Звездная кинематика - Stellar kinematics

В астрономии , звездная кинематика является наблюдательным исследованием или измерение кинематики или движений звезд в пространстве.

Звездная кинематика включает в себя измерение звездных скоростей в Млечном Пути и его спутниках, а также внутреннюю кинематику более далеких галактик . Измерение кинематики звезд в различных субкомпонентах Млечного Пути, включая тонкий диск , толстый диск , балдж и звездное гало, дает важную информацию о формировании и истории эволюции нашей Галактики. Кинематические измерения могут также идентифицировать экзотические явления, такие как выход сверхскоростных звезд из Млечного Пути, которые интерпретируются как результат гравитационных столкновений двойных звезд со сверхмассивной черной дырой в Центре Галактики .

Звездная кинематика связана с звездной динамикой , но отличается от нее , которая включает теоретическое изучение или моделирование движений звезд под действием силы тяжести . Звездно-динамические модели систем, таких как галактики или звездные скопления, часто сравниваются или проверяются на основе звездно-кинематических данных для изучения их эволюционной истории и распределения масс, а также для обнаружения присутствия темной материи или сверхмассивных черных дыр через их гравитационное влияние на звездные объекты. орбиты.

Космическая скорость

Связь между компонентами собственного движения и скорости объекта. Во время излучения объект находился на расстоянии d от Солнца и двигался с угловой скоростью μ рад / с, то есть μ = v t / d, где v t = составляющая скорости, поперечная лучу зрения от Солнца. (На диаграмме показан угол μ, выметаемый за единицу времени при тангенциальной скорости v t .)

Компонент движения звезды к Солнцу или от него, известный как лучевая скорость , может быть измерен по смещению спектра, вызванному эффектом Доплера . Поперечное, или собственное движение, должно быть найдено путем выполнения ряда позиционных определений относительно более удаленных объектов. После определения расстояния до звезды с помощью астрометрических средств, таких как параллакс , можно вычислить космическую скорость. Это фактическое движение звезды относительно Солнца или местного стандарта покоя (LSR). Последнее обычно принимается как положение в текущем местоположении Солнца, которое следует по круговой орбите вокруг Галактического центра со средней скоростью этих близлежащих звезд с низкой дисперсией скоростей. Движение Солнца относительно LSR называется «пекулярным движением Солнца».

Компоненты скорости пространства в Млечном Пути «s Galactic системы координат обычно обозначают U, V и W, приведены в км / с, с U положительным в направлении центра Галактики, V положительна в направлении галактического вращения , и W положительна в направлении Северного галактического полюса . Пекулярное движение Солнца относительно LSR равно

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) км / с,

со статистической неопределенностью (+ 0,69-0,75, + 0,47-0,47, + 0,37-0,36) км / с и систематической неопределенностью (1, 2, 0,5) км / с. (Обратите внимание, что V на 7 км / с больше, чем было оценено в 1998 году Dehnen et al.)

Использование кинематических измерений

Звездная кинематика дает важную астрофизическую информацию о звездах и галактиках, в которых они находятся. Данные звездной кинематики в сочетании с астрофизическим моделированием дают важную информацию о галактической системе в целом. Измеренные скорости звезд в самых внутренних областях галактик, включая Млечный Путь, предоставили доказательства того, что многие галактики содержат в центре сверхмассивные черные дыры . В более отдаленных областях галактик, таких как внутри галактического гало, измерения скорости шаровых скоплений, вращающихся в этих областях гало галактик, свидетельствуют о темной материи . Оба этих случая вытекают из ключевого факта, что звездная кинематика может быть связана с общим потенциалом, в котором звезды связаны. Это означает, что если точные измерения звездной кинематики выполнены для звезды или группы звезд, вращающихся по орбите в определенной области галактики, можно сделать вывод о гравитационном потенциале и распределении масс, учитывая, что гравитационный потенциал, в котором связана звезда, определяет ее орбиту и служит толчком для ее звездного движения. Примеры использования кинематики в сочетании с моделированием для построения астрофизической системы включают:

  • Вращение диска Млечного Пути : по собственным движениям и лучевым скоростям звезд внутри диска Млечного Пути можно показать, что существует дифференциальное вращение. Комбинируя эти измерения собственных движений звезд и их лучевых скоростей, наряду с тщательным моделированием, можно получить картину вращения диска Млечного Пути . Локальный характер вращения галактики в окрестности Солнца заключен в константах Оорта .
  • Структурные компоненты Млечного Пути : используя звездную кинематику, астрономы создают модели, которые стремятся объяснить общую структуру Галактики с точки зрения различных кинематических популяций звезд. Это возможно, потому что эти отдельные группы населения часто расположены в определенных областях галактик. Например, в Млечном Пути есть три основных компонента, каждый со своей отличной звездной кинематикой: диск , гало и выпуклость или перемычка . Эти кинематические группы тесно связаны со звездным населением Млечного Пути, образуя сильную корреляцию между движением и химическим составом, что указывает на различные механизмы образования. Для Млечного Пути скорость звезд на диске равна и RMS ( среднеквадратичная ) скорость относительно этой скорости . Для звезд населения балджа скорости ориентированы случайным образом с большей относительной среднеквадратичной скоростью и отсутствием чистой круговой скорости. Галактическое звездное гало состоит из звезд, орбиты которых простираются до внешних областей галактики. Некоторые из этих звезд будут постоянно двигаться по орбите вдали от центра Галактики, в то время как другие движутся по траекториям, которые уносят их на различные расстояния от центра Галактики. Эти звезды практически не имеют среднего вращения. Многие звезды этой группы принадлежат к шаровым скоплениям, которые сформировались давно, и поэтому имеют отчетливую историю формирования, о которой можно судить по их кинематике и плохой металличности. Ореол может быть дополнительно подразделен на внутренний и внешний ореол, причем внутренний ореол имеет чистое прямое движение по отношению к Млечному Пути, а внешний - чистое ретроградное движение .
  • Внешние галактики . Спектроскопические наблюдения внешних галактик позволяют охарактеризовать объемные движения звезд, которые они содержат. Хотя это звездное население во внешних галактиках обычно не разрешается до уровня, на котором можно отслеживать движение отдельных звезд (за исключением самых ближайших галактик), измерения кинематики интегрированного звездного населения вдоль луча зрения предоставляют информацию, включая среднее скорость и дисперсия скоростей, которые затем могут быть использованы для вывода распределения массы внутри галактики. Измерение средней скорости в зависимости от положения дает информацию о вращении галактики, с четко выраженными областями галактики, которые красные смещением / смещены в фиолетовых в отношении галактики системной скорости .
  • Распределение масс : измеряя кинематику объектов-индикаторов, таких как шаровые скопления и орбиты ближайших спутниковых карликовых галактик , мы можем определить распределение масс Млечного Пути или других галактик. Это достигается путем комбинирования кинематических измерений с динамическим моделированием.

Последние достижения благодаря Гайе

Ожидаемое движение 40 000 звезд в следующие 400 тысяч лет, как определено Gaia EDR3.

В 2018 году 2-й выпуск данных Gaia дал беспрецедентное количество высококачественных измерений звездной кинематики, а также измерений звездного параллакса, которые значительно улучшат наше понимание структуры Млечного Пути. Данные Gaia также позволили определить собственные движения многих объектов, собственные движения которых были ранее неизвестны, в том числе абсолютные собственные движения 75 шаровых скоплений, вращающихся на расстояниях до 21 кпк. Кроме того, были измерены абсолютные собственные движения ближайших карликовых сфероидальных галактик, что позволило получить множество индикаторов массы Млечного Пути. Такое повышение точности измерения абсолютного собственного движения на таких больших расстояниях является значительным улучшением по сравнению с прошлыми исследованиями, такими как те, которые проводились с помощью космического телескопа Хаббла .

Звездные кинематические типы

Звезды внутри галактик можно классифицировать на основе их кинематики. Например, звезды в Млечном Пути можно разделить на две общие популяции в зависимости от их металличности или доли элементов с атомными номерами выше, чем у гелия. Среди близлежащих звезд было обнаружено, что звезды популяции I с более высокой металличностью обычно расположены в звездном диске, в то время как более старые звезды популяции II находятся на случайных орбитах с небольшим чистым вращением. Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости Млечного Пути. Сравнение кинематики ближайших звезд также привело к выявлению звездных ассоциаций . Скорее всего, это группы звезд, которые имеют общую точку происхождения в гигантских молекулярных облаках.

Есть много дополнительных способов классификации звезд на основе их измеренных компонент скорости, и это дает подробную информацию о природе времени образования звезды, ее нынешнем местоположении и общей структуре галактики. Когда звезда движется в галактике, сглаженный гравитационный потенциал всех других звезд и других масс внутри галактики играет доминирующую роль в определении звездного движения. Звездная кинематика может дать представление о том, где в галактике образовалась звезда. Измерения кинематики отдельной звезды могут идентифицировать звезды, которые являются своеобразными выбросами, такими как высокоскоростная звезда, движущаяся намного быстрее, чем ее ближайшие соседи.

