Википедија

Звездана кинематика

У астрономији, звездана кинематика је опсервациона студија или мерење кинематике или кретања звезда кроз простор. Предмет звездане кинематике обухвата мерење звезданих брзина у Млечном путу и његовим сателитима, као и мерење унутрашње кинематике удаљенијих галаксија. Мерење кинематике звезда у различитим поткомпонентама Млечног пута, укључујући танки диск, дебели диск, испупчење и звездани ореол даје важне информације о формирању и еволутивној историји наше галаксије. Кинематска мерења такође могу да идентификују егзотичне појаве као што су хипербрзе звезде које беже са Млечног пута, што се интерпретира као резултат гравитационих сусрета бинарних звезда са супермасивном црном рупом у галактичком центру.

Звездана кинематика је повезана али се разликује од теме звездане динамике, која обухвата теоријско проучавање или моделовање кретања звезда под утицајем гравитације. Звездано-динамички модели система као што су галаксије или звездани кластери често се упоређују или тестирају на звездано-кинематичким подацима како би се проучила њихова еволуциона историја и расподеле масе, те да би се открило присуство тамне материје или супермасивних црних рупа путем њиховог гравитационог утицаја на звездане орбите.

Свемирска брзина уреди

 
Однос између сопственог кретања и брзине објекта. При емисији, објекат се налазио на удаљености d од Сунца и кретао се угаоном брзином µ радијан/с, то јесте μ = vt / d са vt = компонента брзине која је попречна на видну линију од Сунца. (Дијаграм приказује пребрисани угао μ у јединичном времену при тангенцијалној брзини vt.)

Компонента звезданог кретања према Сунцу или од њега, позната као радијална брзина, може се мерити из спектралног померања изазваног Доплеровим ефектом. Попречно или сопствено кретање мора се утврдити низом одређивања положаја према удаљенијим објектима. Једном када се удаљеност до звезде утврди астрометријским средствима као што је паралакса, може се израчунати просторна брзина.[1] Ово је стварно кретање звезде у односу на Сунце или локални стандард мировања (енгл. local standard of rest - LSR). Потоњи се обично узима као положај на Сунчевој садашњој локацији која прати кружну орбиту око галактичког центра средњом брзином оближњих звезда са малом брзинском дисперзијом.[2] Кретање Сунца у односу на ЛСР назива се „својственим кретањем Сунца”.

Компоненте свемирске брзине галактичког координатног система Млечног пута обично се означавају U, V и V, и дате су у km/s, са U позитивним у правцу галактичког центра, V позитивним у смеру галактичке ротације, и W позитивним у правцу северног галактичког пола.[3] Својствено кретање Сунца у односу на ЛСР је[4]

(У, V, W) = (11.1, 12.24, 7.25) км/с,

са статистичком неодређеношћу (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) km/s и систематском неодређеношћу (1, 2, 0,5) km/s. (V је 7 km/s веће од процене из 1999. године по Dehnen et al.[5])

Употреба кинематичких мерења уреди

Звездана кинематика даје важне астрофизичке информације о звездама и галаксијама у којима оне бораве. Подаци кинематике звезда у комбинацији са астрофизичким моделовањем дају важне информације о галактичком систему у целини. Измерене брзине звезда у најдубљим регионима галаксија, укључујући Млечни пут, пружиле су доказ да многе галаксије имају супермасивне црне рупе у свом центру. У удаљенијим регионима галаксија, као што је унутар галактичког ореола, мерења брзине глобуларних јата који круже у овим ореолима галаксија пружају доказе за тамну материју. Оба ова случаја произилазе из кључне чињенице да се кинематика звезда може повезати са укупним потенцијалом у којем су звезде везане. То значи да ако се врше тачна мерења кинематике звезда за звезду или групу звезда које круже у одређеном делу галаксије, гравитациони потенцијал и расподела масе се могу закључити с обзиром да гравитациони потенцијал којим је звезда везана, и производи њену орбиту, те служи као подстицај за њено звездано кретање. Примери коришћења кинематике у комбинацији са моделовањем за конструисање астрофизичког система укључују:

  • Ротација диска Млечног пута: Из њиховог кретања и радијалних брзина звезда унутар диска Млечног пута може се показати да постоји диференцијална ротација. Комбиновањем ових мерења сопствених кретања звезда и њихових радијалних брзина, уз пажљиво моделовање, могуће је добити слику ротације диска Млечног пута. Локални карактер галактичке ротације у соларној околини је инкапсулиран у Ортове константе.[6][7][8]
  • Структурне компоненте Млечног пута: Користећи звездану кинематику, астрономи конструишу моделе који настоје да објасне целокупну галактичку структуру у смислу различитих кинематичких популација звезда. Ово је могуће јер се ове различите популације често налазе у одређеним регионима галаксија. На пример, унутар Млечног пута постоје три примарне компоненте, свака са својом посебном звезданом кинематиком: диск, ореол и избочина или шипка. Ове кинематичке групе су блиско повезане са звезданим популацијама у Млечном путу, формирајући снажну корелацију између кретања и хемијског састава, што указује на различите механизме формирања. За Млечни пут, брзина звезда на диску је   и РМС (квадратна средина) брзина у односу на ову брзину од  . За звезде избочене популације, брзине су насумично оријентисане са већом релативном РМС брзином од   и нема нето кружне брзине.[9] Галактички звездани ореол се састоји од звезда са орбитама које се протежу до спољашњих региона галаксије. Неке од ових звезда ће стално кружити далеко од галактичког центра, док су друге на путањама које их доводе на различите удаљености од галактичког центра. Ове звезде имају мало или нимало просечне ротације. Многе звезде у овој групи припадају глобуларним јатима која су настала давно и стога имају јасну историју формирања, што се може закључити из њихове кинематике и лоше металности. Ореол се даље може поделити на унутрашњи и спољашњи ореол, при чему унутрашњи ореол има нето проградно кретање у односу на Млечни пут, а спољашњи нето ретроградно кретање.[10]
  • Спољне галаксије: Спектроскопска посматрања спољашњих галаксија омогућавају да се окарактеришу масовна кретања звезда које садрже. Иако ове звездане популације у спољним галаксијама углавном нису решене до нивоа на коме се може пратити кретање појединачних звезда (осим за најближе галаксије), мерења кинематике интегрисане звездане популације дуж линије вида пружају информације укључујући средњу вредност брзина и дисперзија брзине која се онда може користити за закључивање дистрибуције масе унутар галаксије. Мерење средње брзине као функције положаја даје информације о ротацији галаксије, са различитим регионима галаксије који су црвено/плаво померени у односу на системску брзину галаксије.
  • Расподела масе: Мерењем кинематике праћених објеката као што су глобуларна јата и орбите оближњих сателитских патуљастих галаксија, може се одредити расподела масе Млечног пута или других галаксија. Ово се постиже комбиновањем кинематичких мерења са динамичким моделовањем.

Недавни напредак због Гаје уреди

 
Очекивано кретање 40.000 звезда у наредних 400 хиљада година, према Гаји ЕДР3

Године 2018, објављивање података свемрског брода Гаја 2 донело је невиђени број висококвалитетних звезданих кинематичких мерења, као и мерења звездане паралаксе, што ће у великој мери повећало разумевање структуре Млечног пута. Гајини подаци су такође омогућили да се одреде права кретања многих објеката чија су права кретања раније била непозната, укључујући апсолутна властита кретања 75 глобуларних кластера који круже на удаљеностима до 21 кпц.[11] Поред тога, мерена су и апсолутна правилна кретања оближњих патуљастих сфероидних галаксија, дајући вишеструке трагове масе за Млечни пут.[12] Ово повећање тачног мерења апсолутног правилног кретања на тако великим удаљеностима је велико побољшање у односу на ранија истраживања, као што су она спроведена са свемирским телескопом Хабл.

