Звездная кинематика - Stellar kinematics

"Космическая скорость (астрономия)" перенаправляется сюда. Не следует путать с радиальная скорость, собственное движение, или же пекулярная скорость.

В астрономия, звездная кинематика это наблюдательный изучение или измерение кинематика или движения звезды через пространство.

Звездная кинематика включает в себя измерение звездного скорости в Млечный Путь и это спутники а также внутренняя кинематика более далеких галактики. Измерение кинематики звезд в различных субкомпонентах Млечного Пути, включая тонкий диск, то толстый диск, то выпуклость, а звездный ореол предоставляет важную информацию о формировании и эволюционной истории нашей Галактики. Кинематические измерения могут также идентифицировать экзотические явления, такие как выход сверхскоростных звезд из Млечного Пути, которые интерпретируются как результат гравитационных столкновений двойные звезды с сверхмассивная черная дыра в Центре Галактики.

Звездная кинематика связана, но отлична от предмета звездная динамика, который предполагает теоретическое исследование или моделирование движения звезд под действием сила тяжести. Звездно-динамические модели систем, таких как галактики или звездные скопления, часто сравниваются или проверяются на основе звездно-кинематических данных для изучения их эволюционной истории и распределения масс, а также для обнаружения присутствия темная материя или же сверхмассивные черные дыры через их гравитационное влияние на звездные орбиты.

Космическая скорость

Связь между собственным движением и компонентами скорости объекта. При излучении объект находился на расстоянии d от Солнца и двигалась с угловой скоростью μ радиан / с, то есть μ = vт / д с vт = компонент скорости, поперечный лучу зрения от Солнца. (На схеме показан угол μ уносится за единицу времени с тангенциальной скоростью vт.)

Компонент движения звезды к Солнцу или от него, известный как радиальная скорость, можно измерить по сдвигу спектра, вызванному Эффект Допплера. Поперечный, или собственное движение должны быть найдены путем проведения серии определений положения относительно более удаленных объектов. Как только расстояние до звезды определяется через астрометрический такие средства как параллакс, объемную скорость можно вычислить.[1] Это звездный фактическое движение относительно солнце или местный стандарт отдыха (ЛСР). Последнее обычно принимается как положение в текущем местоположении Солнца, которое движется по круговой орбите вокруг Галактический Центр при средней скорости близких звезд с малой дисперсией скоростей.[2] Движение Солнца относительно LSR называется «пекулярным движением Солнца».

Компоненты объемной скорости в Млечный Путь с Галактическая система координат обычно обозначаются U, V и W в км / с, где U положительный в направлении Галактического Центра, V положительный в направлении галактическое вращение, а W положительна в направлении Северный галактический полюс.[3] Пекулярное движение Солнца относительно LSR равно[4]

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) км / с,

со статистической неопределенностью (+ 0,69-0,75, + 0,47-0,47, + 0,37-0,36) км / с и систематической неопределенностью (1, 2, 0,5) км / с. (Обратите внимание, что V на 7 км / с больше, чем было оценено в 1998 году Dehnen et al.[5])

Использование кинематических измерений

Звездная кинематика дает важные астрофизический информация о звездах и галактиках, в которых они находятся. Данные звездной кинематики в сочетании с астрофизическим моделированием дают важную информацию о галактической системе в целом. Измеренные скорости звезд во внутренних областях галактик, включая Млечный Путь, предоставили доказательства того, что многие галактики содержат сверхмассивные черные дыры в их центре. В более отдаленных областях галактик, таких как галактическое гало, измерения скорости шаровидный скоплений, вращающихся в этих областях гало галактик, свидетельствует о том, что темная материя. Оба этих случая вытекают из ключевого факта, что звездная кинематика может быть связана с общей потенциал в котором звезды связаны. Это означает, что если точные измерения звездной кинематики выполнены для звезды или группы звезд, движущихся по орбите в определенной области галактики, можно сделать вывод о гравитационном потенциале и распределении масс, учитывая, что гравитационный потенциал, в котором связана звезда, определяет ее орбиту и служит толчком для ее звездного движения. Примеры использования кинематики в сочетании с моделированием для построения астрофизической системы включают:

  • Вращение диска Млечного Пути От правильные движения и лучевые скорости звезд внутри диска Млечного Пути можно показать, что существует дифференциальное вращение. Комбинируя эти измерения собственных движений звезд и их лучевых скоростей, наряду с тщательным моделированием, можно получить картину вращения Млечного Пути. диск. Локальный характер вращения галактики в окрестности Солнца заключен в Константы Оорта.[нужна цитата ]
  • Структурные компоненты Млечного Пути Используя звездную кинематику, астрономы создают модели, которые стремятся объяснить общую структуру Галактики с точки зрения различных кинематических популяций звезд. Это возможно, потому что эти отдельные группы населения часто расположены в определенных областях галактик. Например, в пределах Млечный Путь, есть три основных компонента, каждый со своей отличной звездной кинематикой: диск, гало и выпуклость или перемычка. Эти кинематические группы тесно связаны со звездным населением Млечного Пути, образуя сильную корреляцию между движением и химическим составом, что указывает на различные механизмы формирования. Для Млечного Пути скорость звезд на диске равна и RMS (Среднеквадратичное значение ) скорости относительно этой скорости . Для звезд населения балджа скорости ориентированы случайным образом с большей относительной среднеквадратичной скоростью и нет чистой круговой скорости.[6] Галактическое звездное гало состоит из звезд, орбиты которых простираются до внешних областей галактики. Некоторые из этих звезд будут постоянно двигаться по орбите вдали от центра Галактики, в то время как другие движутся по траекториям, которые переносят их на различные расстояния от центра Галактики. Эти звезды практически не имеют среднего вращения. Многие звезды в этой группе принадлежат к шаровым скоплениям, которые сформировались давно, и поэтому имеют отчетливую историю формирования, о которой можно судить по их кинематике и плохой металличности. Ореол может быть дополнительно разделен на внутренний и внешний ореол, причем внутренний ореол имеет прямое прямое движение по отношению к Млечному Пути, а внешний - сетку. ретроградное движение.[7]
  • Внешние галактики Спектроскопические наблюдения внешних галактик позволяют охарактеризовать объемные движения содержащихся в них звезд. Хотя эти звездные популяции во внешних галактиках обычно не разрешаются до уровня, на котором можно отслеживать движение отдельных звезд (за исключением самых ближайших галактик), измерения кинематики интегрированного звездного населения вдоль луча зрения предоставляют информацию, включая среднее скорость и дисперсия скоростей который затем можно использовать для вывода распределения массы в галактике. Измерение средней скорости как функции положения дает информацию о вращении галактики с отдельными областями галактики, которые красное смещение / голубоватый по отношению к галактике системная скорость.
  • Массовые распределения Путем измерения кинематики трассирующих объектов, таких как шаровые скопления и орбиты ближайших спутниковые карликовые галактики, мы можем определить распределение масс Млечного Пути или других галактик. Это достигается путем сочетания кинематических измерений с динамическим моделированием.

