem. Jedna ze 45 blízkých hvězd, Kapteynova hvězda , je vysokorychlostní hvězda. Jeho pozorovaná radiální rychlost je −245 km/s, složky prostorové rychlosti jsou U = 19 km/s, V = −288 km/s, W = −52 km/s.
Hypervelocity stars ( ang. Hypervelocity stars , HVS nebo HV ) jsou hvězdy s rychlostmi, které se výrazně liší od rychlostí očekávaných u hvězdy s normálním rozložením hvězd v galaxii. Takové hvězdy mohou mít tak vysoké rychlosti, že překračují únikovou rychlost pro galaxii. [11] Obyčejné hvězdy v Mléčné dráze mají rychlosti řádově 100 km/s, zatímco hyperrychlostní hvězdy, zejména v blízkosti středu Mléčné dráhy, mají rychlosti řádově 1000 km/s.
Na existenci hyperrychlostních hvězd poprvé poukázal Jack Hills v roce 1988 [12] a později ji potvrdili Warren Brown, Margaret Gellerová , Scott Kenyon a Michael Kurtz v roce 2005. [13] V roce 2008 bylo známo 10 nesouvisejících hyperrychlostních hvězd, z nichž se předpokládá, že jedna pochází z Velkého Magellanova mračna . [14] Další měření ukázala, že tato hvězda stále patří do Mléčné dráhy. [15] Vzhledem k nejistotě rozložení hmoty v Mléčné dráze je určení konektivity hyperrychlostní hvězdy obtížné. Pět dodatečně známých hyperrychlostních hvězd nemusí být gravitačně vázáno na Mléčnou dráhu, zatímco 16 se za to má. Nejbližší známá hyperrychlostní hvězda (HVS2) ke Slunci se nachází ve vzdálenosti 19 kpc od Slunce.
Předpokládá se, že v Mléčné dráze existuje asi 1000 hyperrychlostních hvězd. [16]
Důvody pro vznik hyperrychlostních hvězdPředpokládá se, že hyperrychlostní hvězdy vznikají blízkými setkáními mezi dvojhvězdami a supermasivní černou dírou ve středu Mléčné dráhy. Jedna ze dvou složek je zachycena černou dírou, zatímco druhá je vypuzována vysokou rychlostí. Zachycená složka se může dostat na oběžnou dráhu kolem černé díry. To se však může stát pouze v případě, že dvojhvězda dopadne přímo na černou díru z velmi velké vzdálenosti, jinak hvězda nenabere potřebnou rychlost.
Hyperrychlostní hvězdy vytvořené výbuchy supernov mohou také existovat, ale vzácněji. V tomto scénáři jsou hyperrychlostní hvězdy vyvrženy z blízkého binárního systému v důsledku výbuchu doprovodné supernovy. Rychlosti vyvržení dosahují 770 km/s vzhledem ke galaktickému klidovému systému, což je možné u pozdních B-hvězd. [17] Tento mechanismus může vysvětlit příčiny vzniku vysokorychlostních hvězd vyvržených z disku Galaxie.
Známé hyperrychlostní hvězdy jsou hvězdy hlavní posloupnosti s hmotností několikanásobku hmotnosti Slunce. Mohou také existovat hvězdy s nižší hmotností a kandidáty na hyperrychlostní hvězdy, kteří jsou G/K trpaslíky, již byli objeveni.
