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Cinemática estelar

Estrella de Barnard , que muestra su posición cada 5 años en el periodo 1985-2005. La estrella de Barnard es la estrella con mayor movimiento propio . [1]

En astronomía , la cinemática estelar es el estudio observacional o medición de la cinemática o movimientos de las estrellas a través del espacio.

La cinemática estelar abarca la medición de las velocidades estelares en la Vía Láctea y sus satélites , así como la cinemática interna de galaxias más distantes . La medición de la cinemática de las estrellas en diferentes subcomponentes de la Vía Láctea, incluido el disco delgado , el disco grueso , el bulbo y el halo estelar , proporciona información importante sobre la formación y la historia evolutiva de nuestra galaxia. Las mediciones cinemáticas también pueden identificar fenómenos exóticos como estrellas de hipervelocidad que escapan de la Vía Láctea, que se interpretan como el resultado de encuentros gravitacionales de estrellas binarias con el agujero negro supermasivo del Centro Galáctico .

La cinemática estelar está relacionada pero es distinta del tema de la dinámica estelar , que implica el estudio teórico o el modelado de los movimientos de las estrellas bajo la influencia de la gravedad . Los modelos dinámicos estelares de sistemas como galaxias o cúmulos estelares a menudo se comparan o prueban con datos cinemáticos estelares para estudiar su historia evolutiva y distribuciones de masa, y para detectar la presencia de materia oscura o agujeros negros supermasivos a través de su influencia gravitacional en las estrellas. órbitas.

Velocidad espacial

Relación entre el movimiento propio y los componentes de velocidad de un objeto. En el momento de la emisión, el objeto estaba a una distancia d del Sol y se movía a una velocidad angular μ radianes/s, es decir, μ = v t / d con v t = el componente de la velocidad transversal a la línea de visión del Sol. (El diagrama ilustra un ángulo μ barrido en unidad de tiempo a una velocidad tangencial v t ).

El componente del movimiento estelar hacia o alejándose del Sol, conocido como velocidad radial , se puede medir a partir del desplazamiento del espectro causado por el efecto Doppler . El movimiento transversal o propio debe encontrarse tomando una serie de determinaciones posicionales frente a objetos más distantes. Una vez que se determina la distancia a una estrella mediante medios astrométricos como el paralaje , se puede calcular la velocidad espacial. [2] Este es el movimiento real de la estrella en relación con el Sol o el estándar de reposo local (LSR). Esta última normalmente se toma como una posición en la ubicación actual del Sol que sigue una órbita circular alrededor del Centro Galáctico a la velocidad media de las estrellas cercanas con baja dispersión de velocidad. [3] El movimiento del Sol con respecto al LSR se llama "movimiento solar peculiar".

Los componentes de la velocidad espacial en el sistema de coordenadas galácticas de la Vía Láctea generalmente se denominan U, V y W, expresados ​​en km/s, con U positivo en la dirección del centro galáctico, V positivo en la dirección de la rotación galáctica . y W positivo en dirección al Polo Norte Galáctico . [4] El movimiento peculiar del Sol con respecto al LSR es [5]

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s,

con incertidumbre estadística (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s e incertidumbre sistemática (1, 2, 0,5) km/s. (Tenga en cuenta que V es 7 km/s mayor que lo estimado en 1998 por Dehnen et al. [6] )

Uso de medidas cinemáticas.

La cinemática estelar proporciona importante información astrofísica sobre las estrellas y las galaxias en las que residen. Los datos cinemáticos estelares combinados con modelos astrofísicos producen información importante sobre el sistema galáctico en su conjunto. Las velocidades estelares medidas en las regiones más internas de las galaxias, incluida la Vía Láctea, han proporcionado evidencia de que muchas galaxias albergan agujeros negros supermasivos en su centro. En regiones más alejadas de las galaxias, como dentro del halo galáctico, las mediciones de velocidad de los cúmulos globulares que orbitan en estas regiones del halo de galaxias proporcionan evidencia de la existencia de materia oscura . Ambos casos se derivan del hecho clave de que la cinemática estelar puede relacionarse con el potencial general al que se encuentran las estrellas. Esto significa que si se realizan mediciones precisas de la cinemática estelar de una estrella o grupo de estrellas que orbitan en una determinada región de una galaxia, se puede inferir el potencial gravitacional y la distribución de masa dado que el potencial gravitacional al que está unida la estrella produce su órbita y sirve como impulso para su movimiento estelar. Ejemplos de uso de cinemática combinada con modelado para construir un sistema astrofísico incluyen:

Avances recientes debido a Gaia

Movimiento esperado de 40.000 estrellas en los próximos 400.000 años, según lo determinado por Gaia EDR3

En 2018, Gaia Data Release 2 (GAIA DR2) marcó un avance significativo en cinemática estelar, ofreciendo un rico conjunto de datos de mediciones precisas. Esta publicación incluyó datos detallados de cinemática estelar y paralaje estelar , lo que contribuyó a una comprensión más matizada de la estructura de la Vía Láctea. En particular, facilitó la determinación de los movimientos propios de numerosos objetos celestes, incluidos los movimientos propios absolutos de 75 cúmulos globulares situados a distancias que se extienden hasta un límite brillante de . [12] Además, el completo conjunto de datos de Gaia permitió la medición de movimientos propios absolutos en galaxias enanas esferoidales cercanas , sirviendo como indicadores cruciales para comprender la distribución de masa dentro de la Vía Láctea. [13] GAIA DR3 mejoró la calidad de los datos publicados anteriormente al proporcionar parámetros astrofísicos detallados. [14] Si bien aún no se ha presentado el GAIA DR4 completo, la última versión ofrece información mejorada sobre las enanas blancas, las estrellas de hipervelocidad , las lentes gravitacionales cosmológicas y la historia de las fusiones de la galaxia . [15]

