Cinemática estelar
Estudio del movimiento de las estrellas.
Estrella de Barnard , que muestra su posición cada 5 años en el período 1985-2005. La estrella de Barnard es la estrella con el mayor movimiento propio . [1]

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 las velocidades estelares en la Vía Láctea y sus satélites , así como la cinemática interna de galaxias más distantes . La medición de la cinemática de las estrellas en diferentes subcomponentes de la Vía Láctea, incluido el disco delgado , el disco grueso , el bulbo y el halo estelar , proporciona información importante sobre la formación y la historia evolutiva de nuestra galaxia. Las mediciones cinemáticas también pueden identificar fenómenos exóticos como estrellas hiperveloces 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 con la dinámica estelar , pero es distinta de ella, que implica el estudio teórico o el modelado de los movimientos de las estrellas bajo la influencia de la gravedad . Los modelos estelares-dinámicos de sistemas como galaxias o cúmulos estelares a menudo se comparan o se prueban con datos de cinemática estelar 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 gravitatoria en las órbitas estelares.

Velocidad espacial

Relación entre los componentes de movimiento propio y velocidad de un objeto. En el momento de la emisión, el objeto se encontraba a una distancia d del Sol y se movía a una velocidad angular μ radianes/s, es decir, μ = v t / d, donde v t = el componente de velocidad transversal a la línea de visión desde el Sol. (El diagrama ilustra un ángulo μ barrido en la 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 desplazamiento del espectro causado por el efecto Doppler . El movimiento transversal o propio se debe encontrar 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. [2] Este es el movimiento real de la estrella en relación con el Sol o el estándar local de reposo (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 aquellas estrellas cercanas con baja dispersión de velocidad. [3] El movimiento del Sol con respecto al LSR se llama "movimiento solar peculiar".

Los componentes de la velocidad espacial en el sistema de coordenadas galácticas de la Vía Láctea se designan usualmente U, V y W, expresados ​​en km/s, siendo U positivo en la dirección del centro galáctico, V positivo en la dirección de la rotación galáctica y W positivo en la dirección del polo norte galáctico . [4] El movimiento peculiar del Sol con respecto a la Vía Láctea es [5]

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

con incertidumbre estadística (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s e incertidumbre sistemática (1, 2, 0,5) km/s. (Nótese que V es 7 km/s mayor que lo estimado en 1998 por Dehnen et al. [6] )

Uso de medidas cinemáticas

La cinemática estelar proporciona información astrofísica importante sobre las estrellas y las galaxias en las que residen. Los datos de la cinemática estelar combinados con modelos astrofísicos producen información importante sobre el sistema galáctico en su conjunto. Las velocidades estelares medidas en las regiones más internas de las galaxias, incluida la Vía Láctea, han proporcionado evidencia de que muchas galaxias albergan agujeros negros supermasivos en su centro. En regiones más alejadas de las galaxias, como dentro del halo galáctico, las mediciones de velocidad de los cúmulos globulares que orbitan en estas regiones del halo de las galaxias proporcionan evidencia de la materia oscura . Ambos casos se derivan del hecho clave de que la cinemática estelar puede relacionarse con el potencial general en el que están unidas las estrellas. Esto significa que si se realizan mediciones cinemáticas estelares precisas para una estrella o un grupo de estrellas que orbitan en una región determinada de una galaxia, se puede inferir el potencial gravitatorio y la distribución de masas, dado que el potencial gravitatorio en el que se encuentra la estrella produce su órbita y sirve como impulso para su movimiento estelar. Algunos ejemplos de uso de la cinemática combinada con el modelado para construir un sistema astrofísico incluyen:

