Cinemática estelar - Stellar kinematics

Na astronomia , a cinemática estelar é o estudo observacional ou medição da cinemática ou movimentos das estrelas através do espaço.

A cinemática estelar engloba a medição das velocidades estelares na Via Láctea e seus satélites , bem como a cinemática interna de galáxias mais distantes . A medição da cinemática das estrelas em diferentes subcomponentes da Via Láctea, incluindo o disco fino , o disco grosso , a protuberância e o halo estelar fornece informações importantes sobre a formação e a história evolutiva de nossa galáxia. As medições cinemáticas também podem identificar fenômenos exóticos, como estrelas de hipervelocidade escapando da Via Láctea, que são interpretadas como o resultado de encontros gravitacionais de estrelas binárias com o buraco negro supermassivo no Centro Galáctico .

A cinemática estelar está relacionada, mas distinta do assunto da dinâmica estelar , que envolve o estudo teórico ou modelagem dos movimentos das estrelas sob a influência da gravidade . Modelos dinâmicos estelares de sistemas como galáxias ou aglomerados de estrelas são frequentemente comparados ou testados contra dados cinemáticos estelares para estudar sua história evolutiva e distribuições de massa, e para detectar a presença de matéria escura ou buracos negros supermassivos por meio de sua influência gravitacional sobre órbitas.

Velocidade espacial

Relação entre o movimento adequado e os componentes de velocidade de um objeto. Na emissão, o objeto estava a uma distância d do Sol e se movia a uma taxa angular μ radianos / s, ou seja, μ = v t / d com v t = o componente da velocidade transversal à linha de visão do sol. (O diagrama ilustra um ângulo µ varrido em unidade de tempo na velocidade tangencial v t .)

O componente do movimento estelar em direção ou afastamento do Sol, conhecido como velocidade radial , pode ser medido a partir do deslocamento do espectro causado pelo efeito Doppler . O movimento transversal ou adequado deve ser encontrado tomando-se uma série de determinações posicionais em relação a objetos mais distantes. Uma vez que a distância a uma estrela é determinada por meios astrométricos , como paralaxe , a velocidade espacial pode ser calculada. Este é o movimento real da estrela em relação ao Sol ou o padrão local de repouso (LSR). A última é tipicamente considerada como uma posição na localização atual do Sol que segue uma órbita circular ao redor do Centro Galáctico na velocidade média das estrelas próximas com baixa dispersão de velocidade. O movimento do Sol em relação ao LSR é chamado de "movimento solar peculiar".

Os componentes de velocidade espacial na maneira leitosa 's Galáctica sistema de coordenadas são normalmente designados L, V, e W, dada em km / s, com L positivo na direcção do centro galáctico, V positiva na direcção de rotação galáctica , e W positivo na direção do Pólo Norte Galáctico . O movimento peculiar do Sol em relação ao LSR é

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

com incerteza estatística (+ 0,69−0,75, + 0,47−0,47, + 0,37−0,36) km / se incerteza sistemática (1, 2, 0,5) km / s. (Observe que V é 7 km / s maior do que o estimado em 1998 por Dehnen et al.)

Uso de medições cinemáticas

A cinemática estelar fornece informações astrofísicas importantes sobre as estrelas e as galáxias nas quais elas residem. Dados de cinemática estelar combinados com modelagem astrofísica produzem informações importantes sobre o sistema galáctico como um todo. As velocidades estelares medidas nas regiões mais internas das galáxias, incluindo a Via Láctea, forneceram evidências de que muitas galáxias hospedam buracos negros supermassivos em seu centro. Em regiões mais distantes das galáxias, como dentro do halo galáctico, as medições de velocidade de aglomerados globulares orbitando nessas regiões do halo de galáxias fornecem evidências de matéria escura . Ambos os casos derivam do fato fundamental de que a cinemática estelar pode estar relacionada ao potencial geral no qual as estrelas estão ligadas. Isso significa que, se medições cinemáticas estelares precisas são feitas para uma estrela ou grupo de estrelas orbitando em uma determinada região de uma galáxia, o potencial gravitacional e a distribuição de massa podem ser inferidos, dado que o potencial gravitacional ao qual a estrela está ligada produz sua órbita e serve de ímpeto para seu movimento estelar. Exemplos de uso de cinemática combinada com modelagem para construir um sistema astrofísico incluem:

  • Rotação do disco da Via Láctea : A partir dos movimentos próprios e velocidades radiais das estrelas dentro do disco da Via Láctea, pode-se mostrar que há rotação diferencial. Ao combinar essas medidas dos movimentos próprios das estrelas e suas velocidades radiais, juntamente com uma modelagem cuidadosa, é possível obter uma imagem da rotação do disco da Via Láctea . O caráter local da rotação galáctica na vizinhança solar é encapsulado nas constantes de Oort .
  • Componentes estruturais da Via Láctea : usando cinemática estelar, os astrônomos constroem modelos que procuram explicar a estrutura galáctica geral em termos de populações cinemáticas distintas de estrelas. Isso é possível porque essas populações distintas geralmente estão localizadas em regiões específicas de galáxias. Por exemplo, dentro da Via Láctea , existem três componentes primários, cada um com sua cinemática estelar distinta: o disco , halo e protuberância ou barra . Esses grupos cinemáticos estão intimamente relacionados às populações estelares da Via Láctea, formando uma forte correlação entre o movimento e a composição química, indicando diferentes mecanismos de formação. Para a Via Láctea, a velocidade das estrelas do disco é e uma velocidade RMS ( Root mean square ) relativa a esta velocidade de . Para estrelas com população protuberante, as velocidades são orientadas aleatoriamente com uma velocidade RMS relativa maior e nenhuma velocidade circular líquida. O halo estelar galáctico consiste em estrelas com órbitas que se estendem para as regiões externas da galáxia. Algumas dessas estrelas orbitarão continuamente longe do centro galáctico, enquanto outras estão em trajetórias que as levam a várias distâncias do centro galáctico. Essas estrelas têm pouca ou nenhuma rotação média. Muitas estrelas deste grupo pertencem a aglomerados globulares que se formaram há muito tempo e, portanto, têm uma história de formação distinta, que pode ser inferida de sua cinemática e metalidades pobres. O halo pode ser subdividido em um halo interno e externo, com o halo interno tendo um movimento progressivo em relação à Via Láctea e o externo um movimento retrógrado final .
  • Galáxias externas : as observações espectroscópicas de galáxias externas tornam possível caracterizar os movimentos em massa das estrelas que elas contêm. Embora essas populações estelares em galáxias externas geralmente não sejam resolvidas ao nível em que se possa rastrear o movimento de estrelas individuais (exceto para as galáxias mais próximas), as medições da cinemática da população estelar integrada ao longo da linha de visão fornecem informações, incluindo a média velocidade e a dispersão da velocidade que podem então ser usadas para inferir a distribuição de massa dentro da galáxia. A medição da velocidade média em função da posição fornece informações sobre a rotação da galáxia, com regiões distintas da galáxia que são deslocadas para o vermelho / azul em relação à velocidade sistêmica da galáxia .
  • Distribuições de massa : por meio da medição da cinemática de objetos rastreadores, como aglomerados globulares e as órbitas de galáxias anãs satélites próximas , podemos determinar a distribuição de massa da Via Láctea ou de outras galáxias. Isso é feito combinando medições cinemáticas com modelagem dinâmica.

Avanços recentes devido ao Gaia

Movimento esperado de 40.000 estrelas nos próximos 400 mil anos, conforme determinado pelo Gaia EDR3.

Em 2018, o lançamento de dados Gaia 2 rendeu um número sem precedentes de medições cinemáticas estelares de alta qualidade, bem como medições de paralaxe estelar que irão aumentar muito a nossa compreensão da estrutura da Via Láctea. Os dados de Gaia também tornaram possível determinar os movimentos próprios de muitos objetos cujos movimentos próprios eram anteriormente desconhecidos, incluindo os movimentos próprios absolutos de 75 aglomerados globulares orbitando a distâncias de até 21 kpc. Além disso, os movimentos próprios absolutos das galáxias esferoidais anãs próximas também foram medidos, fornecendo vários traçadores de massa para a Via Láctea. Este aumento na medição precisa do movimento adequado absoluto em distâncias tão grandes é uma grande melhoria em relação às pesquisas anteriores, como as conduzidas com o Telescópio Espacial Hubble .