Tipos cinemáticos estelares

Las estrellas dentro de las galaxias se pueden clasificar según su cinemática. Por ejemplo, las estrellas de la Vía Láctea se pueden subdividir en dos poblaciones generales, en función de su metalicidad , o proporción de elementos con números atómicos superiores al helio. Entre las estrellas cercanas, se ha descubierto que las estrellas de población I con mayor metalicidad generalmente se encuentran en el disco estelar, mientras que las estrellas más antiguas de población II están en órbitas aleatorias con poca rotación neta. [16] Estos últimos tienen órbitas elípticas que están inclinadas con respecto al plano de la Vía Láctea. [16] La comparación de la cinemática de estrellas cercanas también ha llevado a la identificación de asociaciones estelares . Lo más probable es que se trate de grupos de estrellas que comparten un punto de origen común en nubes moleculares gigantes. [17]

Hay muchas formas adicionales de clasificar estrellas en función de sus componentes de velocidad medidos, y esto proporciona información detallada sobre la naturaleza del tiempo de formación de la estrella, su ubicación actual y la estructura general de la galaxia. A medida que una estrella se mueve en una galaxia, el potencial gravitacional suavizado de todas las demás estrellas y otras masas dentro de la galaxia juega un papel dominante en la determinación del movimiento estelar. [18] La cinemática estelar puede proporcionar información sobre la ubicación donde se formó la estrella dentro de la galaxia. Las mediciones de la cinemática de una estrella individual pueden identificar estrellas que son valores atípicos peculiares, como una estrella de alta velocidad que se mueve mucho más rápido que sus vecinas cercanas.

Estrellas de alta velocidad

Dependiendo de la definición, una estrella de alta velocidad es una estrella que se mueve a más de 65 km/s a 100 km/s en relación con el movimiento promedio de las otras estrellas en la vecindad de la estrella. La velocidad también se define a veces como supersónica en relación con el medio interestelar circundante. Los tres tipos de estrellas de alta velocidad son: estrellas fugitivas, estrellas de halo y estrellas de hipervelocidad. Jan Oort estudió las estrellas de alta velocidad y utilizó sus datos cinemáticos para predecir que las estrellas de alta velocidad tienen muy poca velocidad tangencial. [19]

Estrellas fugitivas

Cuatro estrellas fugitivas que se mueven a través de regiones de denso gas interestelar y crean ondas de arco brillantes y colas de gas brillante. Las estrellas en estas imágenes del Telescopio Espacial Hubble de la NASA se encuentran entre las 14 estrellas jóvenes fugitivas detectadas por la Cámara Avanzada para Estudios entre octubre de 2005 y julio de 2006.

Una estrella descontrolada es aquella que se mueve por el espacio a una velocidad anormalmente alta en relación con el medio interestelar circundante . El movimiento propio de una estrella fugitiva a menudo apunta exactamente en dirección opuesta a una asociación estelar , de la que la estrella era miembro antes de ser expulsada.

Los mecanismos que pueden dar origen a una estrella descontrolada incluyen:

Múltiples mecanismos pueden acelerar la misma estrella fugitiva. Por ejemplo, una estrella masiva que originalmente fue expulsada debido a interacciones gravitacionales con sus vecinas estelares puede convertirse en supernova, produciendo un remanente con una velocidad modulada por la patada de supernova. Si esta supernova ocurre en las proximidades de otras estrellas, es posible que produzca más fugas en el proceso.

Un ejemplo de un conjunto relacionado de estrellas fugitivas es el caso de AE ​​Aurigae , 53 Arietis y Mu Columbae , todas las cuales se alejan una de otra a velocidades de más de 100 km/s (a modo de comparación, el Sol se mueve a través de la Vía Láctea). a unos 20 km/s más rápido que el promedio local). Siguiendo el rastro de sus movimientos, sus trayectorias se cruzan cerca de la Nebulosa de Orión hace unos 2 millones de años. Se cree que el Bucle de Barnard es el remanente de la supernova que lanzó las otras estrellas.

Otro ejemplo es el objeto de rayos X Vela X-1 , donde las técnicas fotodigitales revelan la presencia de una típica hipérbola de arco supersónico .

estrellas de halo

Las estrellas de halo son estrellas muy antiguas que no siguen órbitas circulares alrededor del centro de la Vía Láctea dentro de su disco. En cambio, las estrellas del halo viajan en órbitas elípticas, a menudo inclinadas hacia el disco, que las llevan muy por encima y por debajo del plano de la Vía Láctea. Aunque sus velocidades orbitales en relación con la Vía Láctea pueden no ser más rápidas que las de las estrellas de disco, sus diferentes trayectorias dan como resultado velocidades relativas altas.

Un ejemplo típico son las estrellas del halo que atraviesan el disco de la Vía Láctea en ángulos pronunciados. Una de las 45 estrellas más cercanas, llamada Estrella de Kapteyn , es un ejemplo de las estrellas de alta velocidad que se encuentran cerca del Sol: su velocidad radial observada es −245 km/s y las componentes de su velocidad espacial son u = +19 km. /s, v = −288 km/s y w = −52 km/s.

Estrellas de hipervelocidad

Posiciones y trayectorias de 20 estrellas de alta velocidad reconstruidas a partir de datos adquiridos por Gaia , superpuestas sobre una vista artística de la Vía Láctea.

Las estrellas de hipervelocidad (designadas como HVS o HV en los catálogos estelares) tienen velocidades sustancialmente más altas que el resto de la población estelar de una galaxia. Algunas de estas estrellas pueden incluso superar la velocidad de escape de la galaxia. [25] En la Vía Láctea, las estrellas suelen tener velocidades del orden de 100 km/s, mientras que las estrellas de hipervelocidad suelen tener velocidades del orden de 1000 km/s. Se cree que la mayoría de estas estrellas de rápido movimiento se producen cerca del centro de la Vía Láctea, donde hay una población mayor de estos objetos que más lejos. Una de las estrellas más rápidas conocidas en nuestra galaxia es la subenana de clase O US 708 , que se aleja de la Vía Láctea con una velocidad total de alrededor de 1200 km/s.