  • Rotación del disco de la Vía Láctea : A partir de los movimientos propios y las velocidades radiales de las estrellas dentro del disco de la Vía Láctea, se puede demostrar que existe una rotación diferencial. Al combinar estas mediciones de los movimientos propios de las estrellas y sus velocidades radiales, junto con un modelado cuidadoso, es posible obtener una imagen de la rotación del disco de la Vía Láctea . El carácter local de la rotación galáctica en el vecindario solar está encapsulado en las constantes de Oort . [7] [8] [9]
  • Componentes estructurales de la Vía Láctea : Utilizando la cinemática estelar, los astrónomos construyen modelos que buscan explicar la estructura galáctica general en términos de distintas poblaciones cinemáticas de estrellas. Esto es posible porque estas distintas poblaciones a menudo se encuentran en regiones específicas de las galaxias. Por ejemplo, dentro de la Vía Láctea , hay tres componentes principales, cada uno con su propia cinemática estelar distinta: el disco , el halo y el bulbo 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 la población del bulbo, las velocidades están orientadas aleatoriamente con una velocidad RMS relativa más grande de y ninguna velocidad circular neta. [10] El halo estelar galáctico consiste en estrellas con órbitas que se extienden a las regiones exteriores de la galaxia. Algunas de estas estrellas orbitarán continuamente lejos del centro galáctico, mientras que otras siguen trayectorias que las llevan a distintas distancias del centro galáctico. Estas estrellas tienen poca o ninguna rotación media. Muchas estrellas de este grupo pertenecen a cúmulos globulares que se formaron hace mucho tiempo y, por lo tanto, tienen una historia de formación distinta, que se puede inferir de su cinemática y de sus pobres metalicidades. El halo puede subdividirse en un halo interior y otro exterior, con el halo interior teniendo un movimiento neto progrado con respecto a la Vía Láctea y el exterior un movimiento neto retrógrado . [11] V = 220   a metro   s − 1 {\displaystyle \mathrm {V} =220~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}} V R METRO S = 50   a metro   s − 1 {\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =50~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}} V R METRO S = 150   a metro   s − 1 {\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =150~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}
  • Galaxias externas : Las observaciones espectroscópicas de las galaxias externas permiten caracterizar los movimientos en masa de las estrellas que contienen. Si bien estas poblaciones estelares en galaxias externas generalmente no están resueltas al nivel en el que se puede rastrear el movimiento de estrellas individuales (excepto las galaxias más cercanas), las mediciones de la cinemática de la población estelar integrada a lo largo de la línea de visión brindan información que incluye la velocidad media y la dispersión de la velocidad , que luego se puede utilizar para inferir la distribución de la masa dentro de la galaxia. La medición de la velocidad media en función de la posición brinda información sobre la rotación de la galaxia, con regiones distintivas de la galaxia que están desplazadas hacia el rojo o hacia el azul en relación con la velocidad sistémica de la galaxia .
  • Distribuciones de masas : Mediante la medición de la cinemática de objetos trazadores como cúmulos globulares y las órbitas de galaxias enanas satélite cercanas , podemos determinar la distribución de masas de la Vía Láctea o de otras galaxias. Esto se logra combinando mediciones cinemáticas con modelado dinámico.

Avances recientes debido aGea

Movimiento esperado de 40.000 estrellas en los próximos 400 mil años, según lo determinado por Gaia EDR3

En 2018, la Gaia Data Release 2 (GAIA DR2) marcó un avance significativo en la cinemática estelar, ofreciendo un rico conjunto de datos de mediciones precisas. Esta versión incluyó datos detallados de la cinemática estelar y de paralaje estelar , lo que contribuyó a una comprensión más matizada de la estructura de la Vía Láctea. En particular, facilitó la determinación de los movimientos propios de numerosos objetos celestes, incluidos los movimientos propios absolutos de 75 cúmulos globulares situados a distancias que se extienden hasta y un límite brillante de . [12] Además, el conjunto de datos completo de Gaia permitió la medición de los movimientos propios absolutos en galaxias esferoidales enanas cercanas , lo que sirve como indicadores cruciales para comprender la distribución de masa dentro de la Vía Láctea. [13] GAIA DR3 mejoró la calidad de los datos publicados anteriormente al proporcionar parámetros astrofísicos detallados. [14] Aunque todavía no se ha presentado el GAIA DR4 completo, la última versión ofrece información mejorada sobre las enanas blancas, las estrellas hiperveloces , el efecto de lente gravitacional cosmológico y la historia de fusiones de la Galaxia . [15] GRAMO = 21 {\estilo de visualización G=21} GRAMO ≈ {\displaystyle G\aprox} 3 {\estilo de visualización 3}