Скоростные звезды

В зависимости от определения, высокоскоростная звезда - это звезда, движущаяся со скоростью от 65 до 100 км / с относительно среднего движения звезд в окрестностях Солнца. Скорость также иногда определяют как сверхзвуковую относительно окружающей межзвездной среды. К трем типам высокоскоростных звезд относятся: убегающие звезды, звезды с гало и сверхскоростные звезды. Звезды с высокими скоростями были изучены Яном Оорт, который использовал свои кинематические данные, чтобы предсказать, что звезды с высокими скоростями имеют очень небольшую тангенциальную скорость.

Сбежавшие звезды

Четыре убегающих звезды бороздят плотный межзвездный газ и создают яркие носовые волны и хвосты светящегося газа. Звезды на этих изображениях космического телескопа НАСА Хаббл входят в число 14 молодых сбежавших звезд, замеченных Advanced Camera for Surveys в период с октября 2005 г. по июль 2006 г.

Убегающая звезда - это звезда, которая движется в космосе с аномально высокой скоростью относительно окружающей межзвездной среды . Собственное движение убегающих звезды часто указывает точно далеко от звездной ассоциации , из которой звезда была ранее членом, прежде чем он был брошен вне.

Механизмы, которые могут привести к появлению «убегающей звезды», включают:

  • Гравитационные взаимодействия между звездами в звездной системе могут привести к большим ускорениям одной или нескольких задействованных звезд. В некоторых случаях звезды могут даже выбрасываться. Это может происходить в кажущихся стабильными звездных системах всего из трех звезд, как описано в исследованиях проблемы трех тел в теории гравитации.
  • Столкновение или близкое столкновение между звездными системами , включая галактики, может привести к разрушению обеих систем, при этом некоторые звезды будут ускорены до высоких скоростей или даже выброшены. Крупномасштабный пример - гравитационное взаимодействие между Млечным путем и Большим Магеллановым облаком .
  • Сверхновая взрыв в множественным звезды системы может ускорить как остаток сверхновой и остальные звезды на высоких скоростях.

Несколько механизмов могут ускорить одну и ту же убегающую звезду. Например, массивная звезда, которая изначально была выброшена из-за гравитационного взаимодействия со своими звездными соседями, сама может стать сверхновой , создавая остаток со скоростью, модулируемой ударом сверхновой. Если эта сверхновая появляется в непосредственной близости от других звезд, возможно, что она может произвести больше убегающих в процессе.

Примером связанного набора убегающих звезд является случай AE Aurigae , 53 Arietis и Mu Columbae , все из которых удаляются друг от друга со скоростью более 100 км / с (для сравнения, Солнце движется через Млечный Путь. примерно на 20 км / с быстрее, чем в среднем по стране). Отслеживая их движения назад, их пути пересекаются около туманности Ориона около 2 миллионов лет назад. Петля Барнарда считается остатком сверхновой, запустившей другие звезды.

Другой пример - рентгеновский объект Vela X-1 , где фотоцифровые методы выявляют наличие типичной сверхзвуковой гиперболы головной ударной волны .

Звезды гало

Гало-звезды - это очень старые звезды, которые не разделяют движение Солнца или большинства других звезд в окрестностях Солнца, которые находятся по аналогичным круговым орбитам вокруг центра Млечного Пути в его диске. Вместо этого звезды-гало движутся по эллиптическим орбитам, часто наклоненным к диску, которые уводят их значительно выше и ниже плоскости Млечного Пути. Хотя их орбитальные скорости в Млечном Пути могут быть не выше, чем у Солнца, их разные траектории приводят к высоким относительным скоростям.

Типичный пример - гало-звезды, проходящие через диск Млечного Пути под крутыми углами. Одна из ближайших 45 звезд, называемая звездой Каптейна , является примером высокоскоростных звезд, лежащих около Солнца: ее наблюдаемая лучевая скорость составляет -245 км / с, а компоненты ее пространственной скорости равны u = +19 км. / с, v = −288 км / с и w = −52 км / с.

Гиперскоростные звезды

Позиции и траектории 20 высокоскоростных звезд, восстановленные по данным, полученным Гайей , наложены поверх художественного изображения Млечного Пути.

