Cinemática estelar - Stellar kinematics

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

La cinemática estelar abarca la medición de velocidades estelares en la Vía Láctea y sus satélites , así como la cinemática interna de galaxias más distantes . La medición de la cinemática de estrellas en diferentes subcomponentes de la Vía Láctea, incluido el disco delgado , el disco grueso , el bulto 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 en el Centro Galáctico .

La cinemática estelar está relacionada, pero es distinta, al 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 de estrellas 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 los estelares. 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 = la componente de la velocidad transversal a la línea de visión desde el 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 desde el Sol, conocido como velocidad radial , se puede medir a partir del cambio de espectro causado por el efecto Doppler . El movimiento transversal o propio debe encontrarse tomando una serie de determinaciones posicionales contra objetos más distantes. Una vez que se determina la distancia a una estrella a través de medios astrométricos como el paralaje , se puede calcular la velocidad espacial. Este es el movimiento real de la estrella en relación con el Sol o el estándar de reposo local (LSR). Este último se toma típicamente 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 dispersión de baja velocidad. El movimiento del Sol con respecto al LSR se denomina "movimiento solar peculiar".

Los componentes de velocidad espacial en la Vía Láctea 's galáctico sistema de coordenadas son generalmente designados U, V, y W, dada en km / s, con U positivo en la dirección del centro galáctico, V positivo en la dirección de rotación galáctico , y W positivo en la dirección del Polo Norte Galáctico . El peculiar movimiento del Sol con respecto al LSR es

(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 / sy 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.)

Uso de medidas cinemáticas

La cinemática estelar proporciona información astrofísica importante sobre las estrellas y las galaxias en las que residen. Los datos de la cinemática estelar combinados con el modelado astrofísico 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 lejanas de las galaxias, como dentro del halo galáctico, las mediciones de velocidad de los cúmulos globulares que orbitan en estas regiones de halo de galaxias proporcionan evidencia de materia oscura . Ambos casos se derivan del hecho clave de que la cinemática estelar puede estar relacionada con el potencial general al que se unen las estrellas. Esto significa que si se realizan mediciones cinemáticas estelares precisas para una estrella o un 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 medidas 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 .
  • 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 poblaciones distintas a menudo se encuentran en regiones específicas de 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 la protuberancia 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 del disco es y una velocidad RMS ( Raíz cuadrada media ) relativa a esta velocidad de . Para las estrellas de población abultada, las velocidades se orientan aleatoriamente con una velocidad RMS relativa mayor y sin velocidad circular neta. 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 estarán en trayectorias que las llevarán a distintas 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 puede inferirse de su cinemática y metalicidades pobres. El halo puede subdividirse además en un halo interno y externo, teniendo el halo interno un movimiento programado neto con respecto a la Vía Láctea y el externo un movimiento retrógrado neto .
  • Galaxias externas : las observaciones espectroscópicas de las galaxias externas permiten caracterizar los movimientos masivos de las estrellas que contienen. Si bien estas poblaciones estelares en galaxias externas generalmente no se resuelven al nivel en el que se puede rastrear el movimiento de estrellas individuales (a excepción de 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. velocidad y la dispersión de la velocidad que luego se pueden utilizar 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 : a través de la medición de la cinemática de objetos trazadores como los cúmulos globulares y las órbitas de galaxias enanas satélites 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 a Gaia

Movimiento esperado de 40 000 estrellas en los próximos 400 mil años, según lo determinado por Gaia EDR3.

En 2018, el lanzamiento de datos de Gaia 2 ha producido una cantidad sin precedentes de mediciones cinemáticas estelares de alta calidad, así como mediciones de paralaje estelar que aumentarán en gran medida nuestra comprensión de la estructura de la Vía Láctea. Los datos de Gaia también han hecho posible determinar los movimientos propios de muchos objetos cuyos movimientos propios eran desconocidos anteriormente, incluidos los movimientos propios absolutos de 75 cúmulos globulares que orbitan a distancias de hasta 21 kpc. Además, también se han medido los movimientos propios absolutos de las galaxias esferoidales enanas cercanas , lo que proporciona múltiples trazadores de masa para la Vía Láctea. Este aumento en la medición precisa del movimiento propio absoluto a distancias tan grandes es una mejora importante con respecto a los estudios anteriores, como los realizados con el telescopio espacial Hubble .