Последние достижения благодаря Гайя

В 2018 г. Гайя выпуск данных 2 предоставил беспрецедентное количество высококачественных кинематических измерений звезд, а также звездный параллакс измерения, которые значительно улучшат наше понимание структуры Млечного Пути. Данные Gaia также позволили определить собственные движения многих объектов, собственные движения которых были ранее неизвестны, включая абсолютные собственные движения 75 шаровые скопления на орбите на расстояниях до 21 кпк.[8] Кроме того, абсолютные собственные движения близлежащих карликовые сфероидальные галактики также были измерены, что позволило получить несколько индикаторов массы Млечного Пути.[9] Такое повышение точности измерения абсолютного собственного движения на таких больших расстояниях является значительным улучшением по сравнению с прошлыми исследованиями, такими как те, что проводились с помощью Космический телескоп Хаббла.

Звездные кинематические типы

Звезды в галактиках можно классифицировать на основе их кинематики. Например, звезды в Млечном Пути можно разделить на две общие популяции на основе их металличность, или пропорция элементов с атомными номерами выше, чем гелий. Среди близлежащих звезд было обнаружено, что звезды популяции I с более высокой металличностью обычно расположены в звездном диске, в то время как более старые звезды популяции II находятся на случайных орбитах с небольшим вращением.[10] Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости Млечного Пути.[10] Сравнение кинематики ближайших звезд также привело к идентификации звездные ассоциации. Скорее всего, это группы звезд, которые имеют общую точку происхождения в гигантских молекулярных облаках.[11]

Есть много дополнительных способов классификации звезд на основе их измеренных компонент скорости, и это дает подробную информацию о природе времени образования звезды, ее нынешнем местоположении и общей структуре галактики. Когда звезда движется в галактике, сглаженный гравитационный потенциал всех других звезд и другой массы в галактике играет доминирующую роль в определении звездного движения.[12] Звездная кинематика может дать представление о том, где в галактике образовалась звезда. Измерения кинематики отдельной звезды могут идентифицировать звезды, которые являются своеобразными выбросами, такими как высокоскоростная звезда, движущаяся намного быстрее, чем ее ближайшие соседи.

Скоростные звезды

В зависимости от разрешения высокийскорость звезда - это звезда, движущаяся со скоростью от 65 до 100 км / с относительно среднего движения звезд в окрестностях Солнца. Скорость также иногда определяют как сверхзвуковой относительно окружающей межзвездной среды. Три типа высокоскоростных звезд: убегающие звезды, звезды с гало и гиперскоростные звезды. Звезды с высокими скоростями были изучены Яном Оортом, который использовал свои кинематические данные, чтобы предсказать, что звезды с высокими скоростями имеют очень небольшую тангенциальную скорость.[13]

Сбежавшие звезды

Четыре убегающих звезды бороздят плотный межзвездный газ и создают яркие волны изгиба и хвосты светящегося газа. Звезды на этих изображениях космического телескопа НАСА Хаббл входят в число 14 молодых убегающих звезд, замеченных Advanced Camera for Surveys в период с октября 2005 г. по июль 2006 г.

Убегающая звезда - это звезда, которая движется в космосе с аномально высокой скорость относительно окружающего межзвездная среда. В собственное движение убегающей звезды часто указывает точно от звездная ассоциация, членом которой раньше была звезда, до того, как ее выбросили.

Механизмы, которые могут привести к появлению «убегающей звезды», включают:

  • Гравитационные взаимодействия между звездами в звездная система может привести к большим ускорениям одной или нескольких задействованных звезд. В некоторых случаях звезды могут даже выбрасываться.[14] Это может происходить в кажущихся стабильными звездных системах всего из трех звезд, как описано в исследованиях проблема трех тел в теории гравитации.[15]
  • Столкновение или близкое столкновение между звездные системы, включая галактики, может привести к разрушению обеих систем, при этом некоторые звезды будут ускорены до высоких скоростей или даже выброшены. Крупномасштабный пример - гравитационное взаимодействие между Млечный Путь Галактика и Большое Магелланово Облако.[16]
  • А сверхновая звезда взрыв в множественная звезда Система способна разгонять как остаток сверхновой, так и оставшиеся звезды до высоких скоростей.[17][18]

Несколько механизмов могут ускорить одну и ту же убегающую звезду. Например, массивная звезда, которая изначально была выброшена из-за гравитационного взаимодействия со своими звездными соседями, может сама испариться. сверхновая звезда, образуя остаток со скоростью, модулируемой выбросом сверхновой. Если эта сверхновая возникает в непосредственной близости от других звезд, возможно, что она может произвести еще больше убегающих звезд.