Jack G. Hills predijo por primera vez la existencia de HVS en 1988. [26] Esto fue confirmado más tarde en 2005 por Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon y Michael Kurtz . [27] En 2008, se conocían 10 HVS libres , uno de los cuales se cree que se originó en la Gran Nube de Magallanes en lugar de en la Vía Láctea . [28] Otras mediciones ubicaron su origen dentro de la Vía Láctea. [29] Debido a la incertidumbre sobre la distribución de masa dentro de la Vía Láctea, es difícil determinar si un HVS está libre. Es posible que otras cinco estrellas conocidas de alta velocidad estén liberadas de la Vía Láctea, y se cree que 16 HVS están unidos. El HVS más cercano conocido actualmente (HVS2) está a unos 19  kpc del Sol.

Hasta el 1 de septiembre de 2017 , se han observado aproximadamente 20 estrellas de hipervelocidad. Aunque la mayoría de estos se observaron en el hemisferio norte , sigue existiendo la posibilidad de que haya HVS sólo observables desde el hemisferio sur . [30]

Se cree que existen alrededor de 1.000 HVS en la Vía Láctea. [31] Considerando que hay alrededor de 100 mil millones de estrellas en la Vía Láctea , esto es una fracción minúscula (~0,000001%). Los resultados de la segunda publicación de datos de Gaia (DR2) muestran que la mayoría de las estrellas de tipo tardío de alta velocidad tienen una alta probabilidad de estar unidas a la Vía Láctea. [32] Sin embargo, las candidatas a estrellas distantes de hipervelocidad son más prometedoras. [33]

En marzo de 2019, se informó que LAMOST-HVS1 era una estrella confirmada de hipervelocidad expulsada del disco estelar de la Vía Láctea. [34]

En julio de 2019, los astrónomos informaron haber encontrado una estrella de tipo A, S5-HVS1 , que viajaba a 1.755 km/s (3.930.000 mph), más rápido que cualquier otra estrella detectada hasta ahora. La estrella está en la constelación de Grus (o Grulla) en el cielo del sur y está a unos 29.000 ly (1,8 × 10 9  AU) de la Tierra. Es posible que haya sido expulsado de la Vía Láctea después de interactuar con Sagitario A* , el agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. [35] [36] [37] [38] [39]

Origen de las estrellas de hipervelocidad
Estrella fugitiva acelerando desde 30 Doradus. Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble.

Se cree que los HVS se originan predominantemente por encuentros cercanos de estrellas binarias con el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea . Uno de los dos socios es capturado gravitacionalmente por el agujero negro (en el sentido de entrar en órbita a su alrededor), mientras que el otro escapa a gran velocidad, convirtiéndose en un HVS. Estas maniobras son análogas a la captura y expulsión de objetos interestelares por una estrella.

Los HVS inducidos por supernovas también pueden ser posibles, aunque presumiblemente son raros. En este escenario, un HVS es expulsado de un sistema binario cercano como resultado de que la estrella compañera experimente una explosión de supernova. Para las estrellas B tardías son posibles velocidades de eyección de hasta 770 km/s, medidas desde el marco de reposo galáctico. [40] Este mecanismo puede explicar el origen de los HVS que son expulsados ​​del disco galáctico.

Las HVS conocidas son estrellas de la secuencia principal con masas varias veces superiores a la del Sol. También se esperan HVS con masas más pequeñas y se han encontrado candidatos HVS enanos G/K.

Los HVS que han llegado a la Vía Láctea proceden de la galaxia enana Gran Nube de Magallanes. Cuando la galaxia enana se acercó más al centro de la Vía Láctea, sufrió intensos tirones gravitacionales. Estos remolcadores aumentaron tanto la energía de algunas de sus estrellas que se liberaron por completo de la galaxia enana y fueron arrojadas al espacio, debido al efecto de tirachinas del impulso. [41]

Se infiere que algunas estrellas de neutrones viajan a velocidades similares. Esto podría estar relacionado con los HVS y el mecanismo de expulsión de HVS. Las estrellas de neutrones son restos de explosiones de supernovas , y sus velocidades extremas son muy probablemente el resultado de una explosión de supernova asimétrica o de la pérdida de su compañera cercana durante las explosiones de supernova que las forman. Se cree que la estrella de neutrones RX J0822-4300 , que en 2007 el Observatorio de rayos X Chandra midió que se movía a una velocidad récord de más de 1.500 km/s (0,5% de la velocidad de la luz ) , fue la primera en producirse. forma. [42]

Una teoría sobre la ignición de las supernovas de Tipo Ia invoca el inicio de una fusión entre dos enanas blancas en un sistema estelar binario, lo que desencadena la explosión de la enana blanca más masiva. Si la enana blanca menos masiva no es destruida durante la explosión, ya no estará unida gravitacionalmente a su compañera destruida, lo que provocará que abandone el sistema como una estrella de hipervelocidad con su velocidad orbital previa a la explosión de 1000-2500 km/s. En 2018, se descubrieron tres de estas estrellas utilizando datos del satélite Gaia. [43]

Lista parcial de HVS

En 2014, se conocían veinte HVS. [44] [31]

Grupos cinemáticos

Un conjunto de estrellas con movimientos espaciales y edades similares se conoce como grupo cinemático. [45] Estas son estrellas que podrían compartir un origen común, como la evaporación de un cúmulo abierto , los restos de una región de formación estelar o colecciones de estallidos de formación estelar superpuestos en diferentes períodos de tiempo en regiones adyacentes. [46] La mayoría de las estrellas nacen dentro de nubes moleculares conocidas como viveros estelares . Las estrellas formadas dentro de dicha nube componen cúmulos abiertos unidos gravitacionalmente que contienen de decenas a miles de miembros con edades y composiciones similares. Estos grupos se disocian con el tiempo. Los grupos de estrellas jóvenes que escapan de un cúmulo o que ya no están unidos entre sí, forman asociaciones estelares. A medida que estas estrellas envejecen y se dispersan, su asociación ya no es evidente y se convierten en grupos de estrellas en movimiento.

