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]
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 cambio espectral 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:
Rotación del disco de la Vía Láctea : A partir de los movimientos propios y las velocidades radiales de las estrellas dentro del disco de la Vía Láctea se puede demostrar que existe una rotación diferencial. Al combinar estas mediciones de los movimientos propios de las estrellas y sus velocidades radiales, junto con un modelado cuidadoso, es posible obtener una imagen de la rotación del disco de la Vía Láctea . El carácter local de la rotación galáctica en la vecindad solar está encapsulado en las constantes de Oort . [7] [8] [9]
Componentes estructurales de la Vía Láctea : utilizando la cinemática estelar, los astrónomos construyen modelos que buscan explicar la estructura galáctica general en términos de distintas poblaciones cinemáticas de estrellas. Esto es posible porque estas distintas poblaciones suelen estar ubicadas en regiones específicas de las galaxias. Por ejemplo, dentro de la Vía Láctea hay tres componentes principales, cada uno con su propia cinemática estelar distinta: el disco , el halo y el bulto o barra . Estos grupos cinemáticos están estrechamente relacionados con las poblaciones estelares de la Vía Láctea, formando una fuerte correlación entre el movimiento y la composición química, lo que indica diferentes mecanismos de formación. Para la Vía Láctea, la velocidad de las estrellas de disco es y una velocidad RMS ( raíz cuadrática media ) relativa a esta velocidad de . Para estrellas de población abultada, las velocidades están orientadas aleatoriamente con una velocidad RMS relativa mayor y sin velocidad circular neta. [10] El halo estelar galáctico está formado por estrellas con órbitas que se extienden hasta las regiones exteriores de la galaxia. Algunas de estas estrellas orbitarán continuamente lejos del centro galáctico, mientras que otras seguirán trayectorias que las llevarán a diversas distancias del centro galáctico. Estas estrellas tienen poca o ninguna rotación promedio. Muchas estrellas de este grupo pertenecen a cúmulos globulares que se formaron hace mucho tiempo y, por lo tanto, tienen una historia de formación distinta, que se puede inferir de su cinemática y metalicidad deficiente. El halo se puede subdividir en un halo interno y externo, teniendo el halo interno un movimiento neto progrado con respecto a la Vía Láctea y el externo un movimiento neto retrógrado . [11]
Galaxias externas : Las observaciones espectroscópicas de las galaxias externas permiten caracterizar los movimientos generales de las estrellas que contienen. Si bien estas poblaciones estelares en galaxias externas generalmente no se resuelven al nivel en el que se pueda seguir el movimiento de estrellas individuales (excepto las galaxias más cercanas), las mediciones de la cinemática de la población estelar integrada a lo largo de la línea de visión proporcionan información que incluye la media. la velocidad y la dispersión de la velocidad que luego pueden usarse para inferir la distribución de masa dentro de la galaxia. La medición de la velocidad media en función de la posición proporciona información sobre la rotación de la galaxia, con distintas regiones de la galaxia que están desplazadas al rojo / azul en relación con la velocidad sistémica de la galaxia .
Distribuciones de masa : mediante la medición de la cinemática de objetos trazadores, como cúmulos globulares y las órbitas de galaxias enanas satélite cercanas , podemos determinar la distribución de masa de la Vía Láctea u otras galaxias. Esto se logra combinando mediciones cinemáticas con modelado dinámico.
Avances recientes debido aGaia
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.
Los mecanismos que pueden dar origen a una estrella descontrolada incluyen:
Las interacciones gravitacionales entre estrellas de un sistema estelar pueden provocar grandes aceleraciones de una o más de las estrellas involucradas. En algunos casos, incluso las estrellas pueden ser expulsadas. [20] Esto puede ocurrir en sistemas estelares aparentemente estables de sólo tres estrellas, como se describe en los estudios del problema de los tres cuerpos en la teoría gravitacional. [21]
Una colisión o encuentro cercano entre sistemas estelares, incluidas las galaxias, puede provocar la alteración de ambos sistemas, y algunas de las estrellas serán aceleradas a altas velocidades o incluso expulsadas. Un ejemplo a gran escala es la interacción gravitacional entre la Vía Láctea y la Gran Nube de Magallanes . [22]
Una explosión de supernova en un sistema estelar múltiple puede acelerar tanto el remanente de supernova como las estrellas restantes a altas velocidades. [23] [24]
Múltiples mecanismos pueden acelerar la misma estrella fugitiva. Por ejemplo, una estrella masiva que fue originalmente 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 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 conocidas más rápidas de 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 [actualizar]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 [actualizar], 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.
Algunos HVS pueden haberse originado en una galaxia enana perturbada. Cuando se acercó más al centro de la Vía Láctea, algunas de sus estrellas se liberaron 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]
HVS 1 – ( SDSS J090744.99+024506.8 ) (también conocida como The Outcast Star): la primera estrella de hipervelocidad descubierta [27]
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 y todavía se mueven juntas a través del espacio, pero se han liberado gravitacionalmente. 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.
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).
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 una asociación R es Monoceros R2, ubicado a 830 ± 50 pársecs del Sol. [50]
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 Dubhe 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]
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]
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Otras lecturas
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enlaces externos
Comunicado de prensa de ESO sobre estrellas fugitivas Archivado el 16 de mayo de 2008 en Wayback Machine.
Entrada en la Enciclopedia de Astrobiología, Astronomía y Vuelos Espaciales
Dos estrellas exiliadas abandonan nuestra galaxia para siempre
Entrada en la Enciclopedia de Astrobiología, Astronomía y Vuelos Espaciales
https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/ Archivado el 6 de marzo de 2023 en Wayback Machine.
Jóvenes grupos cinemáticos estelares, David Montes, Departamento de Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid.