Wikipedia

Sterkinematika

studie van die beweging van sterre

Sterkinematika of stellêre kinematika in die sterrekunde is die waarneming of meting van sterre se beweging deur die ruimte.

Die posisie van Barnard se Ster elke vyf jaar in die tydperk 1985-2005. Dit is die ster met die grootste eiebeweging.[1]

Sterkinematika behels die meting van sterre se snelhede in die Melkweg en sy satelliete, sowel as die interne kinetika van verderweg geleë sterrestelsels. Die meting van sterre in verskillende subkomponente van die Melkweg soos die uitbulting en die halo, verskaf belangrike inligting oor die vorming en evolusionêre geskiedenis van ons sterrestelsel. Kinematiese metings kan ook eksotiese verskynsels identifiseer soos hipervinnige sterre wat uit die Melkweg ontsnap, wat vermoedelik gebeur vanweë gravitasionele wisselwerkings tussen dubbelsterre en die supermassiewe swartkolk in die middel van die Melkweg.

Sterkinematila hou verband met, maar is iets anders as, die onderwerp sterdinamika, wat die teoretiese studie behels van die beweging van sterre onder invloed van swaartekrag. Sterdinamiese modelle van sterrestelsels of sterreswerms word dikwels vergelyk met of getoets teen sterkinematiese data om hulle evolusionêre geskiedenis en massaverspreidings te bestudeer.

Ruimtesnelheid

wysig

Die komponent van sterbeweging na en weg van die Son, bekend as radiale snelheid, kan gemeet word van die spektrumverskuiwing wat deur die Dopplereffek veroorsaak word. Die eiebeweging moet gevind word deur 'n reeks posisiebepalings teen verder geleë voorwerpe. As die afstand na 'n ster bepaal is deur metodes soos parallaks, kan die ruimtesnelheid uitgewerk word.[2] Dit is die ster se werklike beweging relatief tot die Son of die lokale standaard van rus (LSR). Laasgenoemde word gewoonlik geneem as 'n posisie by die huidige ligging van die Son, wat 'n ronde wentelbaan om die galaktiese sentrum volg teen die gemiddelde snelheid van dié nabygeleë sterre met 'n laesnelheidsverspreiding.[3] Die Son se beweging met betrekking tot die LSR word die "unieke sonbeweging" genoem.

Die komponente van ruimtesnelheid in die Melkweg se galaktiese koördinaatstelsel word gewoonlik aangedui as U, V en W (in km/s) met U positief in die rigting van die galaktiese sentrum, V positief in die rigting van die galaktiese rotasie en W positief in die rigting van die galaktiese noordpool.[4] Die unieke beweging van die Son met betrekking tot die LSR is:[5]

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) km/s.[6]

Gebruik van kinematiese metings

wysig

Sterkinematika verskaf belangrike astrofisiese inligting oor sterre en die sterrestelsels waarin hulle voorkom. Data van sterkinematika gekombineer met astrofisiese modellering verskaf belangrike inligting oor die galaktiese stelsel as 'n geheel. Stersnelhede wat in die heel binneste streke van sterrestelsels insluitende die Melkweg gemeet is, het bewyse verskaf dat baie sterrestelsels supermassiewe swartkolke in hulle middel het.

In buitestreke van sterrestelsels soos die galaktiese halo verskaf snelheidsmetings van bolswerms wat daar wentel, bewyse van donker materie.

Albei dié gevalle kan afgelei word van die sleutelfeit dat sterkinematika verband kan hou met die algehele potensiaal waarin sterre gebind is. Dit beteken met akkurate metings van die sterkinematika van 'n ster of groep sterre wat in 'n sekere streek van die sterrestelsel wentel, kan die swaartekragpotensiaal en massaverspreiding afgelei word as die swaartekragpotensiaal waarin die ster gebind is sy wentelbaan produseer en dien as die stukrag vir sy sterbeweging.

