Что изучает звездная кинематика
ЗВЁЗДНАЯ КИНЕМАТИКА
ЗВЁЗДНАЯ КИНЕМАТИКА, раздел звёздной астрономии, изучающий статистическими методами закономерности движения различных объектов в Галактике. 3. к. изучает движения звёзд, освобождённые от эффектов, связанных с вращением Земли, её обращением вокруг Солнца, нутацией, прецессией и т. п. Осн. кинематич. характеристиками галактич. объектов являются их собственные движения (см. Собственное движение звезды) и лучевые скорости vr, к-рые связаны с пространственной скоростью звезды v относительно Солнца соотношением:
До нач. 20 в. предполагалось, что распределение остаточных скоростей звёзд хаотично. Однако уже первые статистич. исследования обнаружили неравномерность различных направлений движения звёзд в Галактике. Математич. теорию распределения пекулярных скоростей разработал нем. астроном К. Шварцшильд, предположивший, что функция распределения пекулярных скоростей имеет вид:
Скорость Солнца v0может быть определена путём анализа движений различных групп звёзд. По отношению к видимым невооружённым глазом звёздам Солнце движется со скоростью v0 = 19,5 км/сек в направлении: прямое восхождение 18 ч, склонение ок. + 30° (т. н. стандартный апекс). Относительно нек-рых др. групп звёзд v0 достигает 140 км/сек. Разность скоростей Солнца относительно двух центроидов характеризует взаимное движение центроидов, подчинённое определённым закономерностям. Проекции концов векторов скорости Солнца для различных групп звёзд на галактич. плоскость располагаются примерно на одной прямой, проходящей в направлении галактич. долгот 90°-270°. Объяснение этой закономерности дал швед. астроном Б. Линдблад, предположив, что Галактика состоит из взаимопроникающих подсистем, вращающихся с разными скоростями вокруг одной и той же оси, проходящей через центр Галактики перпендикулярно к её плоскости. Звёзды, относительно к-рых Солнце имеет скорость 19,5 км/сек, вращаются наиболее быстро. Исследование вращения Галактики показывает, что на расстоянии Солнца оно происходит по законам, промежуточным между законами вращения твёрдого тела и законами Кеплера (ближе к последним). Влияние дифференциального эффекта вращения Галактики на компоненты собственных движений и в галактич. координатах l и b и лучевые скорости для звёзд в пределах ок. 1 кпс от Солнца выражаются формулами, предложенными голл. астрономом Я. Сортом (1927):
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.
Содержание
Космическая скорость
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 Путьс 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:
mathrm ^ <- 1>> 
и RMS (Среднеквадратичное значение) скорости относительно этой скорости V р M S = 50 k м s − 1
mathrm ^ <- 1>> . Для звезд населения балджа скорости ориентированы случайным образом с большей относительной среднеквадратичной скоростью V р M S = 150 k м s − 1
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
Сбежавшие звезды
Механизмы, которые могут привести к появлению «убегающей звезды», включают:
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 Columbaeвсе 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.
Гало звезды
Гиперскоростные звезды
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. [Обновить] 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.
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 × 10 9 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
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]
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
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.
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
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.)
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
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
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.