Гиперскоростные звезды (обозначенные в звездных каталогах как HVS или HV ) имеют значительно более высокие скорости, чем остальная часть звездного населения галактики. Некоторые из этих звезд могут даже превышать космическую скорость галактики. В Млечном Пути звезды обычно имеют скорости порядка 100 км / с, тогда как сверхскоростные звезды обычно имеют скорости порядка 1000 км / с. Считается, что большинство из этих быстро движущихся звезд образовано вблизи центра Млечного Пути, где население этих объектов больше, чем дальше. Одна из самых быстрых известных звезд в нашей Галактике - субкарлик класса O US 708 , который удаляется от Млечного Пути с общей скоростью около 1200 км / с.

Джек Г. Хиллс впервые предсказал существование HVS в 1988 году. Позже это было подтверждено в 2005 году Уорреном Брауном, Маргарет Геллер , Скоттом Кеньоном и Майклом Курцем . По состоянию на 2008 год было известно 10 несвязанных HVS , один из которых, как полагают, произошел из Большого Магелланова Облака, а не из Млечного Пути . Дальнейшие измерения поместили его источник в Млечный Путь. Из-за неопределенности в отношении распределения массы в пределах Млечного Пути трудно определить, является ли HVS свободным. Еще пять известных высокоскоростных звезд могут быть не связаны с Млечным путем, и 16 HVS считаются связанными. Ближайший известный в настоящее время HVS (HVS2) находится примерно в 19  кпк от Солнца.

По состоянию на 1 сентября 2017 г. наблюдалось около 20 сверхскоростных звезд. Хотя большинство из них наблюдались в северном полушарии , остается возможность, что есть HVS, которые можно наблюдать только из южного полушария .

Считается, что в Млечном Пути существует около 1000 HVS . Учитывая, что в Млечном Пути около 100 миллиардов звезд , это мизерная доля (~ 0,000001%). Результаты второго выпуска данных Gaia (DR2) показывают, что большинство высокоскоростных звезд позднего типа имеют высокую вероятность быть привязанными к Млечному Пути. Однако более многообещающими являются кандидаты в далекие сверхскоростные звезды.

В марте 2019 года сообщалось , что LAMOST-HVS1 является подтвержденной сверхскоростной звездой, выброшенной из звездного диска Млечного Пути.

В июле 2019 года астрономы сообщили об обнаружении звезды A-типа S5-HVS1 , движущейся на 1755 км / с (3930000 миль в час), что быстрее, чем любая другая звезда, обнаруженная до сих пор. Звезда находится в созвездии Грюса (или Журавля) на южном небе и находится примерно в 29 000 св. Лет (1,8 × 10 9  а.е.) от Земли. Возможно, он был выброшен из Млечного Пути после взаимодействия со Стрельцом A * , сверхмассивной черной дырой в центре галактики.

Происхождение сверхскоростных звезд
Сбежавшая звезда летит с высоты 30 дораду, снимок сделан космическим телескопом Хаббла.

Считается, что HVS преимущественно возникают в результате близких столкновений двойных звезд со сверхмассивной черной дырой в центре Млечного Пути . Один из двух партнеров гравитационно захвачен черной дырой (в смысле выхода на орбиту вокруг нее), в то время как другой улетает с высокой скоростью, становясь HVS. Такие маневры аналогичны захвату и выбросу звездой межзвездных объектов .

Также возможны HVS, вызванные сверхновой, хотя они, по-видимому, редки. В этом сценарии HVS выбрасывается из тесной двойной системы в результате взрыва сверхновой звезды-компаньона. Для B-звезд позднего типа возможны скорости выброса до 770 км / с по системе галактического покоя. Этот механизм может объяснить происхождение HVS, выбрасываемых из галактического диска.

Известные HVS - это звезды главной последовательности с массой в несколько раз больше массы Солнца. Ожидаются также HVS с меньшей массой, и были найдены кандидаты в G / K-карлики HVS.

HVS, попавшие в Млечный Путь, пришли из карликовой галактики Большое Магелланово Облако. Когда карликовая галактика приблизилась к центру Млечного Пути, она испытала сильные гравитационные толчки. Эти буксиры настолько увеличили энергию некоторых звезд, что они полностью вырвались из карликовой галактики и были брошены в космос из -за эффекта разгона, подобного рогатке .

