La cinemática estelar es una rama de la astronomía que estudia la cinemática o el movimiento de las estrellas en el espacio. El tema de la investigación de la cinemática estelar incluye la medición de las velocidades de las estrellas de la Vía Láctea y sus galaxias satélite junto con la medición de la cinemática interna de las galaxias más distantes. La determinación de las propiedades cinemáticas de las estrellas en varios componentes de la Vía Láctea, incluido el disco delgado , el disco grueso , la protuberancia y el halo estelar, proporciona información importante sobre la formación y evolución de la Galaxia. Los datos cinemáticos también ayudan a detectar objetos exóticos como estrellas de hipervelocidad , que generalmente se atribuyen a la interacción gravitacional de una estrella binaria y un agujero negro supermasivo , Sgr A* , en el centro de la galaxia.
La cinemática estelar está relacionada (aunque distinta) con el tema de la dinámica estelar , que utiliza el estudio teórico o el modelado de los movimientos de las estrellas bajo la influencia de la gravedad. Los modelos de la dinámica estelar de sistemas como galaxias o cúmulos estelares se suelen comparar con datos cinemáticos para estudiar la evolución y distribución de la masa, así como para detectar la presencia de materia oscura o agujeros negros supermasivos por su influencia gravitatoria sobre las órbitas de estrellas.
El componente del movimiento de una estrella hacia o desde el Sol, conocido como velocidad radial , se puede medir a partir del desplazamiento de las líneas en el espectro debido al efecto Doppler . El componente transversal (o movimiento propio ) se puede determinar a partir de una serie de determinaciones de la posición de un objeto en relación con objetos más distantes. Al determinar la distancia a una estrella por métodos astrométricos (como determinar el paralaje), se puede determinar la velocidad espacial. [1] En este caso, obtendremos una estimación del movimiento de la estrella con respecto al Sol o el estándar local de reposo . El estándar de descanso local se define como un punto cerca de la posición actual del Sol, moviéndose en una órbita circular alrededor del centro de la Galaxia con una velocidad igual al valor promedio de las estrellas más cercanas al Sol con una dispersión de velocidad pequeña. [2] El movimiento del Sol en relación con el MSP se denomina movimiento peculiar del Sol.
Las componentes de la velocidad espacial de la Vía Láctea en el sistema de coordenadas galácticas generalmente se denotan como U, V y W y se miden en km/s, con U positiva en la dirección del centro de la Galaxia, V positiva en la dirección de la rotación de la Galaxia, W positivo en la dirección del polo norte de la Galaxia. [3] El movimiento peculiar del Sol en relación con el MSP es [4]
(U, V, O) = (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. (Nótese que V es 7 km/s mayor que la estimación obtenida en 1999 por Dehnen y colegas [ 5] ).
Las estrellas de la Vía Láctea se pueden dividir en dos tipos de población según su metalicidad o la proporción de elementos más pesados que el helio. Entre las estrellas más cercanas, se encontró que la población del primer tipo, es decir, las estrellas con mayor metalicidad, tienen velocidades radiales más bajas que los representantes más antiguos del segundo tipo de población. Estos últimos se encuentran en órbitas elípticas inclinadas al plano de la Vía Láctea. [6] La comparación de las características cinemáticas de estrellas cercanas condujo al descubrimiento de asociaciones estelares . Estos son probablemente grupos de estrellas que tienen un lugar de nacimiento común en una nube molecular gigante . [7]
Hay tres componentes cinemáticos principales en la Vía Láctea: el disco, el halo y el bulto (barrado). Estos componentes están estrechamente relacionados con las poblaciones estelares de la Vía Láctea, formando una fuerte correlación entre los parámetros de movimiento y la composición química. El halo se puede dividir en interno y externo, el halo interno tiene un movimiento ordenado en la misma dirección que la rotación de la Vía Láctea y el halo externo tiene un movimiento retrógrado. [ocho]
Según la definición, las estrellas de alta velocidad incluyen estrellas que se mueven a una velocidad de 65 a 100 km/s más alta que la velocidad promedio de las estrellas en la vecindad del Sol. A veces, la velocidad se define como supersónica en relación con el medio interestelar circundante . Hay tres tipos de estrellas de alta velocidad: estrellas fugitivas, estrellas de halo y estrellas de hipervelocidad.