Voorbeelde van die gebruik van kinematika gekombineer met modellering om 'n astrofisiese stelsel te konstrueer sluit in:

  • Rotasie van die Melkweg se skyf: Van die eiebeweging en radiale snelheid van sterre in die Melkweg se skyf kan gewys word daar is differensiële rotasie. Met 'n kombinasie van dié sterre se eiebeweging en radiale snelheid en versigtige modellering, is dit moontlik om 'n prentjie te kry van die beweging van die skyf. Die plaaslike karakter van galaktiese rotasie in die Son se omgewing word saamgevat deur die Oortkonstantes.[7][8][9]
  • Strukturele komponente van die Melkweg: Met die gebruik van sterkinematika kan sterrekundiges modelle konstrueer wat die algehele galaktiese struktuur verduidelik in terme van die afsonderlike kinematiese populasies van sterre. Dit is moontlik omdat dié afsonderlike populasies dikwels geleë is in spesifieke streke van sterrestelsels. In die Melkweg is daar byvoorbeeld drie hoofkomponente, elk met sy eie afsonderlike sterkinematika: die skyf, die halo en die uitstulping. Dié kinematiese groepe hou nou verband met die sterpopulasies in die Melkweg en vorm 'n sterk verhouding tussen die beweging en chemiese samestelling. Dit dui dus op verskillende vormingsmeganismes. Vir die Melkweg is die snelheid van sterre in die skyf   en 'n RMS (kwadratiese gemiddelde) snelheid relatief tot dié spoed van  . Vir sterre in die uitstulping is die relatiewe RMS groter:   en geen netto sirkulêre snelheid.[10] Die halo bestaan uit sterre met wentelbane wat tot die uiterste streke van die sterrestelsel strek. Sommige van dié sterre sal aanhoudend ver van die galaktiese sentrum af wentel, terwyl ander in bane is wat hulle na verskillende afstande van die sentrum af bring. Dié sterre het min of geen gemiddelde rotasie nie. Baie sterre in dié groep behoort tot bolswerms wat lank gelede gevorm het en dus 'n afsonderlike vormingsgeskiedenis het wat afgelei kan word van hulle kinematika en swak metaalinhoud. Die halo kan verder in 'n binneste en buitenste halo verdeel word, met die binneste halo wat 'n netto prograde beweging in verhouding tot die Melkweg het en die buitenste halo wat 'n netto retrograde beweging het.[11]
  • Eksterne sterrestelsels: Spektroskopiese waarnemings van eksterne sterrestelsels maak dit moontlik om die massabeweging van die sterre daarin te karakteriseer. Die beweging van individuele sterre kan gewoonlik nie daarin gesien word nie, maar die meting van die kinematika van die geïntegreerde sterpopulasie verskaf inligting soos die gemiddelde snelheid en die snelheidsverspreiding, wat dan gebruik kan word om die massaverspreiding in die stelsel af te lei. Metings van die gemiddelde snelheid as 'n funksie van posisie gee inligting oor die stelsel se rotasie.
  • Massaverspreidings: Deur die beweging van die kinematika van sekere voorwerpe soos bolswerms en die wentelbane van nabygeleë satellietdwergstelsels, kan die massaverspreiding van die Melkweg of ander sterrestelsels bepaal word. Dit word gedoen deur kinematiese metings met dinamiese modellering te kombineer.

Onlangse vordering danksy Gaia

wysig
 
Die verwagte beweging van 40 000 sterre oor die volgende 400 000 jaar, soos bepaal deur Gaia EDR3.

In 2018 het die Gaia-datauitreiking 2 (GAIA DR2) 'n aansienlike verbetering teweeggebring in sterkinematika danksy 'n groot datastel van presiese metings. Dit sluit gedetailleerde data oor sterkinematika en sterparallaks in. Daardeur is 'n meer genuanseerde begrip van die Melkweg se struktuur moontlik.

Dit het veral die bepaling van die eiebeweging van talle hemelliggame vergemaklik, insluitende van 75 bolswerms op afstande van tot  .[12] Verder het Gaia se omvattende datastel die meting moontlik gemaak van die absolute eiebewegings in nabygeleë elliptiese dwergsterrestelsels, wat dien as belangrike aanduiders om die massaverspreiding in die Melkweg te verstaan.[13]

Hoewel die volledige GAIA DR4 nog geopenbaar moet word, bied dit 'n groter insig in witdwerge, gravitasielense, hipersnelheidsterre en die samesmeltingsgeskiedenis van die Melkweg.[14]

Kinematiese groepe

wysig

'n Stel sterre met soortgelyke bewegings en ouderdomme is bekend as 'n kinematiese groep.[15] Dit is sterre wat 'n oorsprong kan deel, soos 'n verspreide oop sterreswerm, die oorblyfsels van 'n stervormende streek of 'n versameling of oorvleueling van stervormingsuitbarstings op verskillende tye in aangrensende streke.[16]

Die meeste sterre ontstaan in molekulêre wolke bekend as sterkwekerye. Die sterre wat in so 'n wolk ontstaan, vorm swaartekraggebonde oop sterreswerms met dosyne tot duisende lede met dieselfde ouderdom en samestelling. Dié swerms raak mettertyd ongebonde. Groepe jong sterre wat uit 'n swerm ontsnap of nie meer aan mekaar gebonde is nie, vorm sterassosiasies. Namate die sterre ouer word en versprei, is hulle assosiasie nie meer geredelik duidelik nie en word hulle bewegingsgroepe van sterre.

Sterrekundiges kan vasstel of sterre lede van 'n kinematiese groep is as hulle dieselfde ouderdom, metaalinhoud en kinematika (radiale snelheid en eiebeweging) het. As die sterre in 'n bewegingsgroep naby of op dieselfde tyd uit dieselfde gaswolk ontstaan het, deel hulle eienskappe, al word hulle later deur getyekragte versteur.[17]

Sterassosiasies

wysig
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Sterassosiasie.

'n Sterassosiasie is 'n baie los sterreswerm, wat gewoonlik van 10 tot 100 of meer sterre bevat. Hulle word nie meer deur swaartekrag verbind nie, anders as sterreswerms, en die lidsterre sal oor miljoene jare van mekaar af wegdryf en 'n bewegingsgroep word wanneer hulle verstrooi raak.[18]

Tipes

wysig
 
'n Infrarooi ESO-beeld van 'n sterkwekery in die Eenhoring.

Wiktor Ambartsoemjan het eerste sterassosiasies in twee groepe, OB en T, verdeel op grond van die eienskappe van hulle sterre.[19] 'n Derde kategorie, R, is later deur Sidney van den Bergh voorgestel vir assosiasies wat refleksienewels verlig.[20]

OB-assosiasies

wysig

Jong assosiasies bevat 10 tot 100 swaar sterre van spektraalklas O en B en is bekend as OB-assosiasies. Sodra die omringende stof en gas van die wolk waaruit hulle ontstaan het weggeblaas is, raak die oorblywende sterre onverbonde en begin hulle van mekaar af dryf.[21] Die meeste sterre in die Melkweg is vermoedelik in OB-assosiasies gevorm.[21]

Die naaste OB-assosiasie aan die Son is die Scorpius-Centaurus-assosiasie, wat sowat 400 ligjare van hier geleë is.[22]

T-assosiasies

wysig

Jong stergroepe kan verskeie T Tauri-sterre bevat wat nog besig is om in die hoofreeks in te beweeg. Dié verspreide populasies van tot 1 000 T Tauri-sterre is bekend as T-assosiasies. Die naaste voorbeeld is die Tau-Aur-T-assosiasie, sowat 456 ligjare van die Son af.[23] T-assosiasies word dikwels aangetref naby die molekulêre wolk waarin hulle ontstaan het. Sommige, maar nie almal nie, sluit O-B-sterre in.

R-assosiasies

wysig

Assosiasies wat refleksienewels verlig, word R-assosiasies genoem. Sterre daarin het 'n nie-uniforme verspreiding.[20] Dié jong stergroepe bevat hoofreekssterre wat nie swaar genoeg is om die wolke waarin hulle gevorm het, op te breek nie.[24]

Bewegingsgroepe

wysig
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Bewegingsgroep.
 
Die Ursa Major-bewegingsgroep, die naaste sterbewegingsgroep aan die Aarde.