Los astrónomos pueden determinar si las estrellas son miembros de un grupo cinemático porque comparten la misma edad, metalicidad y cinemática ( velocidad radial y movimiento propio ). Como las estrellas de un grupo en movimiento se formaron en proximidad y casi al mismo tiempo a partir de la misma nube de gas, aunque luego fueron perturbadas por fuerzas de marea, comparten características similares. [47]

Asociaciones estelares

Una asociación estelar es un cúmulo de estrellas muy suelto , cuyas estrellas comparten un origen común, pero se han liberado gravitacionalmente y todavía se mueven juntas a través del espacio. Las asociaciones se identifican principalmente por sus vectores de movimiento comunes y edades. La identificación por composición química también se utiliza para tener en cuenta las membresías en asociaciones.

Las asociaciones estelares fueron descubiertas por primera vez por el astrónomo armenio Viktor Ambartsumian en 1947. [48] El nombre convencional de una asociación utiliza los nombres o abreviaturas de la constelación (o constelaciones) en la que se encuentran; el tipo de asociación y, en ocasiones, un identificador numérico.

Tipos

Vista infrarroja VISTA de ESO de un vivero estelar en Monoceros

Viktor Ambartsumian fue el primero en clasificar las asociaciones estelares en dos grupos, OB y ​​T, basándose en las propiedades de sus estrellas. [48] ​​Sidney van den Bergh sugirió más tarde una tercera categoría, R, para las asociaciones que iluminan nebulosas de reflexión . [49] Las asociaciones OB, T y R forman un continuo de agrupaciones estelares jóvenes. Pero actualmente no está claro si se trata de una secuencia evolutiva o si representan algún otro factor en juego. [50] Algunos grupos también muestran propiedades de asociaciones OB y ​​T, por lo que la categorización no siempre es clara.

asociaciones de obstetricia

Carina OB1 , una gran asociación de obstetricia

Las asociaciones jóvenes contendrán de 10 a 100 estrellas masivas de clase espectral O y B , y se conocen como asociaciones OB . Además, estas asociaciones también contienen cientos o miles de estrellas de masa baja e intermedia. Se cree que los miembros de la asociación se forman dentro del mismo pequeño volumen dentro de una nube molecular gigante . Una vez que el polvo y el gas circundantes desaparecen, las estrellas restantes se liberan y comienzan a separarse. [51] Se cree que la mayoría de todas las estrellas de la Vía Láctea se formaron en asociaciones OB. [51] Las estrellas de clase O tienen una vida corta y expirarán como supernovas después de aproximadamente un millón de años. Como resultado, las asociaciones OB generalmente tienen sólo unos pocos millones de años o menos. Las estrellas OB de la asociación habrán quemado todo su combustible en diez millones de años. (Compare esto con la edad actual del Sol , de unos cinco mil millones de años).

El satélite Hipparcos proporcionó mediciones que localizaron una docena de asociaciones OB a 650 pársecs del Sol. [52] La asociación OB más cercana es la asociación Scorpius-Centaurus , ubicada a unos 400 años luz del Sol . [53]

También se han encontrado asociaciones OB en la Gran Nube de Magallanes y la Galaxia de Andrómeda . Estas asociaciones pueden ser bastante escasas y abarcar 1.500 años luz de diámetro. [17]

asociaciones T

Los grupos de estrellas jóvenes pueden contener varias estrellas infantiles T Tauri que todavía están en el proceso de ingresar a la secuencia principal . Estas escasas poblaciones de hasta mil estrellas T Tauri se conocen como asociaciones T. El ejemplo más cercano es la asociación Taurus-Auriga T (asociación Tau-Aur T), ubicada a una distancia de 140 pársecs del Sol. [54] Otros ejemplos de asociaciones T incluyen la asociación R Corona Australis T, la asociación Lupus T, la asociación Chamaeleon T y la asociación Velorum T. Las asociaciones T se encuentran a menudo en las proximidades de la nube molecular a partir de la cual se formaron. Algunos, pero no todos, incluyen estrellas de clase O – B. Los miembros del grupo tienen la misma edad y origen, la misma composición química y la misma amplitud y dirección en su vector de velocidad.

asociaciones R

Las asociaciones de estrellas que iluminan nebulosas de reflexión se denominan asociaciones R , nombre sugerido por Sidney van den Bergh después de descubrir que las estrellas en estas nebulosas tenían una distribución no uniforme. [49] Estos grupos estelares jóvenes contienen estrellas de la secuencia principal que no son lo suficientemente masivas como para dispersar las nubes interestelares en las que se formaron. [50] Esto permite a los astrónomos examinar las propiedades de la nube oscura circundante. Debido a que las asociaciones R son más abundantes que las asociaciones OB, pueden usarse para rastrear la estructura de los brazos espirales galácticos. [55] Un ejemplo de asociación R es Monoceros R2, ubicado a 830 ± 50 pársecs del Sol. [50]

Grupos en movimiento

Ursa Major Moving Group , el grupo estelar en movimiento más cercano a la Tierra

Si los restos de una asociación estelar se desplazan a través de la Vía Láctea como un conjunto algo coherente, entonces se les denomina grupo en movimiento o grupo cinemático . Los grupos en movimiento pueden ser antiguos, como el grupo en movimiento HR 1614 con dos mil millones de años, o jóvenes, como el grupo en movimiento AB Dor con sólo 120 millones de años.