Předpokládalo se, že hyperrychlostní hvězdy Mléčné dráhy jsou výsledkem průchodu rotující trpasličí galaxie poblíž Mléčné dráhy. Když trpasličí galaxie prochází nejblíže středu Mléčné dráhy, zažívá silnou gravitační poruchu. V tomto případě se energie některých hvězd změní tak silně, že se uvolní z trpasličí galaxie a odletí do volného prostoru. [osmnáct]
Některé neutronové hvězdy se mohou pohybovat podobnou rychlostí. Mohou souviset s hyperrychlostními hvězdami a jejich vyhazovacím mechanismem. Neutronové hvězdy jsou pozůstatky po explozích supernov a jejich extrémně vysoké rychlosti jsou pravděpodobně výsledkem asymetrické exploze supernovy nebo ztráty společníka při explozi supernovy. Prvním způsobem pravděpodobně vznikla neutronová hvězda RX J0822-4300 , jejíž rychlost je podle měření v roce 2007 rekordních 1500 km/s (0,5 % c). [19]
Předpokládá se, že některé typy supernov nastanou, když se bílý trpaslík srazí s doprovodnou hvězdou a pohltí vnější hmotu doprovodné hvězdy. Navíc obě hvězdy mají velmi vysoké orbitální rychlosti. Ztráta hmoty bílým trpaslíkem během exploze supernovy způsobí, že doprovodná hvězda opustí svou oběžnou dráhu dřívější vysokou rychlostí několik set km/s a stane se z ní hyperrychlostní hvězda. Zbytek supernovy se promění v rychle se pohybující neutronovou hvězdu. Tento mechanismus je pravděpodobně nejpravděpodobnější příčinou většiny hyperrychlostních hvězd a rychlých neutronových hvězd.
Příklady hyperrychlostních hvězdOd roku 2014 bylo známo 20 hyperrychlostních hvězd: [20] [21]
Skupina hvězd s podobným pohybem v prostoru a stáří se nazývá kinematická skupina. [22] Tyto hvězdy mohou mít společný původ, jako je vypařování otevřené hvězdokupy , zbytky hvězdotvorné oblasti nebo sloučení oblastí výbuchů hvězdokupy, ke kterým došlo v různých časech. [23] V molekulárních mračnech se zrodilo více hvězd . Hvězdy vzniklé uvnitř takového oblaku tvoří gravitačně vázané otevřené hvězdokupy obsahující desítky až tisíce hvězd s podobným chemickým složením a stářím. Postupem času jsou tyto shluky zničeny. Ve stejnou dobu skupiny mladých hvězd opouštějí hvězdokupu nebo přestávají být navzájem spojeny a vytvářejí hvězdné asociace . Jak takové hvězdy stárnou, asociace přestává být rozlišitelná a zanechávají samostatné pohybující se skupiny hvězd.
Astronomové mají schopnost určit, zda hvězdy patří do stejné kinematické skupiny, protože k tomu musí mít hvězdy stejný věk, metalicitu a správný pohyb. Vzhledem k tomu, že hvězdy v pohybující se skupině tvoří blízko sebe a přibližně ve stejnou dobu, mají podobné vlastnosti. [24]
Hvězdná asociace je volně vázaná sbírka hvězd, které mají stejný původ, ale staly se gravitačně nesvázanými, ačkoli se pohybují v prostoru společně. Asociace se rozlišují podle obecných vektorů pohybu předmětů a stáří. Používá se také chemický rozbor.
Poprvé byly hvězdné asociace objeveny V. A. Ambartsumyanem v roce 1947. [25] Je zvykem pojmenovávat asociace názvem souhvězdí (nebo souhvězdí), ve kterých se asociace nachází, označovat typ asociace a někdy i číslo.
TypyV. A. Ambartsumyan rozdělil hvězdné asociace do dvou skupin, OB a T, na základě charakteristik hvězd. [25] Třetí kategorii, R, později navrhl Sidney van den Bergh pro ty asociace, které zvýrazňují reflexní mlhoviny . [26] OB-, T- a R-asociace tvoří spojité spektrum mladých hvězdných skupin. Zatím není jasné, zda tyto kategorie představují evoluční sekvenci. [27] Některé skupiny vykazují vlastnosti OB- i T-asociací, takže klasifikace není vždy jednoznačná.