Примером связанного набора убегающих звезд является случай AE Возничий, 53 Ариетис и Mu Columbae все они удаляются друг от друга со скоростью более 100 км / с (для сравнения: солнце движется по Млечному Пути примерно на 20 км / с быстрее, чем в среднем по местности). Прослеживая их движения назад, их пути пересекаются недалеко от Туманность Ориона около 2 миллионов лет назад. Петля Барнарда считается остатком сверхновой, запустившей другие звезды.

Другой пример - рентгеновский объект. Vela X-1, где фотоцифровые методы выявляют наличие типичного сверхзвукового гипербола ударной волны.

Гало звезды

Смотрите также: Галактическое гало

Звезды гало - очень старые звезды, которые не разделяют движение Солнца или большинства других звезд в окрестностях Солнца, которые находятся по аналогичным круговым орбитам вокруг центра Млечного Пути в его диске. Вместо этого звезды-гало движутся по эллиптическим орбитам, часто наклоненным к диску, которые уводят их значительно выше и ниже плоскости Млечного Пути. Хотя их орбитальные скорости в Млечном Пути могут быть не выше, чем у Солнца, их разные траектории приводят к высоким относительным скоростям.

Типичный пример - гало-звезды, проходящие через диск Млечного Пути под крутыми углами. Одна из ближайших 45 звезд, названная Звезда Каптейна, является примером высокоскоростных звезд, которые лежат около Солнца: его наблюдаемая лучевая скорость составляет -245 км / с, а компоненты его пространственной скорости равны ты = +19 км / с, v = −288 км / с, и ш = −52 км / с.

Гиперскоростные звезды

Положения и траектории 20 высокоскоростных звезд, восстановленные по данным, полученным Гайя, наложенный поверх художественного изображения Млечного Пути.

Звезды гиперскорости (обозначены как HVS или же HV в звездных каталогах) имеют существенно более высокие скорости, чем остальная часть звездного населения галактики. Некоторые из этих звезд могут даже превышать скорость убегания галактики.[19] В Млечном Пути звезды обычно имеют скорости порядка 100 км / с, тогда как гиперскоростные звезды обычно имеют скорости порядка 1000 км / с. Считается, что большинство из этих быстро движущихся звезд образуются вблизи центра Млечного Пути, где население этих объектов больше, чем дальше. Одна из самых быстрых известных звезд в нашей Галактике - субкарлик O-класса. США 708, который удаляется от Млечного Пути с общей скоростью около 1200 км / с.

Джек Дж. Хиллз впервые предсказал существование HVS в 1988 году.[20] Позже это было подтверждено в 2005 году Уорреном Брауном, Маргарет Геллер, Скотт Кеньон, и Майкл Курц.[21] По состоянию на 2008 г. 10 несвязанные HVS были известны, один из которых, как полагают, произошел от Большое Магелланово Облако а не Млечный Путь.[22] Дальнейшие измерения поместили его источник в Млечный Путь.[23] Из-за неопределенности в отношении распределения массы в пределах Млечного Пути сложно определить, является ли HVS свободным. Еще пять известных высокоскоростных звезд могут быть не связаны с Млечным путем, и 16 HVS считаются связанными. Ближайший известный в настоящее время HVS (HVS2) составляет около 19кпк от солнца.

По состоянию на 1 сентября 2017 г., было около 20 наблюдаемых сверхскоростных звезд. Хотя большинство из них наблюдались в Северное полушарие остаётся вероятность того, что HVS наблюдаются только с Южное полушарие.[24]

Считается, что около 1000 HVS существует в Млечный Путь.[25] Учитывая, что в мире около 100 миллиардов звезд Млечный Путь, это мизерная доля (~ 0,000001%). Результаты второго выпуска данных Гайя (DR2) показывают, что большинство высокоскоростных звезд поздних типов имеют высокую вероятность быть привязанными к Млечному Пути.[26] Однако более перспективны кандидаты в далекие сверхскоростные звезды.[27]

В марте 2019 г. LAMOST-HVS1 Сообщалось, что это подтвержденная сверхскоростная звезда, выброшенная из звездного диска галактики Млечный Путь.[28]

В июле 2019 года астрономы сообщили об обнаружении звезды A-типа, S5-HVS1, движущаяся 1755 км / с (3 930 000 миль в час), быстрее, чем любая другая звезда, обнаруженная до сих пор. Звезда находится в Grus (или Журавль) созвездие в южном небе и составляет около 29000 св. лет (1,8×109 AU) с Земли. Возможно, он был выброшен из Млечного Пути после взаимодействия с Стрелец А *, то огромная черная дыра в центре галактики.[29][30][31][32][33]

Происхождение сверхскоростных звезд
Сбежавшая звезда летит с высоты 30 дораду, снимок сделан космическим телескопом Хаббла.

Считается, что HVS преимущественно возникают при близком контакте двойные звезды с огромная черная дыра в центре Млечный Путь. Один из двух партнеров гравитационно захвачен черная дыра (в смысле выхода на орбиту вокруг него), в то время как другой улетает с большой скоростью, становясь HVS. Такие маневры аналогичны захвату и выбросу межзвездные объекты звездой.