Tipos cinemáticos estelares

Las estrellas dentro de las galaxias pueden clasificarse en función de su cinemática. Por ejemplo, las estrellas de la Vía Láctea pueden subdividirse en dos poblaciones generales, en función de su metalicidad , o proporción de elementos con números atómicos superiores al helio. Entre las estrellas cercanas, se ha descubierto que las estrellas de la población I con mayor metalicidad se encuentran generalmente en el disco estelar, mientras que las estrellas más antiguas de la población II se encuentran en órbitas aleatorias con poca rotación neta. [16] Estas últimas tienen órbitas elípticas que están inclinadas respecto del plano de la Vía Láctea. [16] La comparación de la cinemática de las estrellas cercanas también ha llevado a la identificación de asociaciones estelares . Es muy probable que se trate de grupos de estrellas que comparten un punto de origen común en nubes moleculares gigantes. [17]

Existen muchas otras formas 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. A medida que una estrella se mueve en una galaxia, el potencial gravitacional suavizado de todas las demás estrellas y otras masas dentro de la galaxia desempeña un papel dominante en la determinación del movimiento estelar. [18] La cinemática estelar puede proporcionar información sobre la ubicación de la formación de la estrella dentro de la galaxia. Las mediciones de la cinemática de una estrella individual pueden identificar estrellas que son casos atípicos peculiares, como una estrella de alta velocidad que se mueve mucho más rápido que sus vecinas cercanas.

Estrellas de alta velocidad

Según la definición, una estrella de alta velocidad es una estrella que se mueve a una velocidad superior a 65 km/s o 100 km/s en relación con el movimiento promedio de las otras estrellas en su vecindad. La velocidad también se define a veces como supersónica en relación con el medio interestelar circundante. Los tres tipos de estrellas de alta velocidad son: estrellas fugitivas, estrellas de halo y estrellas hiperveloces. 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. [19]

Estrellas fugitivas

Cuatro estrellas fugitivas que se desplazan a través de regiones de gas interestelar denso y crean brillantes ondas en forma de arco y colas de gas resplandeciente. Las estrellas que aparecen en estas imágenes del telescopio espacial Hubble de la NASA se encuentran entre las 14 estrellas fugitivas jóvenes detectadas por la Cámara Avanzada para Sondeos entre octubre de 2005 y julio de 2006.

Una estrella fugitiva es una estrella que se mueve a través del espacio con una velocidad anormalmente alta en relación con el medio interestelar que la rodea . El movimiento propio de una estrella fugitiva a menudo apunta exactamente en dirección opuesta a una asociación estelar , de la que la estrella era anteriormente miembro, antes de ser expulsada.

Los mecanismos que pueden dar origen a una estrella fugitiva incluyen:

  • Las interacciones gravitacionales entre estrellas en un sistema estelar pueden dar lugar a grandes aceleraciones de una o más de las estrellas involucradas. En algunos casos, las estrellas pueden incluso ser expulsadas. [20] 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. [21]
  • Una colisión o un encuentro cercano entre sistemas estelares, incluidas las galaxias, puede provocar la ruptura de ambos sistemas, con algunas de las estrellas siendo aceleradas a altas velocidades, o incluso expulsadas. Un ejemplo a gran escala es la interacción gravitatoria entre la Vía Láctea y la Gran Nube de Magallanes . [22]
  • Una explosión de supernova en un sistema estelar múltiple puede acelerar tanto el remanente de supernova como las estrellas restantes a altas velocidades. [23] [24]

Existen múltiples mecanismos que pueden acelerar la misma estrella desbocada. Por ejemplo, una estrella masiva que fue expulsada originalmente debido a interacciones gravitacionales con sus vecinas estelares puede convertirse en una supernova, lo que produce un remanente con una velocidad modulada por el impulso de la supernova. Si esta supernova se produce en las inmediaciones de otras estrellas, es posible que produzca más estrellas desbocadas en el proceso.