Una estrella fugitiva es una estrella que se mueve por el espacio a una velocidad extremadamente alta en relación con el medio interestelar que la rodea. El movimiento propio de una estrella fugitiva a menudo apunta directamente desde la asociación estelar a la que solía pertenecer la estrella fugitiva.
Hay dos posibles mecanismos para la formación de una estrella fugitiva:
Aunque ambos mecanismos son posibles, los astrónomos suelen considerar el mecanismo de formación de estrellas fugitivas en explosiones de supernova.
Un ejemplo de muchas estrellas fugitivas es el caso de AE Aurigae , 53 Aries y mu Dove , que se alejan unas de otras a velocidades de más de 100 km/s (en comparación, el Sol se mueve en la Vía Láctea a una velocidad de 20 km/s más rápido que la velocidad media local). El seguimiento de los movimientos de estas estrellas en la dirección opuesta mostró que sus trayectorias se cruzaron cerca de la Nebulosa de Orión hace unos 2 millones de años. Se cree que el bucle de Barnard es el remanente de una supernova que aceleró al resto de las estrellas.
Otro ejemplo es la fuente de rayos X Parus X-1 , en la que la tecnología foto-digital reveló la presencia de una onda de choque supersónica típica.
Las estrellas de alta velocidad son estrellas muy antiguas cuyo movimiento es muy diferente al del sol o al de las estrellas del vecindario solar que se encuentran en órbitas circulares similares alrededor del centro de la Vía Láctea. Las estrellas de alta velocidad generalmente se mueven en órbitas elípticas fuera del plano de la Vía Láctea. Aunque las velocidades totales de estas estrellas pueden no exceder la velocidad del Sol, la diferencia en las órbitas da como resultado velocidades relativas altas.
Los ejemplos típicos son las estrellas del halo que atraviesan el disco de la Vía Láctea en un ángulo elevado. Una de las 45 estrellas cercanas, la estrella de Kapteyn , es una estrella de alta velocidad. Su velocidad radial observada es −245 km/s, las componentes de la velocidad espacial son U = 19 km/s, V = −288 km/s, W = −52 km/s.
Las estrellas de hipervelocidad ( ing. estrellas de hipervelocidad , HVS o HV ) son estrellas con velocidades que son significativamente diferentes de las esperadas para una estrella con una distribución normal de estrellas en la galaxia. Tales estrellas pueden tener velocidades tan altas que exceden la velocidad de escape de una galaxia. [11] Las estrellas ordinarias de la Vía Láctea tienen velocidades del orden de los 100 km/s, mientras que las estrellas de hipervelocidad, especialmente cerca del centro de la Vía Láctea, tienen velocidades del orden de los 1000 km/s.
La existencia de estrellas de hipervelocidad fue señalada por primera vez por Jack Hills en 1988 [12] y luego confirmada por Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon y Michael Kurtz en 2005. [13] A partir de 2008, se conocían 10 estrellas de hipervelocidad no relacionadas, una de las cuales se cree que se originó en la Gran Nube de Magallanes . [14] Otras mediciones mostraron que esta estrella todavía pertenece a la Vía Láctea. [15] Debido a la incertidumbre de la distribución de la masa en la Vía Láctea, es difícil determinar la conectividad de una estrella de hipervelocidad. Es posible que cinco estrellas de hipervelocidad conocidas adicionalmente no estén unidas gravitacionalmente a la Vía Láctea, mientras que 16 sí lo están. La estrella de hipervelocidad conocida más cercana (HVS2) al Sol se encuentra a una distancia de 19 kpc del Sol.
Se cree que existen alrededor de 1000 estrellas de hipervelocidad en la Vía Láctea. [dieciséis]
Razones para la aparición de estrellas de hipervelocidadSe cree que las estrellas de hipervelocidad se producen por encuentros cercanos entre estrellas binarias y el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. Uno de los dos componentes es capturado por el agujero negro, mientras que el otro es expulsado a gran velocidad. El componente capturado puede entrar en órbita alrededor del agujero negro. Sin embargo, esto solo puede suceder si la estrella binaria cae directamente sobre el agujero negro desde una distancia muy larga, de lo contrario, la estrella no alcanzará la velocidad necesaria.