Также возможны HVS, вызванные сверхновыми, хотя они, по-видимому, редки. В этом сценарии HVS выбрасывается из тесной двойной системы в результате взрыва сверхновой звезды-компаньона. Для B-звезд позднего типа возможны скорости выброса до 770 км / с по системе галактического покоя.[34] Этот механизм может объяснить происхождение HVS, выбрасываемых из галактического диска.

Известные HVS: главная последовательность звезды с массой в несколько раз больше Солнца. Ожидаются также HVS с меньшими массами, и были найдены кандидаты в G / K-карлики HVS.

HVS, попавшие в Млечный Путь, пришли из карликовой галактики Большое Магелланово Облако. Когда карликовая галактика приблизилась к центру Млечного Пути, она испытала сильные гравитационные рывки. Эти буксиры настолько увеличили энергию некоторых звезд, что они полностью вырвались из карликовой галактики и были брошены в космос из-за похожий на рогатку эффект наддува.[35]

Немного нейтронные звезды предполагается, что они движутся с одинаковой скоростью. Это могло быть связано с HVS и механизмом выброса HVS. Нейтронные звезды - это остатки сверхновая звезда Взрывы и их экстремальные скорости, скорее всего, являются результатом асимметричного взрыва сверхновой звезды или потери их ближайшего партнера во время взрыва сверхновой, которая их формирует. Нейтронная звезда RX J0822-4300, который по измерениям двигался с рекордной скоростью более 1500 км / с (0,5% от скорость света ) в 2007 г. Рентгеновская обсерватория Чандра, как полагают, были произведены первым способом.[36]

Одна теория, касающаяся воспламенения сверхновых типа Ia, предполагает начало слияния двух белых карликов в двойной звездной системе, вызывающее взрыв более массивного белого карлика. Если менее массивный белый карлик не будет разрушен во время взрыва, он больше не будет гравитационно привязан к своему разрушенному компаньону, заставляя его покинуть систему в виде сверхскоростной звезды с ее предвзрывной орбитальной скоростью 1000–2500 км / с. В 2018 году три такие звезды были открыты по данным спутника Gaia.[37]

Частичный список HVS

По состоянию на 2014 год было известно двадцать HVS.[38][25]

Кинематические группы

Набор звезд с одинаковым движением в пространстве и возрастом известен как кинематическая группа.[39] Это звезды, которые могут иметь общее происхождение, например, испарение открытый кластер, остатки области звездообразования или совокупности перекрывающихся вспышек звездообразования в разные периоды времени в соседних регионах.[40] Большинство звезд рождаются внутри молекулярные облака известный как звездные ясли. Звезды, образованные в таком облаке, составляют гравитационно связанные открытые кластеры содержащий от десятков до тысяч участников схожего возраста и состава. Эти кластеры со временем диссоциируют. Группы молодых звезд, которые покидают скопление или больше не связаны друг с другом, образуют звездные ассоциации. По мере того как эти звезды стареют и рассеиваются, их связь становится не очевидной, и они становятся движущимися группами звезд.

Астрономы могут определить, являются ли звезды членами кинематической группы, потому что они одного возраста, металличность, и кинематика (радиальная скорость и собственное движение ). Поскольку звезды в движущейся группе образовались в непосредственной близости и почти в одно и то же время из одного и того же газового облака, хотя позже они были разрушены приливными силами, они имеют схожие характеристики.[41]

Звездные ассоциации

Основная статья: Звездная ассоциация

Звездная ассоциация - очень рыхлая звездное скопление, звезды которого имеют общее происхождение, но стали гравитационно несвязанными и все еще движутся вместе в космосе. Ассоциации в первую очередь идентифицируются по общим векторам движения и возрасту. Идентификация по химическому составу также используется для определения членства в ассоциациях.

Звездные ассоциации были впервые обнаружены Армянский астроном Виктор Амбарцумян в 1947 г.[42] В общепринятом названии ассоциации используются названия или сокращения созвездие (или созвездия), в которых они расположены; тип ассоциации, а иногда и числовой идентификатор.

Типы

Инфракрасный ESO с ВИСТА вид на звездную детскую в Единорог.

Виктор Амбарцумян сначала разделил звездные ассоциации на две группы, OB и T, на основе свойств их звезд.[42] Третья категория, R, была позже предложена Сидней ван ден Берг для ассоциаций, которые освещают отражательные туманности.[43] Ассоциации OB, T и R образуют континуум молодых звездных группировок. Но в настоящее время неясно, являются ли они эволюционной последовательностью или представляют собой какой-то другой действующий фактор.[44] Некоторые группы также отображают свойства ассоциаций OB и T, поэтому категоризация не всегда однозначна.

Ассоциации акушерства

Карина OB1, крупная ассоциация акушерства.

Молодые ассоциации будут содержать от 10 до 100 массивных звезд спектральный класс О и B, и известны как Ассоциации акушерства. Кроме того, в эти ассоциации также входят сотни и тысячи звезд малых и средних масс. Считается, что члены ассоциации образуются в том же небольшом объеме внутри гигантского молекулярное облако. Как только окружающая пыль и газ унесены ветром, оставшиеся звезды освобождаются и начинают расходиться.[45] Считается, что большинство звезд Млечного Пути образовались в ассоциациях OB.[45] Звезды О-класса недолговечны и истекают как сверхновые примерно через миллион лет. В результате возраст ассоциаций акушерства составляет всего несколько миллионов лет или меньше. Звезды O-B в ассоциации сожгут все свое топливо в течение десяти миллионов лет. (Сравните это с нынешним возрастом солнце примерно через пять миллиардов лет.)