Предполагается, что некоторые нейтронные звезды движутся с аналогичной скоростью. Это могло быть связано с HVS и механизмом выброса HVS. Нейтронные звезды - это остатки взрывов сверхновых , и их экстремальные скорости, скорее всего, являются результатом асимметричного взрыва сверхновой или потери их ближайшего партнера во время взрыва сверхновой, которая их формирует. Считается , что нейтронная звезда RX J0822-4300 , движущаяся с рекордной скоростью более 1500 км / с (0,5% от скорости света ) в 2007 году рентгеновской обсерваторией Чандра , считается первой. способ.

Одна теория, касающаяся воспламенения сверхновых типа Ia, предполагает начало слияния двух белых карликов в двойной звездной системе, вызывающее взрыв более массивного белого карлика. Если менее массивный белый карлик не будет разрушен во время взрыва, он больше не будет гравитационно привязан к своему разрушенному спутнику, заставляя его покинуть систему в виде сверхскоростной звезды с ее предвзрывной орбитальной скоростью 1000–2500 км / с. В 2018 году три такие звезды были обнаружены по данным спутника Gaia.

Неполный список HVS

По состоянию на 2014 год было известно двадцать HVS.

Кинематические группы

Набор звезд с одинаковым движением в пространстве и возрастом известен как кинематическая группа. Это звезды, которые могут иметь общее происхождение, такое как испарение рассеянного скопления , остатки области звездообразования или совокупность перекрывающихся всплесков звездообразования в разные периоды времени в соседних регионах. Большинство звезд рождаются в молекулярных облаках, известных как звездные ясли . Звезды, сформированные в таком облаке, образуют гравитационно связанные рассеянные скопления, содержащие от десятков до тысяч членов с одинаковым возрастом и составом. Эти кластеры со временем диссоциируют. Группы молодых звезд, которые покидают скопление или больше не связаны друг с другом, образуют звездные ассоциации. По мере того как эти звезды стареют и рассеиваются, их связь становится не очевидной, и они превращаются в движущиеся группы звезд.

Астрономы могут определить, являются ли звезды членами кинематической группы, потому что у них одинаковый возраст, металличность и кинематика ( лучевая скорость и собственное движение ). Поскольку звезды в движущейся группе сформировались в непосредственной близости и почти в одно и то же время из одного и того же газового облака, хотя позже они были разрушены приливными силами, они обладают схожими характеристиками.

Звездные ассоциации

Звездная ассоциация - это очень рыхлое звездное скопление , звезды которого имеют общее происхождение, но стали гравитационно несвязанными и все еще движутся вместе в космосе. Ассоциации в первую очередь идентифицируются по общим векторам движения и возрасту. Идентификация по химическому составу также используется для определения членства в ассоциациях.

Звездные ассоциации были впервые обнаружены армянским астрономом Виктором Амбарцумяном в 1947 году. В общепринятом названии ассоциации используются названия или сокращения созвездия (или созвездий), в котором они расположены; тип ассоциации, а иногда и числовой идентификатор.

Типы

Инфракрасный ESO «s VISTA вид звездного питомника в Единорога .

Виктор Амбарцумян сначала разделил звездные ассоциации на две группы, OB и T, в зависимости от свойств их звезд. Третья категория, R, была позже предложена Сиднеем ван ден Бергом для ассоциаций, которые освещают отражательные туманности . Ассоциации OB, T и R образуют континуум молодых звездных группировок. Но в настоящее время неясно, являются ли они эволюционной последовательностью или представляют собой какой-то другой действующий фактор. Некоторые группы также отображают свойства ассоциаций OB и T, поэтому категоризация не всегда четкая.

Ассоциации акушерства

Carina OB1 , крупная ассоциация акушеров.

Молодые ассоциации будут содержать от 10 до 100 массивных звезд спектрального класса O и B и известны как OB-ассоциации . Кроме того, в эти ассоциации также входят сотни и тысячи звезд малых и средних масс. Считается, что члены ассоциации образуются в том же небольшом объеме внутри гигантского молекулярного облака . Как только окружающая пыль и газ унесены ветром, оставшиеся звезды освобождаются и начинают расходиться. Считается, что большинство звезд Млечного Пути образовались в ассоциациях OB. Звезды O-класса недолговечны и исчезнут как сверхновые примерно через миллион лет. В результате возраст ассоциаций акушерства составляет всего несколько миллионов лет или меньше. Звезды OB в ассоциации сожгут все свое топливо в течение десяти миллионов лет. (Сравните это с нынешним возрастом Солнца, составляющим около пяти миллиардов лет.)

Hipparcos спутника при условии измерения , которые расположены дюжину OB ассоциации в пределах 650 парсек от Солнца Ближайшая ассоциация OB - это Ассоциация Скорпион-Центавр , расположенная примерно в 400 световых годах от Солнца .