También pueden existir estrellas de hipervelocidad creadas por explosiones de supernova, pero más raramente. En este escenario, las estrellas de hipervelocidad son expulsadas de un sistema binario cercano como resultado de la explosión de una supernova compañera. Las velocidades de eyección alcanzan los 770 km/s en relación con el sistema de reposo galáctico, lo que es posible para las estrellas B tardías. [17] Este mecanismo puede explicar las causas de la aparición de estrellas de alta velocidad expulsadas del disco de la Galaxia.
Las estrellas de hipervelocidad conocidas son estrellas de secuencia principal con masas varias veces superiores a la del sol. También pueden existir estrellas de hipervelocidad de menor masa, y ya se han descubierto candidatas a estrellas de hipervelocidad que son enanas G/K.
Se suponía que las estrellas de hipervelocidad de la Vía Láctea son el resultado del paso de una galaxia enana en rotación cerca de la Vía Láctea. Cuando una galaxia enana pasa más cerca del centro de la Vía Láctea, experimenta una fuerte perturbación gravitatoria. En este caso, la energía de algunas estrellas cambia tan fuertemente que se liberan de la galaxia enana y se van volando al espacio libre. [Dieciocho]
Algunas estrellas de neutrones pueden moverse a velocidades similares. Pueden estar relacionados con las estrellas de hipervelocidad y su mecanismo de eyección. Las estrellas de neutrones son los restos de las explosiones de supernova, y sus velocidades extremadamente altas probablemente sean el resultado de una explosión de supernova asimétrica o la pérdida de un compañero en una explosión de supernova. La estrella de neutrones RX J0822-4300 , cuya velocidad, según mediciones de 2007, es un récord de 1500 km/s (0,5% c), probablemente se formó de la primera forma. [19]
Se cree que algunos tipos de supernovas ocurren cuando una enana blanca choca con una estrella compañera y consume la materia exterior de la estrella compañera. Además, ambas estrellas tienen velocidades orbitales muy altas. La pérdida de masa de una enana blanca durante la explosión de una supernova hace que la estrella compañera abandone su órbita a la alta velocidad anterior de varios cientos de km/s, convirtiéndose en una estrella de hipervelocidad. El remanente de supernova se convierte en una estrella de neutrones de rápido movimiento. Este mecanismo es probablemente la causa más probable de la mayoría de las estrellas de hipervelocidad y de las estrellas de neutrones rápidas.
Ejemplos de estrellas de hipervelocidadA partir de 2014, se conocían 20 estrellas de hipervelocidad: [20] [21]
Un grupo de estrellas con movimiento similar en el espacio y la edad se llama grupo cinemático. [22] Estas estrellas pueden tener un origen común, como la evaporación de un cúmulo abierto , los restos de una región de formación estelar o la fusión de regiones de estallidos de formación estelar que ocurrieron en diferentes momentos. [23] Más estrellas nacieron dentro de las nubes moleculares . Las estrellas formadas dentro de una nube de este tipo forman cúmulos abiertos ligados gravitacionalmente que contienen de decenas a miles de estrellas con una composición química y una edad similares. Con el tiempo, estos grupos se destruyen. Al mismo tiempo, grupos de estrellas jóvenes abandonan el cúmulo o dejan de estar asociadas entre sí, formando asociaciones estelares . A medida que estas estrellas envejecen, la asociación deja de ser distinguible, dejando grupos separados de estrellas en movimiento.
Los astrónomos tienen la capacidad de determinar si las estrellas pertenecen al mismo grupo cinemático, ya que para ello las estrellas deben tener la misma edad, metalicidad y movimiento propio. Dado que las estrellas en un grupo en movimiento se forman cerca unas de otras y aproximadamente al mismo tiempo, tienen características similares. [24]
Una asociación estelar es una colección de estrellas débilmente unidas que tienen el mismo origen, pero se han desligado gravitacionalmente, aunque se mueven juntas en el espacio. Las asociaciones se distinguen según los vectores generales de movimiento de objetos y edades. También se utiliza el análisis químico.
Por primera vez, las asociaciones estelares fueron descubiertas por V. A. Ambartsumyan en 1947. [25] Es costumbre nombrar las asociaciones por el nombre de la constelación (o constelaciones) en las que se encuentra la asociación, indicar el tipo de asociación y, a veces, el número.