В Hipparcos спутник предоставил измерения, которые позволили определить местонахождение десятка ассоциаций OB в 650 парсек солнца.[46] Ближайшая ассоциация акушерства - это Ассоциация Скорпион – Центавр, находится около 400 световых лет от солнце.[47]

Ассоциации OB также были найдены в Большое Магелланово Облако и Галактика Андромеды. Эти ассоциации могут быть довольно редкими, охватывая 1500 световых лет в диаметре.[11]

Т-ассоциации

Молодые звездные группы могут содержать несколько младенцев. Звезды Т Тельца которые все еще находятся в процессе ввода главная последовательность. Эти редкие популяции, насчитывающие до тысячи звезд Т Тельца, известны как Т-ассоциации. Ближайший пример - это Ассоциация Телец-Возничего (Ассоциация Тау – Аур Т), находящаяся на расстоянии 140 км. парсек от солнца.[48] Другие примеры T-ассоциаций включают R Corona Australis T ассоциация, то Ассоциация волчанки Т, то Ассоциация Хамелеон Т и Велюр Т ​​ассоциация. Т-ассоциации часто встречаются в непосредственной близости от молекулярного облака, из которого они образовались. Некоторые, но не все, включают звезды класса O – B. Члены группы имеют одинаковый возраст и происхождение, одинаковый химический состав и одинаковую амплитуду и направление вектора скорости.

R ассоциации

Ассоциации звезд, которые освещают отражение туманности называются R ассоциации, имя, предложенное Сиднеем ван ден Бергом после того, как он обнаружил, что звезды в этих туманностях имеют неравномерное распределение.[43] Эти молодые звездные группы содержат звезды главной последовательности, которые недостаточно массивны, чтобы разогнать межзвездные облака, в которых они образовались.[44] Это позволяет астрономам исследовать свойства окружающего темного облака. Поскольку ассоциации R более многочисленны, чем ассоциации OB, их можно использовать для отслеживания структуры спиральных рукавов галактик.[49] Примером ассоциации R является Единорог R2, расположенная 830 ± 50 парсек от солнца.[44]

Перемещение групп

Передвижная группа Большой Медведицы, ближайшая к Земле движущаяся группа звезд.

Если остатки звездной ассоциации дрейфуют по Млечному Пути как несколько связная совокупность, то их называют движущаяся группа или же кинематическая группа. Подвижные группы могут быть старыми, например HR 1614 движущейся группы в два миллиарда лет или молодой, такой как AB Dor Moving Group всего за 120 миллионов лет.

Подвижные группы интенсивно изучались Олин Эгген в 1960-е гг.[50] Список ближайших молодых движущихся групп был составлен Лопес-Сантьяго. и другие.[39] Ближайший - это Передвижная группа Большой Медведицы который включает в себя все звезды в Плуг / Большая Медведица астеризм кроме α Большая Медведица и η Большой Медведицы. Это достаточно близко, чтобы солнце лежит на его внешних окраинах, не будучи частью группы. Следовательно, хотя члены сосредоточены в склонения около 60 ° с.ш., некоторые выбросы находятся так же далеко по небу, как Triangulum Australe на 70 ° ю.

Список молодых движущихся групп постоянно пополняется. Инструмент Banyan Σ[51] в настоящее время перечислены 29 близлежащих молодых движущихся групп[53][52] Недавние дополнения к близлежащим движущимся группам - это Воланс-Карина Ассоциация (VCA), обнаруженная с Гайя,[54] и Ассоциация Аргус (ARG), подтверждено Гайей.[55] Иногда движущиеся группы можно подразделить на более мелкие отдельные группы. Было обнаружено, что комплекс Great Austral Young Association (GAYA) подразделяется на движущиеся группы. Карина, Columba, и Тукана-Часовня. Эти три ассоциации не очень отличаются друг от друга и имеют схожие кинематические свойства.[56]

Молодые движущиеся группы имеют хорошо известный возраст и могут помочь с характеристикой объектов, которые трудно оценить. возраст, Такие как коричневые карлики.[57] Члены близлежащих молодых движущихся групп также являются кандидатами на получение прямого изображения. протопланетные диски, Такие как TW Гидра или непосредственно изображение экзопланеты, Такие как Beta Pictoris b или же ГУ Пск б.

Звездные потоки

Смотрите также: Список звездных потоков

А звездный поток это ассоциация звезды на орбите галактика это когда-то было шаровое скопление или же карликовая галактика которое теперь разорвано и растянуто по своей орбите приливными силами.