Tipos cinemáticos estelares

Estrelas dentro das galáxias podem ser classificadas com base em sua cinemática. Por exemplo, as estrelas da Via Láctea podem ser subdivididas em duas populações gerais, com base em sua metalicidade ou proporção de elementos com números atômicos maiores do que o hélio. Entre as estrelas próximas, descobriu-se que as estrelas da população I com maior metalicidade estão geralmente localizadas no disco estelar, enquanto as estrelas da população II mais velhas estão em órbitas aleatórias com pouca rotação líquida. Estas últimas têm órbitas elípticas inclinadas ao plano da Via Láctea. A comparação da cinemática de estrelas próximas também levou à identificação de associações estelares . Esses são provavelmente grupos de estrelas que compartilham um ponto comum de origem em nuvens moleculares gigantes.

Existem muitas maneiras adicionais de classificar estrelas com base em seus componentes de velocidade medidos, e isso fornece informações detalhadas sobre a natureza do tempo de formação da estrela, sua localização atual e a estrutura geral da galáxia. Conforme uma estrela se move em uma galáxia, o potencial gravitacional suavizado de todas as outras estrelas e outras massas dentro da galáxia desempenha um papel dominante na determinação do movimento estelar. A cinemática estelar pode fornecer informações sobre a localização de onde a estrela se formou dentro da galáxia. As medições da cinemática de uma estrela individual podem identificar estrelas que são outliers peculiares, como uma estrela de alta velocidade movendo-se muito mais rápido do que suas vizinhas próximas.

Estrelas de alta velocidade

Dependendo da definição, uma estrela de alta velocidade é uma estrela que se move a mais de 65 km / sa 100 km / s em relação ao movimento médio das estrelas na vizinhança do Sol. A velocidade também é algumas vezes definida como supersônica em relação ao meio interestelar circundante. Os três tipos de estrelas de alta velocidade são: estrelas em fuga, estrelas halo e estrelas de hipervelocidade. Estrelas de alta velocidade foram estudadas por Jan Oort, que usou seus dados cinemáticos para prever que estrelas de alta velocidade têm muito pouca velocidade tangencial.

Estrelas em fuga

Quatro estrelas em fuga atravessando regiões de denso gás interestelar e criando ondas brilhantes e caudas de gás brilhante. As estrelas nessas imagens do Telescópio Espacial Hubble da NASA estão entre 14 jovens estrelas em fuga avistadas pela Advanced Camera for Surveys entre outubro de 2005 e julho de 2006

Uma estrela em fuga é aquela que se move através do espaço com uma velocidade anormalmente alta em relação ao meio interestelar circundante . O movimento adequado de uma estrela em fuga muitas vezes aponta exatamente para longe de uma associação estelar , da qual a estrela era anteriormente um membro, antes de ser lançada para fora.

Os mecanismos que podem dar origem a uma estrela em fuga incluem:

  • As interações gravitacionais entre estrelas em um sistema estelar podem resultar em grandes acelerações de uma ou mais das estrelas envolvidas. Em alguns casos, as estrelas podem até ser ejetadas. Isso pode ocorrer em sistemas estelares aparentemente estáveis ​​de apenas três estrelas, conforme descrito em estudos do problema dos três corpos na teoria gravitacional.
  • Uma colisão ou encontro próximo entre sistemas estelares , incluindo galáxias, pode resultar na interrupção de ambos os sistemas, com algumas das estrelas sendo aceleradas a altas velocidades, ou mesmo ejetadas. Um exemplo em grande escala é a interação gravitacional entre a Via Láctea e a Grande Nuvem de Magalhães .
  • Uma explosão de supernova em um sistema de estrelas múltiplas pode acelerar tanto o remanescente da supernova quanto as estrelas restantes a altas velocidades.