TiposV. A. Ambartsumyan dividió las asociaciones estelares en dos grupos, OB y T, según las características de las estrellas. [25] Una tercera categoría, R, fue sugerida más tarde por Sidney van den Bergh para aquellas asociaciones que resaltan las nebulosas de reflexión . [26] Las asociaciones OB, T y R forman un espectro continuo de grupos estelares jóvenes. Todavía no está claro si estas categorías representan una secuencia evolutiva. [27] Algunos grupos exhiben las propiedades de las asociaciones OB y T, por lo que la clasificación no siempre es inequívoca.
Asociaciones OBLas asociaciones jóvenes que contienen de 10 a 100 estrellas masivas de las clases espectrales O y B se denominan asociaciones OB . Tales asociaciones contienen cientos o miles de estrellas de masas bajas e intermedias. Se considera que los objetos de asociación se forman en el mismo volumen dentro de una nube molecular gigante . Después de que el gas y el polvo sean barridos del sistema, las estrellas restantes se liberarán gravitacionalmente y comenzarán a separarse. [28] Se cree que la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea se formaron dentro de asociaciones OB. [28] Las estrellas de tipo espectral O tienen vidas cortas y explotan como supernovas alrededor de un millón de años después de su formación. Como resultado, las asociaciones OB solo existen desde hace unos pocos millones de años o menos. Las estrellas OB de la asociación agotarán sus reservas de materia para reacciones nucleares dentro de 10 millones de años.
El satélite Hipparcos permitió realizar mediciones que determinaron la ubicación de una docena de asociaciones OB dentro de los 650 pc del Sol. [29] La asociación OB más cercana es la asociación OB de Scorpius-Centaurus , ubicada a una distancia de 400 años luz del Sol. [treinta]
Se han encontrado asociaciones OB en la Gran Nube de Magallanes y en la Nebulosa de Andrómeda . Tales asociaciones pueden ser bastante escasas y alcanzar los 1500 años luz de diámetro. [31]
Asociaciones TLos grupos estelares jóvenes pueden contener varias estrellas T Tauri jóvenes en el proceso de entrar en la secuencia principal . Los grupos de estrellas de hasta mil estrellas T Tauri se denominan asociaciones T. El ejemplo más cercano de tal asociación con el Sol es la asociación Tauro-Auriga, ubicada a una distancia de 140 pc del Sol. [32] Otros ejemplos de T-Associations son South Crown R T-Association, Wolf T-Association, Chameleon T-Association, Sails T-Association. Las asociaciones T a menudo se encuentran en la vecindad de las nubes moleculares a partir de las cuales se formaron. Algunos, aunque no todos, incluyen estrellas OB. Los representantes de la asociación tienen edades y composición química similares, así como la dirección del vector velocidad.
Asociaciones RLas asociaciones de estrellas que iluminan nebulosas reflectantes se denominan asociaciones R. [26] Estos jóvenes grupos de estrellas contienen estrellas de secuencia principal que no son lo suficientemente masivas para dispersar las nubes moleculares en las que se formaron estas estrellas. [27] Este hecho nos permite investigar las propiedades de la nube que rodea a la estrella. Dado que las asociaciones R son más numerosas que las asociaciones OB, pueden usarse para revelar la estructura de los brazos espirales de las galaxias. [33] Un ejemplo de una asociación R es Unicornio R2 , ubicado a una distancia de 830 ± 50 pc del Sol. [27]
Si los restos de una asociación estelar se mueven coherentemente en la Vía Láctea, entonces se les llama grupo en movimiento o grupo cinemático. Los grupos en movimiento pueden ser tan antiguos como HR 1614 con 2 mil millones de años, o tan jóvenes como el grupo AB Doradus con unos 120 millones de años.
Los grupos en movimiento fueron estudiados en detalle por Olin Eggen en la década de 1960. [34] López-Santiago et al compilaron una lista de grupos de jóvenes en movimiento cercanos. [35] El grupo más cercano es el grupo Ursa Major , que incluye todas las estrellas del asterismo de la Osa Mayor excepto Dubhe y Benetnash . El sol está en los límites exteriores del grupo, pero no está incluido en él. La mayoría de los representantes del grupo se encuentran en la región de declinación de +60°, pero debido a la proximidad del grupo al Sol, algunas de sus estrellas se encuentran incluso en la constelación del Triángulo Sur con declinaciones de unos −70° .
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 ha sido desgarrada por la influencia de las mareas y se ha estirado a lo largo de su órbita.
| sistemas estelares | |
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| Unidos por la gravedad | |
| No atado por la gravedad | |
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