Un ejemplo de un conjunto relacionado de estrellas fugitivas es el caso de AE ​​Aurigae , 53 Arietis y Mu Columbae , todas las cuales se alejan una de otra a velocidades de más de 100 km/s (a modo de comparación, el Sol se mueve a través de la Vía Láctea a unos 20 km/s más rápido que el promedio local). Si rastreamos sus movimientos hacia atrás, sus trayectorias se cruzan cerca de la Nebulosa de Orión hace unos 2 millones de años. Se cree que el bucle de Barnard es el remanente de la supernova que lanzó las otras estrellas.

Otro ejemplo es el objeto de rayos X Vela X-1 , donde las técnicas fotodigitales revelan la presencia de una típica hipérbola de arco de choque supersónico .

Estrellas de halo

Las estrellas de halo son estrellas muy antiguas que no siguen órbitas circulares alrededor del centro de la Vía Láctea dentro de su disco. En cambio, las estrellas de halo viajan en órbitas elípticas, a menudo inclinadas respecto del disco, que las llevan muy por encima y por debajo del plano de la Vía Láctea. Aunque sus velocidades orbitales relativas a la Vía Láctea pueden no ser más rápidas que las de las estrellas de disco, sus diferentes trayectorias dan como resultado velocidades relativas altas.

Ejemplos típicos son las estrellas del halo que pasan a través del 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 de −245 km/s, y los componentes de su velocidad espacial son u = +19 km/s, v = −288 km/s y w = −52 km/s.

Estrellas hiperveloces

Posiciones y trayectorias de 20 estrellas de alta velocidad reconstruidas a partir de datos adquiridos por Gaia , superpuestas sobre una vista artística de la Vía Láctea

Las estrellas hiperveloces (designadas como HVS o HV en los catálogos estelares) tienen velocidades sustancialmente más altas que el resto de la población estelar de una galaxia. Algunas de estas estrellas pueden incluso superar la velocidad de escape de la galaxia. [25] En la Vía Láctea, las estrellas suelen tener velocidades del orden de 100 km/s, mientras que las estrellas hiperveloces 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 mayor población de estos objetos que más allá. Una de las estrellas más rápidas conocidas en nuestra galaxia es la subenana de clase O US 708 , que se aleja de la Vía Láctea con una velocidad total de alrededor de 1200 km/s.

Jack G. Hills fue el primero en predecir la existencia de HVS en 1988. [26] Esto fue confirmado más tarde en 2005 por Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon y Michael Kurtz . [27] En 2008, se conocían [actualizar]10 HVS no ligadas , una de las cuales se cree que se originó en la Gran Nube de Magallanes en lugar de la Vía Láctea . [28] Mediciones posteriores situaron su origen dentro de la Vía Láctea. [29] Debido a la incertidumbre sobre la distribución de masa dentro de la Vía Láctea, determinar si una HVS no está ligada es difícil. Otras cinco estrellas de alta velocidad conocidas pueden no estar ligadas a la Vía Láctea, y se cree que 16 HVS están ligadas. La HVS más cercana conocida actualmente (HVS2) está a unos 19  kpc del Sol.