Vários mecanismos podem acelerar a mesma estrela em fuga. Por exemplo, uma estrela massiva que foi originalmente ejetada devido a interações gravitacionais com suas vizinhas estelares pode se transformar em supernova , produzindo um remanescente com uma velocidade modulada pelo chute da supernova. Se essa supernova ocorrer nas proximidades de outras estrelas, é possível que ela produza mais fugas no processo.

Um exemplo de um conjunto relacionado de estrelas em fuga é o caso de AE Aurigae , 53 Arietis e Mu Columbae , todas as quais se afastam umas das outras a velocidades de mais de 100 km / s (para comparação, o Sol se move pela Via Láctea cerca de 20 km / s mais rápido do que a média local). Traçando seus movimentos de volta, seus caminhos se cruzam perto da Nebulosa de Órion cerca de 2 milhões de anos atrás. Acredita-se que o Loop de Barnard seja o remanescente da supernova que lançou as outras estrelas.

Outro exemplo é o objeto de raios-X Vela X-1 , onde as técnicas fotodigitais revelam a presença de uma hipérbole típica de choque supersônico do arco .

Estrelas halo

Estrelas halo são estrelas muito antigas que não compartilham o movimento do Sol ou da maioria das outras estrelas na vizinhança solar que estão em órbitas circulares semelhantes em torno do centro da Via Láctea, dentro de seu disco. Em vez disso, as estrelas do halo viajam em órbitas elípticas, frequentemente inclinadas em relação ao disco, que as levam bem acima e abaixo do plano da Via Láctea. Embora suas velocidades orbitais na Via Láctea possam não ser mais rápidas que as do Sol, seus diferentes caminhos resultam em altas velocidades relativas.

Exemplos típicos são as estrelas do halo que passam pelo disco da Via Láctea em ângulos acentuados. Uma das 45 estrelas mais próximas, chamada de estrela de Kapteyn , é um exemplo de estrelas de alta velocidade que ficam perto do Sol: sua velocidade radial observada é -245 km / s, e os componentes de sua velocidade espacial são u = +19 km / s, v = -288 km / s, e w = -52 km / s.

Estrelas de hipervelocidade

Posições e trajetórias de 20 estrelas de alta velocidade reconstruídas a partir de dados adquiridos por Gaia , sobrepostas em uma visão artística da Via Láctea.

Estrelas de hipervelocidade (designadas como HVS ou HV em catálogos estelares) têm velocidades substancialmente mais altas do que o resto da população estelar de uma galáxia. Algumas dessas estrelas podem até exceder a velocidade de escape da galáxia. Na Via Láctea, as estrelas geralmente têm velocidades da ordem de 100 km / s, enquanto as estrelas de hipervelocidade normalmente têm velocidades da ordem de 1000 km / s. Acredita-se que a maioria dessas estrelas de movimento rápido seja produzida perto do centro da Via Láctea, onde há uma população maior desses objetos do que mais longe. Uma das estrelas mais rápidas conhecidas em nossa galáxia é a subanã classe O US 708 , que está se afastando da Via Láctea com uma velocidade total de cerca de 1200 km / s.

Jack G. Hills primeiro previu a existência de HVSs em 1988. Isso foi posteriormente confirmado em 2005 por Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon e Michael Kurtz . Em 2008, 10 HVSs não ligados eram conhecidos, um dos quais se acredita ter se originado da Grande Nuvem de Magalhães em vez da Via Láctea . Medições posteriores colocaram sua origem na Via Láctea. Devido à incerteza sobre a distribuição de massa dentro da Via Láctea, é difícil determinar se um HVS não está ligado. Outras cinco estrelas conhecidas de alta velocidade podem ser desassociadas da Via Láctea, e acredita-se que 16 HVSs estejam ligadas. O HVS mais próximo atualmente conhecido (HVS2) está a cerca de 19  kpc do sol.

Desde 1º de setembro de 2017, havia cerca de 20 estrelas de hipervelocidade observadas. Embora a maioria deles tenha sido observada no hemisfério norte , permanece a possibilidade de que haja HVSs observáveis ​​apenas no hemisfério sul .

Acredita-se que existam cerca de 1.000 HVSs na Via Láctea . Considerando que existem cerca de 100 bilhões de estrelas na Via Láctea , esta é uma fração minúscula (~ 0,000001%). Os resultados do segundo lançamento de dados de Gaia (DR2) mostram que a maioria das estrelas de alta velocidade do tipo tardio têm uma alta probabilidade de estarem ligadas à Via Láctea. No entanto, as candidatas a estrelas de hipervelocidade distantes são mais promissoras.

Em março de 2019, LAMOST-HVS1 foi relatado como uma estrela de hipervelocidade confirmada ejetada do disco estelar da Via Láctea.

Em julho de 2019, astrônomos relataram ter encontrado uma estrela do tipo A, S5-HVS1 , viajando 1.755 km / s (3.930.000 mph), mais rápido do que qualquer outra estrela detectada até agora. A estrela está na constelação de Grus (ou Crane) no céu meridional e está a cerca de 29.000 anos de idade (1,8 × 10 9  UA) da Terra. Pode ter sido ejetado da Via Láctea após interagir com Sagitário A * , o buraco negro supermassivo no centro da galáxia.

Origem das estrelas de hipervelocidade
Estrela em fuga em velocidade de 30 Doradus, imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble.

Acredita-se que os HVSs se originem predominantemente de encontros próximos de estrelas binárias com o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea . Um dos dois parceiros é capturado gravitacionalmente pelo buraco negro (no sentido de entrar em órbita ao seu redor), enquanto o outro escapa em alta velocidade, tornando-se um HVS. Essas manobras são análogas à captura e ejeção de objetos interestelares por uma estrela.

HVSs induzidos por supernova também podem ser possíveis, embora sejam presumivelmente raros. Neste cenário, um HVS é ejetado de um sistema binário próximo como resultado da estrela companheira passando por uma explosão de supernova. Velocidades de ejeção de até 770 km / s, medidas a partir do referencial de repouso galáctico, são possíveis para estrelas B do tipo tardio. Este mecanismo pode explicar a origem dos HVSs que são ejetados do disco galáctico.

HVSs conhecidas são estrelas da sequência principal com massa algumas vezes maior que a do sol. HVSs com massas menores também são esperados e candidatos a HVS anões G / K foram encontrados.

Os HVSs que entraram na Via Láctea vieram da galáxia anã Grande Nuvem de Magalhães. Quando a galáxia anã se aproximou mais do centro da Via Láctea, ela sofreu intensos puxões gravitacionais. Esses rebocadores aumentaram tanto a energia de algumas de suas estrelas que se libertaram inteiramente da galáxia anã e foram lançados ao espaço, devido ao efeito de estilingue do impulso.

Algumas estrelas de nêutrons estão viajando com velocidades semelhantes. Isso pode estar relacionado a HVSs e ao mecanismo de ejeção de HVS. Estrelas de nêutrons são remanescentes de explosões de supernova , e suas velocidades extremas são muito provavelmente o resultado de uma explosão de supernova assimétrica ou da perda de seu parceiro próximo durante as explosões de supernova que as formam. A estrela de nêutrons RX J0822-4300 , que foi medida para se mover a uma velocidade recorde de mais de 1.500 km / s (0,5% da velocidade da luz ) em 2007 pelo Observatório de raios-X Chandra , é considerada a primeira caminho.

Uma teoria sobre a ignição de supernovas Tipo Ia invoca o início de uma fusão entre duas anãs brancas em um sistema estelar binário, provocando a explosão da anã branca mais massiva. Se a anã branca menos massiva não for destruída durante a explosão, ela não será mais gravitacionalmente ligada à sua companheira destruída, fazendo com que deixe o sistema como uma estrela de hipervelocidade com sua velocidade orbital pré-explosão de 1000–2500 km / s. Em 2018, três dessas estrelas foram descobertas usando dados do satélite Gaia.