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
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]
Кинематика звёздных систем
Смотреть что такое «Кинематика звёздных систем» в других словарях:
Звёздная астрономия — раздел астрономии, исследующий общие закономерности строения, состава, динамики и эволюции звёздных систем и изучающий реализацию этих закономерностей в нашей звёздной системе Галактике (См. Галактика). Конкретные исследования др.… … Большая советская энциклопедия
ЗВЁЗДНАЯ ДИНАМИКА — область астрономии, изучающая строение, устойчивость и эволюцию звёздных систем. Осн. объектами изучения 3. д. являются шаровые и рассеянные звёздные скопления внутри галактик, галактики в целом, а также скопления галактик.3. д. зародилась в нач … Физическая энциклопедия
Атлас пекулярных галактик — Сталкивающиеся спиральные галактики NGC 3808A и NGC 3808B (Arp 87). Фото телескопа Hubble … Википедия
Звезда — У этого термина существуют и другие значения, см. Звезда (значения). Плеяды Звезда небесное тело, в котором идут, шли или будут идти … Википедия
Звёздная система — Сириус A и Сириус B, фото получено телескопом «Хаббл» Звёздная система это система, состоящая из звёзд, движущихся по замкнутой орбите … Википедия
ЛУЧЕВАЯ СКОРОСТЬ — астрономического объекта составляющая его пространственной скорости вдоль луча зрения (скорость изменения расстояния между объектом и наблюдателем). Оценки Л. с. служат важнейшим источником информации о физ. и кинематич. характеристиках астр.… … Физическая энциклопедия
Коричневый карлик — (меньший объект) вращающийся вокруг звезды Gliese 229, которая расположена в созвездии Зайца около 19 световых лет от Земли. Коричневый карлик Gliese 229 … Википедия
Чёрная дыра — У этого термина существуют и другие значения, см. Чёрная дыра (значения). Изображение, полученное с помощью телескопа «Хаббл»: Активная галактика M87. В ядре галактики, предположительно, находится чёрная дыра. На сни … Википедия
Объект Хербига — Аро — Объект Хербига Аро HH 47, снимок телескопа Хаббл. Отрезок обозначает расстояние в 1000 астрономических единиц (примерно 20 диаметров Солнечной системы). Объекты Хербига Аро (англ. Herbig Haro object)& … Википедия
Списки звёзд — Ниже приведены различные списки звёзд. Содержание 1 Списки по местоположению 2 Списки по названию 3 … Википедия
Кинематика
Кинематика — совокупность дисциплин, изучающая математическое описание движения.
Смотреть что такое «Кинематика» в других словарях:
КИНЕМАТИКА — (от греч. kinema, род. п. kinematos движение), раздел механики, посвящённый изучению геом. св в движений тел, без учёта их масс и действующих на них сил. Методы и зависимости, устанавливаемые в К., используются при кинематич. исследованиях… … Физическая энциклопедия
Кинематика — наука, изучающая состояние движения независимо отвызывающих его сил, и получившая название от греческого слова cinhm( состояние движения и составляющяя часть общей науки о движении механики. Цель ее состоит в изучении геометрических свойств… … Энциклопедия Брокгауза и Ефрона
кинематика — Раздел механики, в котором изучаются движения материальных тел без учета их масс и действующих на них сил. Примечание. В кинематике движущиеся объекты рассматриваются как геометрические точки или тела и именуются соответственно точка или тело.… … Справочник технического переводчика
КИНЕМАТИКА — (от греческого kinema, родительный падеж kinematos движение), раздел механики, в котором изучаются геометрические свойства движения тел без учета их массы и действующих на них сил; сформировался в трудах греческих ученых Аристотеля (4 в. до нашей … Современная энциклопедия
КИНЕМАТИКА — (от греч. kinema родительный падеж kinematos движение), раздел механики, в котором изучаются геометрические свойства движения тел без учета их массы и действующих на них сил … Большой Энциклопедический словарь
КИНЕМАТИКА — КИНЕМАТИКА, кинематики, мн. нет, жен. (от греч. kinema движение) (мех.). Отдел механики учение о движении независимо от причин, его производящих. Толковый словарь Ушакова. Д.Н. Ушаков. 1935 1940 … Толковый словарь Ушакова
КИНЕМАТИКА — КИНЕМАТИКА, и, жен. Раздел механики, изучающий движение тел без учёта их массы и действующих на них сил. | прил. кинематический, ая, ое. Толковый словарь Ожегова. С.И. Ожегов, Н.Ю. Шведова. 1949 1992 … Толковый словарь Ожегова
Кинематика — (от греческого kinema, родительный падеж kinematos движение), раздел механики, в котором изучаются геометрические свойства движения тел без учета их массы и действующих на них сил; сформировался в трудах греческих ученых Аристотеля (4 в. до нашей … Иллюстрированный энциклопедический словарь
КИНЕМАТИКА — раздел (см.), в котором изучаются геометрические свойства механического движения тел без учёта их масс и физ. причин (сил), вызывающих это движение … Большая политехническая энциклопедия
Кинематика — (от греч. kínema, родительный падеж kinematos движение) раздел механики (См. Механика), посвященный изучению геометрических свойств движений без учета их масс и действующих на них сил. Излагаемое ниже относится к К. движений,… … Большая советская энциклопедия