Tipos cinemáticos estelares

Las estrellas dentro de las galaxias pueden clasificarse según su cinemática. Por ejemplo, las estrellas de la Vía Láctea se pueden subdividir en dos poblaciones generales, según su metalicidad o proporción de elementos con números atómicos superiores al helio. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que las estrellas de la población I con mayor metalicidad generalmente se encuentran en el disco estelar, mientras que las estrellas más antiguas de la población II se encuentran en órbitas aleatorias con poca rotación neta. Estos últimos tienen órbitas elípticas que están inclinadas al plano de la Vía Láctea. 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.

Hay muchas formas adicionales de clasificar las 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. Cuando 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. 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 más rápido de 65 km / sa 100 km / s en relación con el movimiento promedio de las estrellas en la vecindad del Sol. 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 fuera de control, estrellas de halo y estrellas de hipervelocidad. Las estrellas de alta velocidad fueron estudiadas por Jan Oort, quien utilizó sus datos cinemáticos para predecir que las estrellas de alta velocidad tienen muy poca velocidad tangencial.

Estrellas fugitivas

Cuatro estrellas fugitivas surcando regiones de gas interestelar denso y creando ondas de arco brillantes y colas de gas resplandeciente. 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 encuestas entre octubre de 2005 y julio de 2006

Una estrella fuera de control es aquella que se mueve a través del espacio con una velocidad anormalmente alta en relación con el medio interestelar circundante . El movimiento adecuado de una estrella fuera de control a menudo apunta exactamente en dirección opuesta a una asociación estelar , de la que la estrella era miembro antes de ser lanzada.

Los mecanismos que pueden dar lugar a una estrella fuera de control incluyen:

  • Las interacciones gravitacionales entre estrellas en un sistema estelar pueden resultar en grandes aceleraciones de una o más de las estrellas involucradas. En algunos casos, las estrellas incluso pueden ser expulsadas. Esto puede ocurrir en sistemas estelares aparentemente estables de solo tres estrellas, como se describe en los estudios del problema de los tres cuerpos en la teoría gravitacional.
  • Una colisión o encuentro cercano entre sistemas estelares , incluidas las galaxias, puede resultar en la interrupción de ambos sistemas, con algunas de las estrellas 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 .
  • Una explosión de supernova en un sistema de estrellas múltiples puede acelerar tanto el remanente de supernova como las estrellas restantes a altas velocidades.

Múltiples mecanismos pueden acelerar la misma estrella fuera de control. 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 el impulso de la supernova. Si esta supernova ocurre en la vecindad muy cercana de otras estrellas, es posible que pueda producir más fugitivos 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 unas de otras 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). Rastreando sus movimientos hacia atrás, sus caminos se cruzan cerca de la Nebulosa de Orión hace unos 2 millones de años. Se cree que Barnard's Loop 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 supersónica de choque de arco .

Estrellas de halo

Las estrellas de halo son estrellas muy antiguas que no comparten el movimiento del Sol o la mayoría de las otras estrellas en el vecindario solar que se encuentran en órbitas circulares similares alrededor del centro de la Vía Láctea, dentro de su disco. En cambio, las estrellas de halo viajan en órbitas elípticas, a menudo inclinadas hacia el disco, lo que las lleva muy por encima y por debajo del plano de la Vía Láctea. Aunque sus velocidades orbitales en la Vía Láctea pueden no ser más rápidas que las del Sol, sus diferentes trayectorias dan como resultado velocidades relativas altas.