Olin Eggen estudió intensamente los grupos en movimiento en la década de 1960. [56] López-Santiago et al. han compilado una lista de los grupos de jóvenes en movimiento más cercanos . [45] El más cercano es el Grupo Móvil de la Osa Mayor , que incluye todas las estrellas en el asterismo Plough / Big Dipper excepto α Ursae Majoris y η Ursae Majoris . Está lo suficientemente cerca como para que el Sol se encuentre en sus márgenes exteriores, sin ser parte del grupo. Por lo tanto, aunque los miembros se concentran en declinaciones cercanas a 60°N, algunos valores atípicos están tan lejos en el cielo como el Triangulum Australe a 70°S.

La lista de grupos jóvenes en movimiento está en constante evolución. La herramienta Banyan Σ [57] actualmente enumera 29 grupos jóvenes en movimiento cercanos [59] [58] Las incorporaciones recientes a los grupos en movimiento cercanos son la Asociación Volans-Carina (VCA), descubierta con Gaia , [60] y la Asociación Argus (ARG). , confirmó con Gaia. [61] Los grupos en movimiento a veces pueden subdividirse en grupos distintos más pequeños. El complejo de la Gran Asociación de Jóvenes Australes (GAYA) se encontró subdividido en los grupos móviles Carina , Columba y Tucana-Horologium . Las tres asociaciones no son muy distintas entre sí y tienen propiedades cinemáticas similares. [62]

Los grupos jóvenes en movimiento tienen edades bien conocidas y pueden ayudar con la caracterización de objetos con edades difíciles de estimar , como las enanas marrones . [63] Los miembros de grupos jóvenes en movimiento cercanos también son candidatos para discos protoplanetarios con imágenes directas , como TW Hydrae o exoplanetas con imágenes directas , como Beta Pictoris b o GU Psc b .

Corrientes estelares

Una corriente estelar es una asociación de estrellas que orbitan alrededor de una galaxia que alguna vez fue un cúmulo globular o una galaxia enana que ahora ha sido desgarrada y extendida a lo largo de su órbita por las fuerzas de marea. [64]

Grupos cinemáticos conocidos

Algunos grupos cinemáticos cercanos incluyen: [45]

Ver también

Referencias

  1. ^ Kaler, James B. (noviembre de 2005). "La estrella de Barnard (V2500 Ophiuchi)". Estrellas . James B. Kaler. Archivado desde el original el 5 de septiembre de 2006 . Consultado el 12 de julio de 2018 .
  2. ^ "Movimientos estelares (extensión)". Divulgación y educación del telescopio de Australia . Organización de Investigación Científica e Industrial del Commonwealth. 2005-08-18. Archivado desde el original el 6 de junio de 2013 . Consultado el 19 de noviembre de 2008 .
  3. ^ Fich, Michel; Tremaine, Scott (1991). "La masa de la galaxia". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 29 (1): 409–445. Código bibliográfico : 1991ARA&A..29..409F. doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002205.
  4. ^ Johnson, decano RH; Soderblom, David R. (1987). "Cálculo de las velocidades espaciales galácticas y sus incertidumbres, con aplicación al grupo de la Osa Mayor". Revista Astronómica . 93 (2): 864–867. Código bibliográfico : 1987AJ.....93..864J. doi :10.1086/114370.
  5. ^ Schönrich, Ralph; Binney, James; Dehnen, Walter (2010). "Cinemática local y estándar local de descanso". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 403 (4): 1829–1833. arXiv : 0912.3693 . Código bibliográfico : 2010MNRAS.403.1829S. doi :10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x. S2CID  118697588.
  6. ^ Dehnen, Walter; Binney, James J. (1998). "Cinemática estelar local a partir de datos de HIPPARCOS". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 298 (2): 387–394. arXiv : astro-ph/9710077 . Código bibliográfico : 1998MNRAS.298..387D. doi :10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x. S2CID  15936627.
  7. ^ Oort, JH (1927). "Evidencia de observación que confirma la hipótesis de Lindblad de una rotación del sistema galáctico". Boletín de los Institutos Astronómicos de los Países Bajos . 3 : 275–282. Código Bib :1927BAN.....3..275O.
  8. ^ Li, C; Zhao, G; Yang, C (2019). "La rotación galáctica y las constantes de Oort en las proximidades solares". La revista astrofísica . 872 (2): 205. Código bibliográfico : 2019ApJ...872..205L. doi : 10.3847/1538-4357/ab0104 . S2CID  127759240.
  9. ^ Olling, RP; Merrifield, señor (1998). "Refinando las constantes galácticas y de Oort". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 297 (3): 943–952. arXiv : astro-ph/9802034 . Código bibliográfico : 1998MNRAS.297..943O. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01577.x .
  10. ^ Binney, James; Tremaine, Scott (2008). Dinámica Galáctica . Prensa de la Universidad de Princeton. págs. 16-19. ISBN 9780691130279.
  11. ^ Carollo, Daniela; et al. (2007). "Dos componentes estelares en el halo de la Vía Láctea". Naturaleza . 450 (7172): 1020–1025. arXiv : 0706.3005 . Código Bib : 2007Natur.450.1020C. doi : 10.1038/naturaleza06460. PMID  18075581. S2CID  4387133.
  12. ^ "Contenidos de Gaia DR2 - Gaia - Cosmos". www.cosmos.esa.int . Consultado el 8 de marzo de 2024 .
  13. ^ Watkins, Laura; et al. (mayo de 2018). "Evidencia de una Vía Láctea de masa intermedia a partir de los movimientos del cúmulo globular de halo Gaia DR2". La revista astrofísica . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Código Bib : 2019ApJ...873..118W. doi : 10.3847/1538-4357/ab089f . S2CID  85463973.
  14. ^ Fouesneau, M.; Fremat, Y.; Andrae, R.; Korn, AJ; Soubiran, C.; Kordopatis, G.; Vallenari, A.; Heiter, U.; Creevey, OL; Sarro, LM; Laverny, P. de; Lanzafame, AC; Lobel, A.; Sordo, R.; Rybizki, J. (1 de junio de 2023). "Gaia Data Release 3 - Apsis. II. Parámetros estelares". Astronomía y Astrofísica . 674 : A28. arXiv : 2206.05992 . doi :10.1051/0004-6361/202243919. ISSN  0004-6361.
  15. ^ Hodgkin, ST; Harrison, DL; Breedt, E.; Wevers, T.; Rixon, G.; Delgado, A.; Yoldas, A.; Kostrzewa-Rutkowska, Z.; Wyrzykowski, Ł; Leeuwen, M. van; Blagorodnova, N.; Campbell, H.; Eappachen, D.; Fraser, M.; Ihanec, N. (1 de agosto de 2021). "Gaia Early Data Release 3: alertas científicas fotométricas de Gaia". Astronomía y Astrofísica . 652 : A76. arXiv : 2106.01394 . doi :10.1051/0004-6361/202140735. ISSN  0004-6361.
  16. ^ ab Johnson, Hugh M. (1957). "La cinemática y evolución de la población I estrellas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 69 (406): 54. Código bibliográfico : 1957PASP...69...54J. doi : 10.1086/127012 .
  17. ^ ab Elmegreen, B.; Nikolaevich Efremov, Y. (1998). "La formación de cúmulos de estrellas". Científico americano . 86 (3): 264. Código bibliográfico : 1998AmSci..86..264E. doi :10.1511/1998.3.264. S2CID  262334560. Archivado desde el original el 1 de julio de 2016 . Consultado el 23 de agosto de 2006 .
  18. ^ Sparke, LS ; Gallagher, JS (2007). Galaxias en el Universo . Estados Unidos: Cambridge University Press. pag. 111.ISBN​ 978-0521671866.
  19. ^ Binney, James; Merrifield, Michael (1998). Astronomía Galáctica . Prensa de la Universidad de Princeton. págs. 16-17. ISBN 978-0691004020.
  20. ^ Oh, Seungkyung; Kroupa, Pavel; Pflamm-Altenburg, enero (2015). "Dependencia de las eyecciones dinámicas de estrellas O de las masas de cúmulos de estrellas muy jóvenes". La revista astrofísica . 805 (2): 92. arXiv : 1503.08827 . Código Bib : 2015ApJ...805...92O. doi :10.1088/0004-637X/805/2/92. ISSN  0004-637X. S2CID  119255350.
  21. ^ Gvaramadze, Vasilii V.; Gualandris, Alessia (30 de septiembre de 2010). "Estrellas fugitivas muy masivas procedentes de encuentros de tres cuerpos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 410 (1): 304–312. arXiv : 1007.5057 . Código Bib : 2011MNRAS.410..304G. doi :10.1111/j.1365-2966.2010.17446.x. ISSN  0035-8711. S2CID  123481910.
  22. ^ Boubert, D.; Erkal, D.; Evans, noroeste; Izzard, RG (10 de abril de 2017). "Fugitivos de hipervelocidad de la Gran Nube de Magallanes". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 469 (2): 2151–2162. arXiv : 1704.01373 . Código Bib : 2017MNRAS.469.2151B. doi :10.1093/mnras/stx848. ISSN  0035-8711.
  23. ^ Blaauw, A. (1961). "Sobre el origen de las estrellas de tipo O y B con altas velocidades (las estrellas fugitivas) y algunos problemas relacionados". Boletín de los Institutos Astronómicos de los Países Bajos . 15 : 265. Código Bib : 1961BAN....15..265B.
  24. ^ Tauris, TM; Tomados, RJ (1998). "Velocidades desbocadas de componentes estelares que se originan a partir de sistemas binarios interrumpidos a través de explosiones asimétricas de supernovas". Astronomía y Astrofísica . 330 : 1047-1059. Código Bib : 1998A y A...330.1047T.
  25. ^ "Dos estrellas exiliadas abandonan nuestra galaxia para siempre". Espacio Diario . 27 de enero de 2006 . Consultado el 24 de septiembre de 2009 .
  26. ^ Colinas, JG (1988). "Estrellas de marea y hipervelocidad de sistemas binarios interrumpidas por un enorme agujero negro galáctico". Naturaleza . 331 (6158): 687–689. Código Bib :1988Natur.331..687H. doi :10.1038/331687a0. S2CID  4250308.
  27. ^ ab Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J.; Kurtz, Michael J. (2005). "Descubrimiento de una estrella de hipervelocidad desatada en el halo de la Vía Láctea". La revista astrofísica . 622 (1): L33-L36. arXiv : astro-ph/0501177 . Código Bib : 2005ApJ...622L..33B. doi :10.1086/429378. S2CID  14322324.
  28. ^ ab Edelmann, H.; Napiwotzki, R.; Heber, U.; Christlieb, N.; et al. (2005). "HE 0437-5439: una estrella tipo B de secuencia principal de hipervelocidad libre". La revista astrofísica . 634 (2): L181-L184. arXiv : astro-ph/0511321 . Código Bib : 2005ApJ...634L.181E. doi :10.1086/498940. S2CID  15189914.
  29. ^ Marrón, Warren R.; Anderson, Jay; Gnedin, Oleg Y.; Enlace, Howard E.; et al. (19 de julio de 2010). "Un origen galáctico para HE 0437–5439, la estrella de hipervelocidad cerca de la gran nube de Magallanes". Las cartas del diario astrofísico . 719 (1): L23. arXiv : 1007.3493 . Código Bib : 2010ApJ...719L..23B. doi :10.1088/2041-8205/719/1/L23. S2CID  55832434.
  30. ^ "Las estrellas más rápidas de la Vía Láctea están fugitivas". Ciencia y niños : 14, 1 de septiembre de 2017 . Consultado el 11 de febrero de 2018 .
  31. ^ ab Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J.; Kurtz, Michael J.; Bromley, Benjamín C. (2007). "Estrellas de hipervelocidad. III. La densidad espacial y la historia de eyección de estrellas de la secuencia principal desde el centro galáctico". La revista astrofísica . 671 (2): 1708-1716. arXiv : 0709.1471 . Código bibliográfico : 2007ApJ...671.1708B. doi :10.1086/523642. S2CID  15074398.
  32. ^ Boubert, Douglas; Guillochón, James; Hawkins, Keith; Ginsburg, Idán; Evans, N. Wyn; Strader, Jay (6 de junio de 2018). "Revisando estrellas de hipervelocidad después de Gaia DR2". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 479 (2): 2789–2795. arXiv : 1804.10179 . Código bibliográfico : 2018MNRAS.479.2789B. doi : 10.1093/mnras/sty1601.
  33. ^ de la Fuente Marcos, R.; de la Fuente Marcos, C. (8 de julio de 2019). "Volando lejos y rápido: la distribución de candidatos a estrellas distantes a hipervelocidad a partir de datos de Gaia DR2". Astronomía y Astrofísica . 627 : A104 (17 págs.). arXiv : 1906.05227 . Código Bib : 2019A&A...627A.104D. doi :10.1051/0004-6361/201935008. S2CID  186207054.
  34. ^ Universidad de Michigan (13 de marzo de 2019). "Los investigadores confirman que una estrella masiva hiperfuga fue expulsada del disco de la Vía Láctea". Phys.org . Consultado el 13 de marzo de 2019 .
  35. ^ Adiós, Dennis (14 de noviembre de 2019). "Un agujero negro arrojó una estrella fuera de la Vía Láctea. Hasta luego, S5-HVS1, apenas te conocíamos". Los New York Times . Consultado el 18 de noviembre de 2019 .
  36. ^ Koposov, Sergey E.; et al. (11 de noviembre de 2019). "Descubrimiento de una estrella cercana de 1700 km/s expulsada de la Vía Láctea por Sgr A*". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . arXiv : 1907.11725 . doi :10.1093/mnras/stz3081.
  37. ^ Starr, Michelle (31 de julio de 2019). "La extraña estrella encontrada saliendo disparada de nuestro centro galáctico es la más rápida de su tipo jamás vista". ScienceAlert.com . Consultado el 18 de noviembre de 2019 .
  38. ^ Irving, Michael (13 de noviembre de 2019). "La estrella más rápida jamás encontrada está siendo expulsada de la Vía Láctea". Nuevo Atlas.com . Consultado el 18 de noviembre de 2019 .
  39. ^ Trenza, Phil (13 de noviembre de 2019). "Nuestro agujero negro supermasivo local disparó una estrella directamente fuera de la galaxia". Mala Astronomía . Consultado el 19 de noviembre de 2019 .
  40. ^ Tauris, Thomas M. (2015). "Velocidad máxima de estrellas de hipervelocidad expulsadas de binarias". Letras. Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 448 (1): L6-L10. arXiv : 1412.0657 . Código Bib : 2015MNRAS.448L...6T. doi :10.1093/mnrasl/slu189.
  41. ^ Maggie McKee (4 de octubre de 2008). "Las estrellas más rápidas de la Vía Láctea pueden ser inmigrantes". Científico nuevo.
  42. ^ Watzke, Megan (28 de noviembre de 2007). "Chandra descubre una bala de cañón cósmica". En cuanto a noticias.
  43. ^ Shen, Ken J.; et al. (2018). "Tres enanas blancas de hipervelocidad en Gaia DR2: evidencia de supernovas de tipo Ia de doble degeneración y doble detonación impulsadas dinámicamente". La revista astrofísica . 865 (1): 15–28. arXiv : 1804.11163 . Código Bib : 2018ApJ...865...15S. doi : 10.3847/1538-4357/aad55b . S2CID  53416740.
  44. ^ Zheng Zheng (7 de mayo de 2014). "Encontrada la 'estrella de hipervelocidad' brillante más cercana". Centro de Noticias . Universidad de Utah. Archivado desde el original el 1 de noviembre de 2014 . Consultado el 27 de junio de 2014 .
  45. ^ abcd López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, MJ (junio de 2006). "Los grupos jóvenes en movimiento más cercanos". La revista astrofísica . 643 (2): 1160-1165. arXiv : astro-ph/0601573 . Código Bib : 2006ApJ...643.1160L. doi :10.1086/503183. S2CID  119520529.
  46. ^ Montes, D.; et al. (noviembre de 2001). "Miembros tardíos de grupos cinemáticos estelares jóvenes - I. Estrellas individuales". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 328 (1): 45–63. arXiv : astro-ph/0106537 . Código Bib : 2001MNRAS.328...45M. doi :10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. S2CID  55727428.
  47. ^ Johnston, Kathryn V. (1996). "Firmas fósiles de antiguos eventos de acreción en el Halo". La revista astrofísica . 465 : 278. arXiv : astro-ph/9602060 . Código Bib : 1996ApJ...465..278J. doi :10.1086/177418. S2CID  16091481.
  48. ^ ab israelí, Garik (1997). "Obituario: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [es decir, 1908] –1996". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 29 (4): 1466-1467. Código bibliográfico : 1997BAAS...29.1466I.
  49. ^ ab Herbst, W. (1976). "Asociaciones R. I - Fotometría UBV y espectroscopia MK de estrellas en nebulosas de reflexión del sur". Revista Astronómica . 80 : 212–226. Código bibliográfico : 1975AJ.....80..212H. doi : 10.1086/111734 .
  50. ^ a b C Herbst, W .; Racine, R. (1976). "Asociaciones R. V. MON R2". Revista Astronómica . 81 : 840. Código bibliográfico : 1976AJ.....81..840H. doi : 10.1086/111963 .
  51. ^ ab "Asociaciones de obstetricia" (PDF) . GAIA: Composición, Formación y Evolución de la Galaxia. 2000-04-06 . Consultado el 14 de noviembre de 2013 .
  52. ^ de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; Marrón, AGA; et al. (1999). "Un censo HIPPARCOS de las asociaciones de obstetricia cercanas". La Revista Astronómica . 117 (1): 354–399. arXiv : astro-ph/9809227 . Código bibliográfico : 1999AJ....117..354D. doi :10.1086/300682. S2CID  16098861.
  53. ↑ Maíz-Apellániz, Jesús (2001). "El origen de la burbuja local". La revista astrofísica . 560 (1): L83–L86. arXiv : astro-ph/0108472 . Código Bib : 2001ApJ...560L..83M. doi :10.1086/324016. S2CID  119338135.
  54. ^ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, MK (1999). "Nuevos movimientos propios de estrellas anteriores a la secuencia principal en Taurus-Auriga". Astronomía y Astrofísica . 325 : 613–622. arXiv : astro-ph/9704281 . Código Bib : 1997A y A...325..613F. Archivado desde el original el 7 de agosto de 2010 . Consultado el 12 de octubre de 2009 .
  55. ^ Herbst, W. (1975). "Asociaciones R III. Estructura espiral óptica local". Revista Astronómica . 80 : 503. Código bibliográfico : 1975AJ.....80..503H. doi :10.1086/111771.
  56. ^ Eggen, DO (1965). "Grupos de estrellas en movimiento". En Blaauw, Adriaan y Schmidt, Maarten (eds.). Aspectos observacionales de la estructura galáctica: notas de conferencias informadas por los participantes . Chicago: Prensa de la Universidad de Chicago. pag. 111. Bibcode : 1965gast.book..111E.
  57. ^ "BANYAN Σ". www.exoplanetes.umontreal.ca . Consultado el 15 de noviembre de 2019 .
  58. ^ ab Gagné, Jonathan; Mamajek, Eric E.; Malo, Lisón; Riedel, Adric; Rodríguez, David; Lafrenière, David; et al. (21 de marzo de 2018). "El algoritmo bayesiano multivariado BANYAN Σ para identificar miembros de asociaciones jóvenes con 150 pc". La revista astrofísica . BANYA XI. 856 (1): 23. arXiv : 1801.09051 . Código Bib : 2018ApJ...856...23G. doi : 10.3847/1538-4357/aaae09 . ISSN  0004-637X. S2CID  119185386.
  59. ^ Véase Gagné, Jonathan; Mamajek, Eric E.; Malo, Lisón; Riedel, Adric; Rodríguez, David; Lafrenière, David; Faherty, Jacqueline K .; Roy-Loubier, Olivier; Pueyo, Laurent; Robin, Annie C.; Doyón, René (2018). "Figuras 4 y 5 de Gagné et al. 2018a". La revista astrofísica . 856 (1): 23. arXiv : 1801.09051 . Código Bib : 2018ApJ...856...23G. doi : 10.3847/1538-4357/aaae09 . S2CID  119185386.[58]
  60. ^ Gagné, Jonathan; Faherty, Jacqueline K.; Mamajek, Eric E. (1 de octubre de 2018). "Volans-Carina: una nueva asociación estelar de 90 millones de años al 85 pc". La revista astrofísica . 865 (2): 136. arXiv : 1808.04420 . Código Bib : 2018ApJ...865..136G. doi : 10.3847/1538-4357/aadaed . ISSN  0004-637X. S2CID  119402144.
  61. ^ Zuckerman, B. (31 de diciembre de 2018). "La joven y cercana asociación Argus: membresía, edad y discos de escombros polvorientos". La revista astrofísica . 870 (1): 27. arXiv : 1811.01508 . doi : 10.3847/1538-4357/aaee66 . ISSN  1538-4357. S2CID  119452542.
  62. ^ Torres, CAO; Quast, GR; Melo, CHF; Sterzik, MF (25 de agosto de 2008). Asociaciones jóvenes, cercanas, sueltas . arXiv : 0808.3362 . Código Bib : 2008hsf2.book..757T  en  Reipurth, Bo, ed. (2008). Manual de regiones de formación de estrellas: Volumen II, El cielo austral . Publicaciones monográficas (en línea). Volumen 5. Sociedad Astronómica del Pacífico. ISBN 978-1-58381-678-3,impreso: ISBN 978-1-58381-671-4 
  63. ^ Allers, KN; Liu, Michael C. (9 de julio de 2013). "Un estudio espectroscópico de infrarrojo cercano de enanas jóvenes ultrafrías de campo". La revista astrofísica . 772 (2): 79. arXiv : 1305.4418 . Código Bib : 2013ApJ...772...79A. doi :10.1088/0004-637X/772/2/79. ISSN  0004-637X. S2CID  59289573.
  64. ^ Chelín, Govert (12 de enero de 2022). "Las corrientes estelares están revelando sus secretos". Cielo y telescopio . Consultado el 13 de diciembre de 2022 .
  65. ^ canción abc , Inseok; et al. (Diciembre de 2003). "Nuevos miembros de la Asociación TW Hydrae, β Pictoris Moving Group y la Asociación Tucana/Horologium" (PDF) . La revista astrofísica . 599 (1): 342–350. Código bibliográfico : 2003ApJ...599..342S. doi :10.1086/379194. S2CID  51833191.
  66. ^ Wylie-de Boer, Elizabeth; et al. (febrero de 2010). "Evidencia de desechos de marea de ω Cen en el grupo Kapteyn". La Revista Astronómica . 139 (2): 636–645. arXiv : 0910.3735 . Código Bib : 2010AJ....139..636W. doi :10.1088/0004-6256/139/2/636. S2CID  119217292.
  67. ^ McDonald, SON; Hearnshaw, JB (agosto de 1983). "El grupo de estrellas en movimiento Wolf 630". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 204 (3): 841–852. Código bibliográfico : 1983MNRAS.204..841M. doi : 10.1093/mnras/204.3.841 .

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