Lista parcial de HVSs

Em 2014, vinte HVS eram conhecidos.

Grupos cinemáticos

Um conjunto de estrelas com movimento e idades espaciais semelhantes é conhecido como grupo cinemático. Estas são estrelas que podem compartilhar uma origem comum, como a evaporação de um aglomerado aberto , os restos de uma região de formação de estrelas ou coleções de erupções de formação estelar sobrepostas em diferentes períodos de tempo em regiões adjacentes. A maioria das estrelas nasce dentro de nuvens moleculares conhecidas como berçários estelares . As estrelas formadas dentro de tal nuvem compõem aglomerados abertos gravitacionalmente ligados contendo dezenas a milhares de membros com idades e composições semelhantes. Esses clusters se dissociam com o tempo. Grupos de estrelas jovens que escapam de um aglomerado, ou não estão mais ligadas umas às outras, formam associações estelares. À medida que essas estrelas envelhecem e se dispersam, sua associação não é mais aparente e elas se tornam grupos de estrelas em movimento.

Os astrônomos são capazes de determinar se as estrelas são membros de um grupo cinemático porque compartilham a mesma idade, metalicidade e cinemática ( velocidade radial e movimento adequado ). Como as estrelas de um grupo móvel se formaram nas proximidades e quase ao mesmo tempo a partir da mesma nuvem de gás, embora posteriormente interrompidas pelas forças das marés, elas compartilham características semelhantes.

Associações estelares

Uma associação estelar é um aglomerado de estrelas muito solto , cujas estrelas compartilham uma origem comum, mas se tornaram gravitacionalmente desvinculadas e ainda estão se movendo juntas através do espaço. As associações são identificadas principalmente por seus vetores de movimento e idades comuns. A identificação por composição química também é usada para levar em consideração a filiação à associação.

As associações estelares foram descobertas pela primeira vez pelo astrônomo armênio Viktor Ambartsumian em 1947. O nome convencional para uma associação usa os nomes ou abreviações da constelação (ou constelações) em que estão localizadas; o tipo de associação e, às vezes, um identificador numérico.

Tipos

Vista infravermelha do ESO em VISTA de um berçário estelar em Monoceros .

Viktor Ambartsumian primeiro categorizou as associações estelares em dois grupos, OB e T, com base nas propriedades de suas estrelas. Uma terceira categoria, R, foi sugerida mais tarde por Sidney van den Bergh para associações que iluminam nebulosas de reflexão . As associações OB, T e R formam um continuum de agrupamentos estelares jovens. Mas atualmente é incerto se eles são uma sequência evolutiva ou representam algum outro fator em ação. Alguns grupos também exibem propriedades de associações OB e T, portanto, a categorização nem sempre é clara.

Associações OB

Carina OB1 , uma grande associação OB.

As associações jovens conterão de 10 a 100 estrelas massivas de classe espectral O e B e são conhecidas como associações OB . Além disso, essas associações também contêm centenas ou milhares de estrelas de massa baixa e intermediária. Acredita-se que os membros da associação se formem no mesmo pequeno volume dentro de uma nuvem molecular gigante . Depois que a poeira e o gás ao redor são dissipados, as estrelas restantes se desprendem e começam a se separar. Acredita-se que a maioria de todas as estrelas da Via Láctea foram formadas em associações OB. As estrelas da classe O têm vida curta e irão expirar como supernovas após cerca de um milhão de anos. Como resultado, as associações OB geralmente têm apenas alguns milhões de anos ou menos. As estrelas OB da associação terão queimado todo o seu combustível em dez milhões de anos. (Compare isso com a idade atual do Sol em cerca de cinco bilhões de anos.)

O satélite Hipparcos forneceu medições que localizaram uma dúzia de associações OB dentro de 650 parsecs do sol. A associação OB mais próxima é a Scorpius-Centaurus Association , localizada a cerca de 400 anos-luz do sol .

Associações OB também foram encontradas na Grande Nuvem de Magalhães e na Galáxia de Andrômeda . Essas associações podem ser bastante esparsas, abrangendo 1.500 anos-luz de diâmetro.