Ejemplos típicos son las estrellas de 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 kilometros / s, y w = -52 kilometros / s.

Estrellas de hipervelocidad

Posiciones y trayectorias de 20 estrellas de alta velocidad reconstruidas a partir de datos adquiridos por Gaia , superpuestos 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. 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 más grande de estos objetos que más allá. Una de las estrellas más rápidas conocidas de nuestra galaxia es la subenana US 708 de clase O , 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. Esto fue confirmado más tarde en 2005 por Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon y Michael Kurtz . En 2008, se conocían 10 HVS no unidos , uno de los cuales se cree que se originó en la Gran Nube de Magallanes en lugar de en la Vía Láctea . Otras mediciones situaron su origen dentro de la Vía Láctea. Debido a la incertidumbre sobre la distribución de la masa dentro de la Vía Láctea, es difícil determinar si un HVS está libre. Es posible que otras cinco estrellas conocidas de alta velocidad no estén unidas a la Vía Láctea, y se cree que 16 HVS están unidas. El HVS más cercano conocido actualmente (HVS2) está a unas 19  kpc del Sol.

Al 1 de septiembre de 2017, se habían observado aproximadamente 20 estrellas de hipervelocidad. Aunque la mayoría de estos se observaron en el hemisferio norte , existe la posibilidad de que haya HVS solo observables desde el hemisferio sur .

Se cree que existen alrededor de 1.000 HVS en la Vía Láctea . Teniendo en cuenta que hay alrededor de 100 mil millones de estrellas en la Vía Láctea , esta 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. Sin embargo, las estrellas candidatas a hipervelocidad distantes son más prometedoras.

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

En julio de 2019, los astrónomos informaron haber encontrado una estrella de tipo A, S5-HVS1 , viajando 1.755 km / s (3.930.000 mph), más rápido que cualquier otra estrella detectada hasta ahora. La estrella se encuentra en la constelación Grus (o Crane) en el cielo del sur y está a unas 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.

Origen de las estrellas de hipervelocidad
Estrella fugitiva a gran velocidad 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. Tales 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 sufre una explosión de supernova. Las velocidades de eyección de hasta 770 km / s, medidas desde el marco de reposo galáctico, son posibles para las estrellas B de tipo tardío. 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 las 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 provienen 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 de la galaxia enana por completo y fueron arrojadas al espacio, debido al efecto de tirachinas del impulso.

Se infiere que algunas estrellas de neutrones viajan a velocidades similares. Esto podría estar relacionado con los HVS y el mecanismo de expulsión del HVS. Las estrellas de neutrones son los remanentes de las explosiones de supernovas , y sus velocidades extremas son muy probablemente el resultado de una explosión de supernova asimétrica o la pérdida de su compañero cercano durante las explosiones de supernova que las forman. Se cree que la estrella de neutrones RX J0822-4300 , que se midió para moverse a una velocidad récord de más de 1.500 km / s (0,5% de la velocidad de la luz ) en 2007 por el Observatorio de rayos X Chandra , se produjo la primera camino.

Una teoría sobre la ignición de 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 hará 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 estrellas de este tipo utilizando datos del satélite Gaia.

Lista parcial de HVS

En 2014, se conocían veinte HVS.

Grupos cinemáticos

Un conjunto de estrellas con movimiento espacial y edades similares se conoce como grupo cinemático. Estas son estrellas que podrían compartir un origen común, como la evaporación de un cúmulo abierto , los restos de una región de formación de estrellas o conjuntos de estallidos de formación estelar superpuestos en diferentes períodos de tiempo en regiones adyacentes. La mayoría de las estrellas nacen dentro de nubes moleculares conocidas como viveros estelares . Las estrellas formadas dentro de una nube de este tipo componen cúmulos abiertos unidos gravitacionalmente que contienen 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 unidas 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 las proximidades y casi al mismo tiempo a partir de la misma nube de gas, aunque más tarde interrumpidas por las fuerzas de las mareas, comparten características similares.