As die oorblyfsels van 'n sterassosiasie as 'n taamlik samehangende groep deur die Melkweg dryf, word hulle bewegingsgroepe genoem. Hulle kan taamlik oud wees, soos die HR 1614-bewegingsgroep van 2 miljard jaar; of jonk, soos die AB Doradus-bewegingsgroep van net 120 miljoen jaar.

Bewegingsgroepe is in die 1960's intens deur Olin Eggen bestudeer.[25] 'n Lys van die naaste jong bewegingsgroepe is deur López-Santiago et al. saamgestel.[15] Die naaste groep is die Ursa Major-bewegingsgroep wat al die sterre van die asterisme Groot Wa insluit buiten Dubhe en η Ursae Majoris. Dit is naby genoeg dat die Son aan sy buiterand lê, sonder om deel van die groep te wees.

Bewegingsgroepe kan soms in nog kleiner groepe verdeel word. Die Groot Australe Jong Assosiasie- (GAJA)-kompeks is verdeel in die bewegingsgroepe Carina, Columba en Tucana-Horologium. Die drie assosiasies verskil nie baie van mekaar nie en het dieselfde kinematiese eienskappe.[26]

Sterrestrome

wysig

'n Sterrestroom is 'n assosiasie van sterre wat eers 'n bolswerm was en nou om 'n sterrestelsel wentel nadat dit deur getykragte uitmekaargetrek en oor sy wentelbaan uitgerek is.[27]