Hasta el 1 de septiembre de 2017 [actualizar], se habían observado aproximadamente 20 estrellas hiperveloces. Aunque la mayoría de ellas se observaron en el hemisferio norte , existe la posibilidad de que haya estrellas hiperveloces que solo se puedan observar desde el hemisferio sur . [30]

Se cree que existen alrededor de 1.000 estrellas hiperveloces en la Vía Láctea. [31] Si se considera que hay alrededor de 100 mil millones de estrellas en la Vía Láctea , se trata de 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 ligadas a la Vía Láctea. [32] Sin embargo, los candidatos a estrellas hiperveloces distantes son más prometedores. [33]

En marzo de 2019, se informó que LAMOST-HVS1 era una estrella de hipervelocidad confirmada expulsada del disco estelar de la Vía Láctea. [34]

En julio de 2019, los astrónomos informaron haber encontrado una estrella de tipo A, S5-HVS1 , que viaja a 1.755 km/s (3.930.000 mph), más rápido que cualquier otra estrella detectada hasta ahora. La estrella está en la constelación de Grus (o Grulla) en el cielo del sur y se encuentra a unos 29.000 años luz (1,8 × 10 9  UA) de la Tierra. Es posible que haya sido expulsada de la Vía Láctea después de interactuar con Sagitario A* , el agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. [35] [36] [37] [38] [39]

Origen de las estrellas hiperveloces
Estrella fugitiva que se aleja a gran velocidad de 30 Doradus. Imagen tomada por el telescopio espacial Hubble.

Se cree que los HVS se originan principalmente 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 alrededor de él), mientras que el otro escapa a alta velocidad, convirtiéndose en un HVS. Tales maniobras son análogas a la captura y expulsión de objetos interestelares por una estrella.

También es posible que se produzcan HVS inducidos por supernovas, aunque se supone que son poco frecuentes. En este escenario, un HVS es expulsado de un sistema binario cercano como resultado de la explosión de una supernova de la estrella compañera. Las velocidades de eyección de hasta 770 km/s, medidas desde el marco de referencia de reposo galáctico, son posibles para las estrellas B de tipo tardío. [40] Este mecanismo puede explicar el origen de los HVS que son expulsados ​​del disco galáctico.

Las HVS conocidas son estrellas de secuencia principal con masas unas pocas veces superiores a la del Sol. También se esperan HVS con masas menores y se han encontrado candidatos a HVS enanas G/K.

Algunas galaxias enanas de alto rendimiento pueden haberse originado a partir de una galaxia enana desestructurada. Cuando esta se acercó al centro de la Vía Láctea, algunas de sus estrellas se desprendieron y fueron arrojadas al espacio, debido al efecto similar al de una honda producida por el impulso. [41]

Se cree que algunas estrellas de neutrones viajan a velocidades similares. Esto podría estar relacionado con las HVS y el mecanismo de eyección de las HVS. Las estrellas de neutrones son los restos de explosiones de supernovas , y sus velocidades extremas son muy probablemente el resultado de una explosión de supernova asimétrica o de la pérdida de su compañera cercana durante las explosiones de supernova que las forman. Se cree que la estrella de neutrones RX J0822-4300 , que se movió a una velocidad récord de más de 1500 km/s (0,5% de la velocidad de la luz ) en 2007 según las mediciones del Observatorio de rayos X Chandra , se produjo de la primera manera. [42]

Una teoría sobre la ignición de las supernovas de tipo Ia invoca el inicio de una fusión entre dos enanas blancas en un sistema estelar binario, lo que desencadena la explosión de la enana blanca más masiva. Si la enana blanca menos masiva no se destruye durante la explosión, ya no estará ligada gravitacionalmente a su compañera destruida, lo que hará que abandone el sistema como una estrella hiperveloz 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. [43]

Lista parcial de HVS

En 2014 se conocían veinte HVS. [44] [31]

  • HVS 1 – ( SDSS J090744.99+024506.8 ) (también conocida como La estrella paria) – la primera estrella hiperveloz en ser descubierta [27]
  • HVS 2 – (SDSS J093320.86+441705.4 o US 708 )
  • HVS 3 – ( HE 0437-5439 ) – posiblemente de la Gran Nube de Magallanes [28]
  • HVS 4 – (SDSS J091301.00+305120.0)
  • HVS 5 – (SDSS J091759.42+672238.7)
  • HVS 6 – (SDSS J110557.45+093439.5)
  • HVS 7 – (SDSS J113312.12+010824.9)
  • HVS 8 – (SDSS J094214.04+200322.1)
  • HVS 9 – (SDSS J102137.08-005234.8)
  • HVS 10 – (SDSS J120337.85+180250.4)

Grupos cinemáticos

Un conjunto de estrellas con movimiento espacial y edades similares se conoce como grupo cinemático. [45] Se trata de estrellas que podrían compartir un origen común, como la evaporación de un cúmulo abierto , los restos de una región de formación estelar o conjuntos de explosiones de formación estelar superpuestas en diferentes períodos de tiempo en regiones adyacentes. [46] La mayoría de las estrellas nacen dentro de nubes moleculares conocidas como guarderías estelares . Las estrellas formadas dentro de una nube de este tipo componen cúmulos abiertos unidos gravitacionalmente que contienen de docenas a miles de miembros con edades y composiciones similares. Estos cúmulos 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 fácilmente evidente y se convierten en grupos de estrellas en movimiento.

Los astrónomos pueden determinar si las estrellas son miembros de un grupo cinemático porque comparten la misma edad, metalicidad y cinemática ( velocidad radial y movimiento propio ). Como las estrellas de un grupo en movimiento se formaron en proximidad y casi al mismo tiempo a partir de la misma nube de gas, aunque luego fueron interrumpidas por fuerzas de marea, comparten características similares. [47]

Asociaciones estelares

Una asociación estelar es un cúmulo estelar muy poco definido , cuyas estrellas comparten un origen común y siguen moviéndose juntas a través del espacio, pero se han desligado gravitacionalmente. 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 la pertenencia a la asociación.

Las asociaciones estelares fueron descubiertas por primera vez por el astrónomo armenio Viktor Ambartsumian en 1947. [48] El nombre convencional para una asociación utiliza 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

Vista infrarroja de VISTA de ESO de una guardería estelar en Monoceros

Viktor Ambartsumian fue el primero en clasificar las asociaciones estelares en dos grupos, OB y ​​T, basándose en las propiedades de sus estrellas. [48] Una tercera categoría, R, fue sugerida más tarde por Sidney van den Bergh para las asociaciones que iluminan las nebulosas de reflexión . [49] Las asociaciones OB, T y R forman un continuo de agrupaciones estelares jóvenes. Pero actualmente no se sabe con certeza si son una secuencia evolutiva o representan algún otro factor en juego. [50] Algunos grupos también muestran propiedades de las asociaciones OB y ​​T, por lo que la categorización no siempre es clara.

Asociaciones de OB

Carina OB1 , una gran asociación de 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 volumen pequeño dentro de una nube molecular gigante . Una vez que el polvo y el gas circundantes se alejan, las estrellas restantes se desunen y comienzan a separarse. [51] Se cree que la mayoría de todas las estrellas en la Vía Láctea se formaron en asociaciones OB. [51] Las estrellas de clase O tienen una vida corta y expirarán como supernovas después de aproximadamente un millón de años. Como resultado, las asociaciones OB generalmente tienen solo unos pocos millones de años o menos. Las estrellas OB en la asociación habrán quemado todo su combustible en diez millones de años. (Compare esto con la edad actual del Sol de aproximadamente cinco mil millones de años).

El satélite Hipparcos proporcionó mediciones que localizaron una docena de asociaciones OB a 650 parsecs del Sol . [52] La asociación OB más cercana es la asociación Scorpius-Centaurus , ubicada a unos 400 años luz del Sol . [53]

También se han encontrado asociaciones de OB en la Gran Nube de Magallanes y la Galaxia de Andrómeda . Estas asociaciones pueden ser bastante dispersas y abarcar 1.500 años luz de diámetro. [17]

Asociaciones T

Los grupos estelares jóvenes pueden contener varias estrellas T Tauri infantiles que aún están en proceso de entrar en la secuencia principal . Estas poblaciones dispersas de hasta mil estrellas T Tauri se conocen como asociaciones T. El ejemplo más cercano es la asociación T Taurus-Auriga (asociación T Tau–Aur), ubicada a una distancia de 140 parsecs del Sol. [54] Otros ejemplos de asociaciones T incluyen la asociación T R Corona Australis, la asociación T Lupus, la asociación T Chamaeleon y la asociación T Velorum. Las asociaciones T se encuentran a menudo en las proximidades de la nube molecular de la que se formaron. Algunas, pero no todas, 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 las 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. [49] Estas agrupaciones estelares jóvenes contienen estrellas de secuencia principal que no son lo suficientemente masivas como para dispersar las nubes interestelares en las que se formaron. [50] 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 utilizar para rastrear la estructura de los brazos espirales galácticos. [55] Un ejemplo de una asociación R es Monoceros R2, ubicada a 830 ± 50 parsecs del Sol. [50]

Grupos en movimiento

Grupo Móvil de la Osa Mayor , el grupo estelar móvil más cercano a la Tierra

Si los restos de una asociación estelar se desplazan por la Vía Láctea como un conjunto más o menos coherente, se los denomina grupo móvil o grupo cinemático . Los grupos móviles pueden ser antiguos, como el grupo móvil HR 1614, de dos mil millones de años, o jóvenes, como el grupo móvil AB Dor, de tan solo 120 millones de años.

Los grupos móviles fueron estudiados intensamente por Olin Eggen en la década de 1960. [56] Una lista de los grupos móviles jóvenes más cercanos ha sido compilada por López-Santiago et al. [45] El más cercano es el Grupo Móvil de la Osa Mayor , que incluye todas las estrellas en el asterismo Plough / Big Dipper excepto Dubhe y η Ursae Majoris . Este es lo suficientemente cercano como para que el Sol se encuentre en sus bordes exteriores, sin ser parte del grupo. Por lo tanto, aunque los miembros se concentran en declinaciones cercanas a 60°N, algunos valores atípicos están tan lejos en el cielo como el Triángulo Australe a 70°S.

La lista de grupos jóvenes en movimiento está en constante evolución. La herramienta Banyan Σ [57] actualmente enumera 29 grupos jóvenes en movimiento cercanos [59] [58] Las adiciones recientes a los grupos jóvenes en movimiento cercanos son la Asociación Volans-Carina (VCA), descubierta con Gaia , [60] y la Asociación Argus (ARG), confirmada con Gaia. [61] Los grupos en movimiento a veces se pueden subdividir en grupos distintos más pequeños. Se encontró que el complejo de la Gran Asociación Austral Joven (GAYA) se subdividía en los grupos en movimiento Carina , Columba y Tucana-Horologium . Las tres asociaciones no son muy distintas entre sí y tienen propiedades cinemáticas similares. [62]

Los grupos jóvenes en movimiento tienen edades bien conocidas y pueden ayudar con la caracterización de objetos con edades difíciles de estimar , como las enanas marrones . [63] Los miembros de grupos jóvenes en movimiento cercanos también son candidatos para discos protoplanetarios fotografiados directamente , como TW Hydrae o exoplanetas fotografiados directamente , como Beta Pictoris b o GU Psc b .

Corrientes estelares

Una corriente estelar es una asociación de estrellas que orbitan alrededor de una galaxia que alguna vez fue un cúmulo globular o una galaxia enana que ahora ha sido desgarrada y estirada a lo largo de su órbita por fuerzas de marea. [64]

Grupos cinemáticos conocidos

Algunos grupos cinemáticos cercanos incluyen: [45]

Véase también

Referencias

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  2. ^ "Movimientos estelares (extensión)". Australia Telescope Outreach and Education . Organización de Investigación Científica e Industrial de la Commonwealth. 2005-08-18. Archivado desde el original el 2013-06-06 . Consultado el 2008-11-19 .
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