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 y edades comunes. La identificación por composición química también se utiliza para tener en cuenta las membresías de asociaciones.

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

Tipos

Infrarrojos ESO 's VISTA vista de una guardería estelar en Monoceros .

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

Asociaciones OB

Carina OB1 , una gran asociación OB.

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 sueltan y comienzan a separarse. Se cree que la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea se formaron en asociaciones OB. Las estrellas de clase O tienen una vida corta y expirarán como supernovas después de aproximadamente un millón de años. Como resultado, las asociaciones de obstetricia generalmente tienen solo unos pocos millones de años de edad 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 en unos cinco mil millones de años).

El satélite Hipparcos proporcionó mediciones que ubicaron una docena de asociaciones OB dentro de 650 parsecs del Sol. La asociación OB más cercana es la Asociación Scorpius-Centaurus , ubicada a unos 400 años luz del Sol .

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

Asociaciones T

Los grupos estelares jóvenes pueden contener una serie de estrellas T Tauri infantiles que todavía están en el proceso de ingresar a la secuencia principal . Estas poblaciones dispersas de hasta un millar de estrellas T Tauri son conocidos como asociaciones T . El ejemplo más cercano es la asociación Taurus-Auriga T ( asociación Tau-Aur T), ubicada a una distancia de 140 parsecs del Sol. Otros ejemplos de asociaciones T incluyen el R Corona Australis T asociación , la asociación Lupus T , la asociación Chamaeleon T y la asociación Velorum T . Las asociaciones de T a menudo se encuentran 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 , un nombre sugerido por Sidney van den Bergh después de descubrir que las estrellas en estas nebulosas tenían una distribución no uniforme. Estas agrupaciones estelares jóvenes contienen estrellas de secuencia principal que no son lo suficientemente masivas para dispersar las nubes interestelares en las que se formaron. Esto permite que los astrónomos examinen las propiedades de la nube oscura circundante. Debido a que las asociaciones R son más abundantes que las asociaciones OB, se pueden usar para rastrear la estructura de los brazos espirales galácticos. Un ejemplo de asociación R es Monoceros R2 , ubicado a 830 ± 50 parsecs del Sol.

Mover grupos

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

Si los remanentes de una asociación estelar se desplazan a través de la Vía Láctea como un ensamblaje algo coherente, entonces se denominan 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 solo 120 millones de años.

Los grupos en movimiento fueron estudiados intensamente por Olin Eggen en la década de 1960. López-Santiago et al. El más cercano es el Grupo en Movimiento de la Osa Mayor, que incluye todas las estrellas en el asterismo Plough / Big Dipper, excepto α Ursae Majoris y η Ursae Majoris . Esto está lo suficientemente cerca como para que el Sol se encuentre en sus márgenes exteriores, sin formar 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 Triangulum Australe a 70 ° S.

La lista de grupos de jóvenes en movimiento está en constante evolución. La herramienta Banyan Σ enumera actualmente 29 grupos de jóvenes en movimiento cercanos Las adiciones recientes a los grupos en movimiento cercanos son la Asociación Volans-Carina (VCA), descubierta con Gaia , y la Asociación Argus (ARG), confirmada con Gaia. Los grupos en movimiento a veces se pueden subdividir en grupos distintos más pequeños. Se encontró que el complejo de la Gran Asociación de Jóvenes Australes (GAYA) estaba subdividido en los grupos móviles Carina , Columba y Tucana-Horologium . Las tres asociaciones no son muy distintas entre sí y tienen propiedades cinemáticas similares.

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

Corrientes estelares

Una corriente estelar es una asociación de estrellas que orbitan 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 las mareas.

Grupos cinemáticos conocidos

Algunos grupos cinemáticos cercanos incluyen:

Ver también

Referencias

Otras lecturas

enlaces externos

Magnetar, las estrellas más magnéticas del universo - My Space