Известные кинематические группы

Некоторые близлежащие кинематические группы включают:[39]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ «Звездные движения (продолжение)». Австралийский телескоп и образование. Организация Содружества научных и промышленных исследований. 2005-08-18. Получено 2008-11-19.
  2. ^ Фич, Мишель; Тремейн, Скотт (1991). «Масса Галактики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 29 (1): 409–445. Bibcode:1991ARA & A..29..409F. Дои:10.1146 / annurev.aa.29.090191.002205.
  3. ^ Джонсон, Дин Р. Х .; Содерблом, Дэвид Р. (1987). «Расчет космических скоростей галактик и их неопределенностей с приложением к группе Большой Медведицы». Астрономический журнал. 93 (2): 864–867. Bibcode:1987AJ ..... 93..864J. Дои:10.1086/114370.
  4. ^ Шенрих, Ральф; Бинни, Джеймс; Денен, Вальтер (2010). «Местная кинематика и местный стандарт отдыха». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 403 (4): 1829–1833. arXiv:0912.3693. Bibcode:2010МНРАС.403.1829С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.16253.x.
  5. ^ Денен, Вальтер; Бинни, Джеймс Дж. (1998). «Локальная звездная кинематика по данным HIPPARCOS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 298 (2): 387–394. arXiv:Astro-ph / 9710077. Bibcode:1998МНРАС.298..387Д. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01600.x.
  6. ^ Бинни, Джеймс; Тремейн, Скотт (2008). Галактическая динамика. Издательство Принстонского университета. С. 16–19. ISBN  9780691130279.
  7. ^ Каролло, Даниэла; и другие. (2007). «Два звездных компонента в гало Млечного Пути». Природа. 450 (7172): 1020–1025. arXiv:0706.3005. Bibcode:2007 Натур.450.1020C. Дои:10.1038 / природа06460. PMID  18075581.
  8. ^ Schoenrich, R .; Binney, J .; Dehnen, W .; De Bruijne, J. H.J .; Миньяр, Ф .; Drimmel, R .; Babusiaux, C .; Bailer-Jones, C.A.L .; Bastian, U .; Biermann, M .; Evans, D.W .; Eyer, L .; Jansen, F .; Jordi, C .; Кац, Д .; Klioner, S.A .; Lammers, U .; Lindegren, L .; Лури, X .; o'Mullane, W .; Panem, C .; Pourbaix, D .; Randich, S .; Sartoretti, P .; Siddiqui, H.I .; Soubiran, C .; Валетт, В .; Van Leeuwen, F .; Уолтон, Н. А .; и другие. (2016). «Выпуск данных Gaia 1. Сводка астрометрических, фотометрических и обзорных свойств». Астрономия и астрофизика. 595: A2. arXiv:1609.04172. Bibcode:2016A & A ... 595A ... 2G. Дои:10.1051/0004-6361/201629512.
  9. ^ Уоткинс, Лаура; и другие. (Май 2018). "Свидетельства существования Млечного Пути средней массы по движениям галоидального скопления Gaia DR2". Астрофизический журнал. 873 (2): 118. arXiv:1804.11348. Bibcode:2019ApJ ... 873..118Вт. Дои:10.3847 / 1538-4357 / ab089f.
  10. ^ а б Джонсон, Хью М. (1957). "Кинематика и эволюция звезд Population I". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 69 (406): 54. Bibcode:1957 ПАСП ... 69 ... 54J. Дои:10.1086/127012.
  11. ^ а б Elmegreen, B .; Николаевич Ефремов Ю. (1998). «Формирование звездных скоплений». Американский ученый. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. Дои:10.1511/1998.3.264. Получено 2006-08-23.
  12. ^ Спарк, Л.С.; Галлахер, Дж. С. (2007). Галактики во Вселенной. США: Издательство Кембриджского университета. п. 111. ISBN  978-0521671866.
  13. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия. Издательство Принстонского университета. С. 16–17. ISBN  978-0691004020.
  14. ^ О, Сынкён; Крупа, Павел; Пфламм-Альтенбург, январь (2015). «Зависимость динамических выбросов О-звезд от масс очень молодых звездных скоплений». Астрофизический журнал. 805 (2): 92. arXiv:1503.08827. Bibcode:2015ApJ ... 805 ... 92O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 805/2/92. ISSN  0004-637X.
  15. ^ Гварамадзе, Василий В .; Гуаландрис, Алессия (30 сентября 2010 г.). «Очень массивные звезды, сбежавшие из-за столкновений трех тел». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 410 (1): 304–312. arXiv:1007.5057. Bibcode:2011МНРАС.410..304Г. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17446.x. ISSN  0035-8711.
  16. ^ Boubert, D .; Erkal, D .; Evans, N.W .; Иззард, Р. Г. (2017-04-10). «Гиперскоростные побеги из Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 469 (2): 2151–2162. arXiv:1704.01373. Bibcode:2017МНРАС.469.2151Б. Дои:10.1093 / мнрас / stx848. ISSN  0035-8711.
  17. ^ Блаау, А. (1961). «О происхождении звезд O- и B-типов с высокими скоростями (убегающие звезды) и некоторых связанных с этим проблемах». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов. 15: 265. Bibcode:1961БАН .... 15..265Б.
  18. ^ Tauris, T.M .; Такенс, Р.Дж. (1998). «Убегающие скорости звездных компонентов, возникающих из разрушенных двойных систем через асимметричные взрывы сверхновых». Астрономия и астрофизика. 330: 1047–1059. Bibcode:1998A & A ... 330.1047T.