Види још уреди

Референце уреди

  1. ^ „Стеллар Мотионс (Еxтенсион)”. Аустралиа Телесцопе Оутреацх анд Едуцатион. Цоммонwеалтх Сциентифиц анд Индустриал Ресеарцх Органисатион. 18. 08. 2005. Архивирано из оригинала 06. 06. 2013. г. Приступљено 19. 11. 2008. 
  2. ^ Фицх, Мицхел; Тремаине, Сцотт (1991). „Тхе масс оф тхе Галаxy”. Аннуал Ревиеw оф Астрономy анд Астропхyсицс. 29 (1): 409—445. Бибцоде:1991АРА&А..29..409Ф. дои:10.1146/аннурев.аа.29.090191.002205. 
  3. ^ Јохнсон, Деан Р. Х.; Содерблом, Давид Р. (1987). „Цалцулатинг галацтиц спаце велоцитиес анд тхеир унцертаинтиес, wитх ан апплицатион то тхе Урса Мајор гроуп”. Астрономицал Јоурнал. 93 (2): 864—867. Бибцоде:1987АЈ.....93..864Ј. дои:10.1086/114370. 
  4. ^ Сцхöнрицх, Ралпх; Биннеy, Јамес (2010). „Лоцал кинематицс анд тхе лоцал стандард оф рест”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 403 (4): 1829—1833. Бибцоде:2010МНРАС.403.1829С. арXив:0912.3693  . дои:10.1111/ј.1365-2966.2010.16253.x. 
  5. ^ Дехнен, Wалтер; Биннеy, Јамес Ј. (1999). „Лоцал стеллар кинематицс фром ХИППАРЦОС дата”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 298 (2): 387—394. Бибцоде:1998МНРАС.298..387Д. арXив:астро-пх/9710077  . дои:10.1046/ј.1365-8711.1998.01600.x. 
  6. ^ Оорт, ЈХ (1927). „Обсерватионал евиденце цонфирминг Линдблад'с хyпотхесис оф а ротатион оф тхе галацтиц сyстем”. Буллетин оф тхе Астрономицал Институтес оф тхе Нетхерландс. 3: 275—282. Бибцоде:1927БАН.....3..275О. 
  7. ^ Ли, C; Зхао, Г; Yанг, C (2019). „Галацтиц Ротатион анд тхе Оорт Цонстантс ин тхе Солар Вицинитy”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 872 (2): 205. Бибцоде:2019АпЈ...872..205Л. С2ЦИД 127759240. дои:10.3847/1538-4357/аб0104. 
  8. ^ Оллинг, РП; Меррифиелд, МР (1998). „Рефининг тхе Оорт анд Галацтиц цонстантс”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 297 (3): 943—952. Бибцоде:1998МНРАС.297..943О. арXив:астро-пх/9802034  . дои:10.1046/ј.1365-8711.1998.01577.x  . 
  9. ^ Биннеy, Јамес; Тремаине, Сцотт (2008). Галацтиц Дyнамицс. Принцетон Университy Пресс. стр. 16—19. ИСБН 9780691130279. 
  10. ^ Царолло, Даниела; et al. (2007). „Тwо Стеллар Цомпонентс ин тхе Хало оф тхе Милкy Wаy”. Натуре. 450 (7172): 1020—1025. Бибцоде:2007Натур.450.1020Ц. ПМИД 18075581. С2ЦИД 4387133. арXив:0706.3005  . дои:10.1038/натуре06460. 
  11. ^ Сцхоенрицх, Р.; Биннеy, Ј.; Дехнен, W.; Де Бруијне, Ј. Х.Ј.; Мигнард, Ф.; Дриммел, Р.; Бабусиауx, C.; Баилер-Јонес, C. А.L.; Бастиан, У.; Биерманн, M.; Еванс, D. W.; Еyер, L.; Јансен, Ф.; Јорди, C.; Катз, D.; Клионер, С. А.; Ламмерс, У.; Линдегрен, L.; Лури, X.; о'Муллане, W.; Панем, C.; Поурбаиx, D.; Рандицх, С.; Сарторетти, П.; Сиддиqуи, Х. I.; Соубиран, C.; Валетте, V.; Ван Лееуwен, Ф.; Wалтон, Н. А.; et al. (2016). „Гаиа Дата Релеасе 1. Суммарy оф тхе астрометриц, пхотометриц, анд сурвеy пропертиес”. Астрономy & Астропхyсицс. 595: А2. Бибцоде:2016А&А...595А...2Г. С2ЦИД 1828208. арXив:1609.04172  . дои:10.1051/0004-6361/201629512. 
  12. ^ Wаткинс, Лаура; et al. (мај 2018). „Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions”. The Astrophysical Journal. 873 (2): 118. Bibcode:2019ApJ...873..118W. S2CID 85463973. arXiv:1804.11348  . doi:10.3847/1538-4357/ab089f. 

Literatura уреди

Спољашње везе уреди

 
Звездана кинематика на Викимедијиној остави.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Zvezdana_kinematika&oldid=27675815”