OB-ассоциации также были обнаружены в Большом Магеллановом Облаке и Галактике Андромеды . Эти ассоциации могут быть довольно редкими, охватывая 1500 световых лет в диаметре.

Т-ассоциации

Молодые звездные группы могут содержать несколько молодых звезд Т Тельца , которые все еще находятся в процессе вступления в главную последовательность . Эти редкие популяции, насчитывающие до тысячи звезд типа Т Тельца, известны как Т-ассоциации . Ближайший пример - ассоциация Телец-Возничий Т ( ассоциация Тау-Аур Т), расположенная на расстоянии 140 парсеков от Солнца. Другие примеры Т - ассоциаций включают R Corona Australis T ассоциации , в ассоциацию волчанка T , в ассоциацию Хамелеон T и ассоциацию Velorum T . Т-ассоциации часто встречаются в непосредственной близости от молекулярного облака, из которого они образовались. Некоторые, но не все, включают звезды класса O – B. Члены группы имеют одинаковый возраст и происхождение, одинаковый химический состав и одинаковую амплитуду и направление вектора скорости.

R ассоциации

Ассоциации звезд, которые освещают отражательные туманности , называются R-ассоциациями , это название было предложено Сиднеем ван ден Бергом после того, как он обнаружил, что звезды в этих туманностях имеют неравномерное распределение. Эти молодые звездные группы содержат звезды главной последовательности, которые недостаточно массивны, чтобы разогнать межзвездные облака, в которых они образовались. Это позволяет астрономам исследовать свойства окружающего темного облака. Поскольку R-ассоциации более многочисленны, чем OB-ассоциации, их можно использовать для отслеживания структуры галактических спиральных рукавов. Примером R-ассоциации является Monoceros R2 , расположенный на расстоянии 830 ± 50 парсек от Солнца.

Перемещение групп

Движущаяся группа Большой Медведицы , ближайшая к Земле движущаяся группа звезд.

Если остатки звездной ассоциации дрейфуют по Млечному Пути как несколько связная совокупность, то их называют движущейся группой или кинематической группой . Подвижные группы могут быть старыми, например, движущаяся группа HR 1614, возрастом два миллиарда лет, или молодыми, например, подвижная группа AB Dor, возрастом всего 120 миллионов лет.

Подвижные группы интенсивно изучал Олин Эгген в 1960-х годах. Список ближайших молодых движущихся групп был составлен López-Santiago et al. Ближайшей является движущаяся группа Большой Медведицы, которая включает в себя все звезды астеризма Плуга / Большой Медведицы, за исключением α Большой Медведицы и η Большой Медведицы . Это достаточно близко, чтобы Солнце находилось на его внешних окраинах, не являясь частью группы. Следовательно, хотя члены сконцентрированы в склонах около 60 ° северной широты, некоторые выбросы находятся так же далеко по небу, как Triangulum Australe на 70 ° южной широты.

Список молодых движущихся групп постоянно пополняется. Инструмент Banyan Σ в настоящее время перечисляет 29 близлежащих молодых движущихся групп. Недавние добавления к соседним движущимся группам - это Ассоциация Воланс-Карина (VCA), обнаруженная с помощью Gaia , и Ассоциация Argus (ARG), подтвержденная с помощью Gaia. Подвижные группы иногда можно подразделить на более мелкие отдельные группы. Было обнаружено, что комплекс Great Austral Young Association (GAYA) подразделяется на движущиеся группы Carina , Columba и Tucana-Horologium . Эти три ассоциации не очень отличаются друг от друга и имеют схожие кинематические свойства.

Молодые движущиеся группы имеют хорошо известный возраст и могут помочь с характеристикой объектов, возраст которых трудно оценить , например, коричневых карликов . Члены близлежащих молодых движущихся групп также являются кандидатами на получение изображений протопланетных дисков , таких как TW Hydrae, или экзопланет , отображаемых непосредственно , таких как Beta Pictoris b или GU Psc b .

Звездные потоки

Звездный поток представляет собой объединение звезд , вращающихся вокруг галактики , которая была когда - то в шаровом скоплении или карликовой галактики , которая теперь была разорвана и вытянута вдоль своей орбиты приливными силами.

Известные кинематические группы

Некоторые близлежащие кинематические группы включают:

Смотрите также

использованная литература

дальнейшее чтение

внешние ссылки

Магнитар, самые магнитные звезды во Вселенной - My Space