Verwysings

wysig
  1. ↑ Kaler, James B. (November 2005). "Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)". Stars. James B. Kaler. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 September 2006. Besoek op 12 Julie 2018.
  2. ↑ "Stellar Motions (Extension)". Australia Telescope Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 18 Augustus 2005. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 6 Junie 2013. Besoek op 19 November 2008.
  3. ↑ Fich, Michel; Tremaine, Scott (1991). "The mass of the Galaxy". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 29 (1): 409–445. Bibcode:1991ARA&A..29..409F. doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002205.
  4. ↑ Johnson, Dean R. H.; Soderblom, David R. (1987). "Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group". Astronomical Journal. 93 (2): 864–867. Bibcode:1987AJ.....93..864J. doi:10.1086/114370.
  5. ↑ Schönrich, Ralph; Binney, James; Dehnen, Walter (2010). "Local kinematics and the local standard of rest". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 403 (4): 1829–1833. arXiv:0912.3693. Bibcode:2010MNRAS.403.1829S. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x. S2CID 118697588.
  6. ↑ Dehnen, Walter; Binney, James J. (1998). "Local stellar kinematics from HIPPARCOS data". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 387–394. arXiv:astro-ph/9710077. Bibcode:1998MNRAS.298..387D. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x. S2CID 15936627.
  7. ↑ Oort, JH (1927). "Observational evidence confirming Lindblad's hypothesis of a rotation of the galactic system". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 3: 275–282. Bibcode:1927BAN.....3..275O.
  8. ↑ Li, C; Zhao, G; Yang, C (2019). "Galactic Rotation and the Oort Constants in the Solar Vicinity". The Astrophysical Journal. 872 (2): 205. Bibcode:2019ApJ...872..205L. doi:10.3847/1538-4357/ab0104. S2CID 127759240.
  9. ↑ Olling, RP; Merrifield, MR (1998). "Refining the Oort and Galactic constants". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 297 (3): 943–952. arXiv:astro-ph/9802034. Bibcode:1998MNRAS.297..943O. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01577.x.
  10. ↑ Binney, James; Tremaine, Scott (2008). Galactic Dynamics. Princeton University Press. pp. 16–19. ISBN 9780691130279.
  11. ↑ Carollo, Daniela; et al. (2007). "Two Stellar Components in the Halo of the Milky Way". Nature. 450 (7172): 1020–1025. arXiv:0706.3005. Bibcode:2007Natur.450.1020C. doi:10.1038/nature06460. PMID 18075581. S2CID 4387133.
  12. ↑ "Gaia DR2 contents – Gaia – Cosmos". www.cosmos.esa.int (in Engels (VK)). Besoek op 8 Maart 2024.
  13. ↑ Watkins, Laura; et al. (Mei 2018). "Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions". The Astrophysical Journal. 873 (2): 118. arXiv:1804.11348. Bibcode:2019ApJ...873..118W. doi:10.3847/1538-4357/ab089f. S2CID 85463973.
  14. ↑ Hodgkin, S. T.; Harrison, D. L.; Breedt, E.; Wevers, T.; Rixon, G.; Delgado, A.; Yoldas, A.; Kostrzewa-Rutkowska, Z.; Wyrzykowski, Ł; Leeuwen, M. van; Blagorodnova, N.; Campbell, H.; Eappachen, D.; Fraser, M.; Ihanec, N. (1 Augustus 2021). "Gaia Early Data Release 3 - Gaia photometric science alerts". Astronomy & Astrophysics (in Engels). 652: A76. arXiv:2106.01394. Bibcode:2021A&A...652A..76H. doi:10.1051/0004-6361/202140735. ISSN 0004-6361.
  15. ↑ 15,0 15,1 López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, M. J. (Junie 2006). "The Nearest Young Moving Groups". The Astrophysical Journal. 643 (2): 1160–1165. arXiv:astro-ph/0601573. Bibcode:2006ApJ...643.1160L. doi:10.1086/503183. S2CID 119520529.
  16. ↑ Montes, D.; et al. (November 2001). "Late-type members of young stellar kinematic groups – I. Single stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 328 (1): 45–63. arXiv:astro-ph/0106537. Bibcode:2001MNRAS.328...45M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. S2CID 55727428.
  17. ↑ Johnston, Kathryn V. (1996). "Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo". The Astrophysical Journal. 465: 278. arXiv:astro-ph/9602060. Bibcode:1996ApJ...465..278J. doi:10.1086/177418. S2CID 16091481.
  18. ↑ "Discovery: New Moving Group in the Local Arm of the Milky Way". National Astronomical Observatories of China. Chinese Academy of Sciences. 13 Mei 2020. Besoek op 13 Julie 2024.
  19. ↑ Israelian, Garik (1997). "Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996". Bulletin of the American Astronomical Society. 29 (4): 1466–1467. Bibcode:1997BAAS...29.1466I.
  20. ↑ 20,0 20,1 Herbst, W. (1976). "R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae". Astronomical Journal. 80: 212–226. Bibcode:1975AJ.....80..212H. doi:10.1086/111734.
  21. ↑ 21,0 21,1 "OB Associations". The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. 6 April 2000. Besoek op 8 Junie 2006.
  22. ↑ Maíz-Apellániz, Jesús (2001). "The Origin of the Local Bubble". The Astrophysical Journal. 560 (1): L83–L86. arXiv:astro-ph/0108472. Bibcode:2001ApJ...560L..83M. doi:10.1086/324016. S2CID 119338135.
  23. ↑ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K. (1999). "New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga". Astronomy and Astrophysics. 325: 613–622. arXiv:astro-ph/9704281. Bibcode:1997A&A...325..613F.
  24. ↑ Herbst, W.; Racine, R. (1976). "R associations. V. MON R2". Astronomical Journal. 81: 840. Bibcode:1976AJ.....81..840H. doi:10.1086/111963.
  25. ↑ Eggen, O.J. (1965). "Moving groups of stars". In Blaauw, Adriaan & Schmidt, Maarten (reds.). Observational Aspects of Galactic Structure: Lecture notes reported by participants. Chicago: University of Chicago Press. p. 111. Bibcode:1965gast.book..111E.
  26. ↑ Torres, C.A.O.; Quast, G.R.; Melo, C.H.F.; Sterzik, M.F. (25 Augustus 2008). Young, nearby, loose associations. arXiv:0808.3362. Bibcode:2008hsf2.book..757T  in  Reipurth, Bo, red. (2008). Handbook of Star Forming Regions: Volume II, The Southern Sky. Monograph Publications (online). Volume 5. Astronomical Society of the Pacific. ISBN 978-1-58381-678-3, printed: ISBN 978-1-58381-671-4
  27. ↑ Schilling, Govert (12 Januarie 2022). "Stellar streams are revealing their secrets". Sky & Telescope. Besoek op 13 Desember 2022.

Nog leesstof

wysig

Skakels

wysig
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Sterkinematika&oldid=2693349"