  19. ^ «Две звезды в изгнании навсегда покидают нашу галактику». Space Daily. 27 янв.2006 г.. Получено 2009-09-24.
  20. ^ Холмы, Дж. Г. (1988). «Гиперскоростные и приливные звезды из двойных систем, разрушенных массивной галактической черной дырой». Природа. 331 (6158): 687–689. Bibcode:1988Натура 331..687H. Дои:10.1038 / 331687a0.
  21. ^ а б Браун, Уоррен Р.; Геллер, Маргарет Дж .; Кеньон, Скотт Дж .; Курц, Майкл Дж. (2005). «Открытие несвязанной гиперскоростной звезды в гало Млечного Пути». Астрофизический журнал. 622 (1): L33 – L36. arXiv:Astro-ph / 0501177. Bibcode:2005ApJ ... 622L..33B. Дои:10.1086/429378.
  22. ^ а б Edelmann, H .; Napiwotzki, R .; Heber, U .; Christlieb, N .; и другие. (2005). "HE 0437-5439: несвязанная гиперскоростная звезда основной последовательности B-типа". Астрофизический журнал. 634 (2): L181 – L184. arXiv:astro-ph / 0511321. Bibcode:2005ApJ ... 634L.181E. Дои:10.1086/498940.
  23. ^ Браун, Уоррен Р.; Андерсон, Джей; Гнедин, Олег Ю .; Bond, Howard E .; и другие. (19 июля 2010 г.). «Галактическое происхождение HE 0437–5439, сверхскоростной звезды около большого Магелланова облака». Письма в астрофизический журнал. 719 (1): L23. arXiv:1007.3493. Bibcode:2010ApJ ... 719L..23B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 719/1 / L23.
  24. ^ «Самые быстрые звезды Млечного Пути сбегают». Наука и дети: 14. 1 сен 2017. Получено 11 февраля 2018.
  25. ^ а б Браун, Уоррен Р.; Геллер, Маргарет Дж .; Кеньон, Скотт Дж .; Курц, Майкл Дж .; Бромли, Бенджамин С. (2007). "Гиперскоростные звезды. III. Плотность пространства и история выброса звезд главной последовательности из центра Галактики". Астрофизический журнал. 671 (2): 1708–1716. arXiv:0709.1471. Bibcode:2007ApJ ... 671.1708B. Дои:10.1086/523642.
  26. ^ Бубер, Дуглас; Гильошон, Джеймс; Хокинс, Кейт; Гинзбург, Идан; Эванс, Н. Вин; Стрейдер, Джей (6 июня 2018 г.). «Возвращение к сверхскоростным звездам после Gaia DR2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 479 (2): 2789–2795. arXiv:1804.10179. Bibcode:2018МНРАС.479.2789Б. Дои:10.1093 / mnras / sty1601.
  27. ^ de la Fuente Marcos, R .; де ла Фуэнте Маркос, К. (8 июля 2019 г.). "Полет далеко и быстро: распределение кандидатов в далекие сверхскоростные звезды из Гайя Данные DR2 ". Астрономия и астрофизика. 627: A104 (17 стр.). arXiv:1906.05227. Bibcode:2019A & A ... 627A.104D. Дои:10.1051/0004-6361/201935008.
  28. ^ университет Мичигана (13 марта 2019 г.). "Исследователи подтверждают, что массивная гипер-убегающая звезда выброшена из диска Млечного Пути". Phys.org. Получено 13 марта 2019.
  29. ^ Прощай, Деннис (14 ноября 2019 г.). "Черная дыра выбросила звезду из галактики Млечный Путь - пока, S5-HVS1, мы почти не знали вас". Нью-Йорк Таймс. Получено 18 ноября 2019.
  30. ^ Копосов, Сергей Е .; и другие. (11 ноября 2019 г.). «Открытие звезды со скоростью 1700 км / с, выброшенной из Млечного Пути Sgr A *». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. arXiv:1907.11725. Дои:10.1093 / mnras / stz3081.
  31. ^ Старр, Мишель (31 июля 2019 г.). "Причудливая звезда, выброшенная из центра нашей галактики, - самая быстрая из когда-либо виденных". ScienceAlert.com. Получено 18 ноября 2019.
  32. ^ Ирвинг, Майкл (13 ноября 2019 г.). «Самая быстрая звезда, которую когда-либо находили, выбрасывается из Млечного Пути». NewAtlas.com. Получено 18 ноября 2019.
  33. ^ Плет, Фил (13 ноября 2019 г.). «Наша местная сверхмассивная черная дыра выстрелила звезду прямо из галактики». Плохая астрономия. Получено 19 ноября 2019.
  34. ^ Таурис, Томас М. (2015). «Максимальная скорость сверхскоростных звезд, выброшенных из двойных систем». Буквы. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 448 (1): L6 – L10. arXiv:1412.0657. Bibcode:2015МНРАС.448Л ... 6Т. Дои:10.1093 / mnrasl / slu189.
  35. ^ Мэгги Макки (4 октября 2008 г.). «Самые быстрые звезды Млечного Пути могут быть иммигрантами». Новый ученый.
  36. ^ Ватцке, Меган (28 ноября 2007 г.). «Чандра обнаруживает космическое пушечное ядро». Newswise.
  37. ^ Шен, Кен Дж .; и другие. (2018). «Три гиперскоростных белых карлика в Gaia DR2: свидетельства наличия динамически управляемых двойных вырожденных сверхновых с двойной детонацией типа Ia». Астрофизический журнал. 865 (1): 15–28. arXiv:1804.11163. Bibcode:2018ApJ ... 865 ... 15S. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aad55b.
  38. ^ Чжэн Чжэн (7 мая 2014 г.). "Найдена ближайшая яркая" гиперскоростная звезда ". Центр новостей. Университет Юты.
  39. ^ а б c d Лопес-Сантьяго, Дж .; Montes, D .; Креспо-Чакон, И .; Фернандес-Фигероа, М. Х. (июнь 2006 г.). «Ближайшие молодые движущиеся группы». Астрофизический журнал. 643 (2): 1160–1165. arXiv:Astro-ph / 0601573. Bibcode:2006ApJ ... 643.1160L. Дои:10.1086/503183.