OB asociaceMladé asociace obsahující 10-100 hmotných hvězd spektrálních tříd O a B se nazývají OB asociace . Takové asociace obsahují stovky nebo tisíce hvězd nízké a střední hmotnosti. Asociační objekty jsou považovány za vytvořené ve stejném objemu uvnitř obřího molekulárního mračna . Poté, co jsou plyn a prach smeteny ze systému, zbývající hvězdy budou gravitačně uvolněny a začnou se rozlétávat. [28] Předpokládá se, že většina hvězd v Mléčné dráze vznikla v rámci OB asociací. [28] Hvězdy spektrálního typu O mají krátký život a explodují jako supernovy asi milion let po svém vzniku. Výsledkem je, že asociace OB existují pouze několik milionů let nebo méně. OB hvězdy asociace vyčerpají své zásoby hmoty pro jaderné reakce do 10 milionů let.
Družice Hipparcos umožnila provést měření, která určila polohu tuctu OB asociací v okruhu 650 pc od Slunce. [29] Nejbližší OB asociace je OB asociace Scorpius-Centaurus , která se nachází ve vzdálenosti 400 světelných let od Slunce. [třicet]
Asociace OB byly nalezeny ve Velkém Magellanově mračnu a v mlhovině Andromeda . Takové asociace mohou být poměrně řídké a dosahovat průměru 1500 světelných let. [31]
T asociaceMladé hvězdné skupiny mohou obsahovat řadu mladých hvězd T Tauri v procesu vstupu do hlavní sekvence . Skupiny hvězd až do tisíce hvězd T Tauri se nazývají T-asociace . Nejbližším příkladem takové asociace ke Slunci je asociace Taurus-Auriga, která se nachází ve vzdálenosti 140 pc od Slunce. [32] Další příklady T-Association jsou South Crown R T-Association, Wolf T-Association, Chameleon T-Association, Sails T-Association. T-asociace se často nacházejí v blízkosti molekulárních mračen, ze kterých vznikly. Některé, i když ne všechny, zahrnují OB hvězdy. Zástupci sdružení mají podobné stáří a chemické složení i směr vektoru rychlosti.
R-asociaceAsociace hvězd, které osvětlují reflexní mlhoviny, se nazývají R-asociace . [26] Tyto mladé skupiny hvězd obsahují hvězdy hlavní posloupnosti, které nejsou dostatečně hmotné, aby rozptýlily molekulární mračna, ve kterých tyto hvězdy vznikly. [27] Tato skutečnost nám umožňuje zkoumat vlastnosti oblaku obklopujícího hvězdu. Vzhledem k tomu, že R-asociace jsou četnější než OB-asociace, mohou být použity k odhalení struktury spirálních ramen galaxií. [33] Příkladem asociace R je Unicorn R2 , který se nachází ve vzdálenosti 830 ± 50 pc od Slunce. [27]
Pokud se zbytky hvězdné asociace pohybují v Mléčné dráze koherentně, pak se nazývají pohyblivá skupina nebo kinematická skupina. Pohybující se skupiny mohou být staré jako HR 1614 ve stáří 2 miliard let nebo mladé jako skupina AB Doradus ve stáří asi 120 milionů let.
Pohybující se skupiny podrobně studoval Olin Eggen v 60. letech 20. století. [34] Seznam blízkých mladých pohybujících se skupin sestavili López - Santiago a spol . Slunce je na vnějších hranicích skupiny, ale není v ní zahrnuto. Většina zástupců skupiny se nachází v oblasti deklinace +60°, ale vzhledem k blízkosti skupiny ke Slunci jsou některé její hvězdy dokonce v souhvězdí Jižního trojúhelníku s deklinacemi cca −70° .
Hvězdný proud je sdružení hvězd obíhajících kolem galaxie, která byla kdysi kulovou hvězdokupou nebo trpasličí galaxií , která byla roztržena vlivem slapu a protažena podél své oběžné dráhy.
| hvězdné systémy | |
|---|---|
| Vázaný gravitací | |
| Není vázán gravitací | |
| Propojeno vizuálně | |