Associações T

Os grupos estelares jovens podem conter uma série de estrelas infantis T Tauri que ainda estão no processo de entrar na sequência principal . Estas populações esparsas de até mil estrelas T Tauri são conhecidos como associações T . O exemplo mais próximo é a associação Taurus-Auriga T ( associação Tau-Aur T), localizada a uma distância de 140 parsecs do sol. Outros exemplos de associações T incluem a Corona Austral t associação R , a associação do lúpus T , a associação Chamaeleon T e a associação Velorum T . As associações T são frequentemente encontradas nas proximidades da nuvem molecular a partir da qual se formaram. Alguns, mas não todos, incluem estrelas da classe O – B. Os membros do grupo têm a mesma idade e origem, a mesma composição química e a mesma amplitude e direção em seu vetor de velocidade.

Associações R

As associações de estrelas que iluminam as nebulosas de reflexão são chamadas de associações R , um nome sugerido por Sidney van den Bergh depois que ele descobriu que as estrelas nessas nebulosas tinham uma distribuição não uniforme. Esses jovens agrupamentos estelares contêm estrelas da sequência principal que não são suficientemente massivas para dispersar as nuvens interestelares nas quais se formaram. Isso permite que as propriedades da nuvem escura circundante sejam examinadas pelos astrônomos. Como as associações R são mais abundantes do que as associações OB, elas podem ser usadas para traçar a estrutura dos braços espirais galácticos. Um exemplo de associação R é o Monoceros R2 , localizado a 830 ± 50 parsecs do sol.

Movendo grupos

Ursa Major Moving Group , o grupo móvel estelar mais próximo da Terra.

Se os vestígios de uma associação estelar vagueiam pela Via Láctea como um conjunto um tanto coerente, eles são chamados de grupo móvel ou grupo cinemático . Os grupos móveis podem ser antigos, como o grupo móvel HR 1614 , com dois bilhões de anos, ou jovens, como o grupo móvel AB Dor, com apenas 120 milhões de anos.

Os grupos móveis foram estudados intensamente por Olin Eggen na década de 1960. Uma lista dos grupos de jovens em movimento mais próximos foi compilada por López-Santiago et al. O mais próximo é o Grupo móvel da Ursa Maior, que inclui todas as estrelas no asterismo Arado / Ursa Maior, exceto α Ursae Majoris e η Ursae Majoris . Isso é suficientemente próximo para que o Sol se encontre em suas franjas externas, sem fazer parte do grupo. Portanto, embora os membros estejam concentrados em declinações próximas a 60 ° N, alguns outliers estão tão distantes no céu quanto Triangulum Australe a 70 ° S.

A lista de grupos de jovens em movimento está em constante evolução. A ferramenta Banyan Σ lista atualmente 29 jovens grupos móveis próximos. Recentes adições aos grupos móveis próximos são a Volans-Carina Association (VCA), descoberta com Gaia , e a Argus Association (ARG), confirmada com Gaia. Os grupos móveis podem, às vezes, ser subdivididos em grupos distintos menores. O complexo da Grande Associação Jovem Austral (GAYA) foi subdividido nos grupos móveis Carina , Columba e Tucana-Horologium . As três associações não são muito distintas umas das outras e têm propriedades cinemáticas semelhantes.

Grupos jovens em movimento têm idades bem conhecidas e podem ajudar na caracterização de objetos com idades difíceis de estimar , como as anãs marrons . Membros de jovens grupos móveis próximos também são candidatos a discos protoplanetários com imagem direta , como TW Hydrae ou exoplanetas com imagem direta , como Beta Pictoris b ou GU Psc b .

Riachos estelares

Um fluxo estelar é uma associação de estrelas orbitando uma galáxia que já foi um aglomerado globular ou galáxia anã que agora foi dilacerada e esticada ao longo de sua órbita pelas forças das marés.

Grupos cinemáticos conhecidos

Alguns grupos cinemáticos próximos incluem:

Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos

Magnetar, as estrelas mais magnéticas do Universo - Meu Espaço