  40. ^ Montes, D .; и другие. (Ноябрь 2001 г.). «Поздние члены молодых звездных кинематических групп - I. Одиночные звезды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 328 (1): 45–63. arXiv:astro-ph / 0106537. Bibcode:2001МНРАС.328 ... 45М. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04781.x.
  41. ^ Джонстон, Кэтрин В. (1996). «Ископаемые сигнатуры древних событий аккреции в гало». Астрофизический журнал. 465: 278. arXiv:Astro-ph / 9602060. Bibcode:1996ApJ ... 465..278J. Дои:10.1086/177418.
  42. ^ а б Исраелян, Гарик (1997). «Некролог: Виктор Амазаспович Амбарцумян, 1912 [т.е. 1908] –1996». Бюллетень Американского астрономического общества. 29 (4): 1466–1467. Bibcode:1997BAAS ... 29.1466I.
  43. ^ а б Хербст, В. (1976). «R-ассоциации. I - UBV-фотометрия и МК-спектроскопия звезд в южных отражательных туманностях». Астрономический журнал. 80: 212–226. Bibcode:1975AJ ..... 80..212H. Дои:10.1086/111734.
  44. ^ а б c Herbst, W .; Расин, Р. (1976). "R-ассоциации. V. MON R2". Астрономический журнал. 81: 840. Bibcode:1976AJ ..... 81..840H. Дои:10.1086/111963.
  45. ^ а б "Ассоциации OB" (PDF). GAIA: состав, образование и эволюция Галактики. 2000-04-06. Получено 2013-11-14.
  46. ^ de Zeeuw, P.T .; Hoogerwerf, R .; de Bruijne, J.H.J .; Brown, A.G.A .; и другие. (1999). «Перепись HIPPARCOS близлежащих ассоциаций OB». Астрономический журнал. 117 (1): 354–399. arXiv:Astro-ph / 9809227. Bibcode:1999AJ .... 117..354D. Дои:10.1086/300682.
  47. ^ Маис-Апелланис, Хесус (2001). «Происхождение местного пузыря». Астрофизический журнал. 560 (1): L83 – L86. arXiv:astro-ph / 0108472. Bibcode:2001ApJ ... 560L..83M. Дои:10.1086/324016.
  48. ^ Фринк, С .; Roeser, S .; Neuhaeuser, R .; Стерзик, М. К. (1999). «Новые собственные движения звезд до главной последовательности в Тельце-Возничего». Астрономия и астрофизика. 325: 613–622. arXiv:astro-ph / 9704281. Bibcode:1997A & A ... 325..613F.
  49. ^ Хербст, В. (1975). «R-ассоциации III. Локальная оптическая спиральная структура». Астрономический журнал. 80: 503. Bibcode:1975AJ ..... 80..503H. Дои:10.1086/111771.
  50. ^ Эгген, О.Дж. (1965). «Движущиеся группы звезд». В Blaauw, Adriaan & Schmidt, Maarten (ред.). Наблюдательные аспекты структуры Галактики: конспекты лекций, представленные участниками. Чикаго: Издательство Чикагского университета. п. 111. Bibcode:1965гаст.книга..111Е.
  51. ^ "БАНЯН Σ". www.exoplanetes.umontreal.ca. Получено 2019-11-15.
  52. ^ а б Ганье, Джонатан; Mamajek, Eric E .; Мало, Лизон; Ридель, Адрик; Родригес, Дэвид; Лафреньер, Давид; и другие. (2018-03-21). «Многомерный байесовский алгоритм BANYAN Σ для идентификации членов молодых ассоциаций со 150 пк». Астрофизический журнал. БАНЯН XI. 856 (1): 23. arXiv:1801.09051. Bibcode:2018ApJ ... 856 ... 23G. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aaae09. ISSN  0004-637X.
  53. ^ Видеть "Рисунки 4 и 5 Ганье и другие. 2018a ".[52]
  54. ^ Ганье, Джонатан; Фаэрти, Жаклин К .; Мамаджек, Эрик Э. (2018-10-01). «Воланс-Карина: новая 90-летняя старая звездная ассоциация на 85 пк». Астрофизический журнал. 865 (2): 136. arXiv:1808.04420. Bibcode:2018ApJ ... 865..136G. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aadaed. ISSN  0004-637X.
  55. ^ Цукерман, Б. (31 декабря 2018 г.). «Ближайшая молодая ассоциация Argus: членство, возраст и пыльные диски мусора». Астрофизический журнал. 870 (1): 27. arXiv:1811.01508. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aaee66. ISSN  1538-4357.
  56. ^ Torres, C.A.O .; Quast, G.R .; Melo, C.H.F .; Стерзик, М.Ф. (2008-08-25). «Молодые, близкие, свободные общества». arXiv:0808.3362 [астрофизик ] в Reipurth, Bo, ed. (2008). "Справочник по регионам звездообразования: Том II, Южное небо". Публикации монографии (онлайн). Том 5. Астрономическое общество Тихого океана. ISBN  978-1-58381-678-3, напечатано: ISBN  978-1-58381-671-4
  57. ^ Аллерс, К.Н .; Лю, Майкл К. (09.07.2013). «Спектроскопическое исследование молодых сверххолодных карликов в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал. 772 (2): 79. arXiv:1305.4418. Дои:10.1088 / 0004-637X / 772/2/79. ISSN  0004-637X.
  58. ^ а б c Песня, Инсок; и другие. (Декабрь 2003 г.). «Новые члены ассоциации TW Hydrae, движущейся группы β Pictoris и ассоциации Tucana / Horologium» (PDF). Астрофизический журнал. 599 (1): 342–350. Bibcode:2003ApJ ... 599..342S. Дои:10.1086/379194.
  59. ^ Вайли-де Бур, Элизабет; и другие. (Февраль 2010 г.). «Свидетельства приливных обломков ω Cen в группе Каптейн». Астрономический журнал. 139 (2): 636–645. arXiv:0910.3735. Bibcode:2010AJ .... 139..636W. Дои:10.1088/0004-6256/139/2/636.
  60. ^ McDonald, A.R.E .; Херншоу, Дж. Б. (август 1983 г.). "Движущаяся группа звезд Волк 630". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 204 (3): 841–852. Bibcode:1983МНРАС.204..841М. Дои:10.1093 / минрас / 204.3.841.

дальнейшее чтение

внешняя ссылка