Звёздная кинематика — раздел астрономии, изучающий кинематику или движение звёзд в пространстве. Предметом исследования кинематики звёзд включает в себя измерение скоростей звёзд Млечного Пути и его галактик-спутников наряду с измерением внутренней кинематики более далёких галактик. Определение кинематических свойств звёзд в различных компонентах Млечного Пути, включая тонкий диск, толстый диск, балдж и звёздное гало, предоставляет важную информацию о формировании и эволюции Галактики. Данные о кинематике также помогают обнаружить такие экзотические объекты, как гиперскоростные звёзды, наличие которых обычно объясняют результатом гравитационного взаимодействия двойной звезды и сверхмассивной чёрной дыры, Sgr A* в центре Галактики.
Звёздная кинематика связана (хотя и отличается) с предметом звёздной динамики, использующей теоретическое изучение или моделирование движений звёзд под действием гравитации. Модели звёздной динамики таких систем, как галактики или звёздные скопления, часто сопоставляют с кинематическими данными для исследования эволюции и распределения массы, а также для выявления наличия тёмной материи или сверхмассивных чёрных дыр по их гравитационному влиянию на орбиты звёзд.
Пространственная скорость
Компонента движения звезды к или от Солнца, известная как лучевая скорость, может быть измерена по смещению линий в спектре вследствие эффекта Доплера. Трансверсальную компоненту (или собственное движение) можно определить по серии определений положения объекта относительно более далёких объектов. При определении расстояния до звезды астрометрическими методами (такими как определение параллакса) можно определить пространственную скорость. При этом мы получим оценку движения звезды относительно Солнца или местного стандарта покоя. Местный стандарт покоя определяют как точку около современного положения Солнца, движущуюся по круговой орбите вокруг центра Галактики со скоростью, равной среднему значению для ближайших к Солнцу звёзд с малой дисперсией скоростей. Движение Солнца относительно МСП называется пекулярным движением Солнца.
Компоненты пространственной скорости Млечного Пути в галактической системе координат обычно обозначаются как U, V и W и измеряются в км/с, причём U положительно в направлении на центр Галактики, V положительно в направлении вращения Галактики, W положительно в направлении северного полюса Галактики. Пекулярное движение Солнца относительно МСП равно (U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) км/с, со статистической неопределённостью (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) км/с и систематической неопределённостью (1, 2, 0,5) км/с. (Заметим, что V на 7 км/с превышает оценку, полученную в 1999 году Дененом () и коллегами).
Звёзды Млечного Пути можно разделить на два типа населения в соответствии с металличностью или долей элементов тяжелее гелия. Среди ближайших звёзд было обнаружено, что население первого типа, то есть звёзды с большей металличностью, обладают меньшими радиальными скоростями, чем более старые представители второго типа населения. Последние находятся на эллиптических орбитах, наклонённых к плоскости Млечного Пути. Сравнение кинематических характеристик ближайших звёзд привело к обнаружение звёздных ассоциаций. Вероятно это группы звёзд, имеющих общее место рождения в гигантском молекулярном облаке.
В Млечном Пути существуют три основных кинематических компонента: диск, гало и балдж (с перемычкой). Эти компоненты тесно связаны со звёздными населениями Млечного Пути, образуя сильную корреляцию между параметрами движения и химическим составом. Гало можно разделить на внутреннее и внешнее, при этом внутреннее гало будет обладать упорядоченным движением в ту же сторону, что и вращение Млечного Пути, а внешнее гало будет обладать ретроградным движением.
Звёзды с высокими скоростями В зависимости от определения к звёздам с высокой скоростью относят звезды, двигающиеся со скоростью, на 65-100 км/с превышающей среднюю скорость звёзд в окрестности Солнца. Иногда скорость определяют как сверхзвуковую относительно окружающей межзвёздной среды. Существует три типа звёзд с высокими скоростями: убегающие звёзды, звёзды гало и гиперскоростные звёзды.
Убегающие звезды
Убегающей звездой является звезда, двигающаяся в пространстве с крайне высокой скоростью относительно окружающей межзвёздной среды. Собственное движение убегающей звезды зачастую указывает прямо от звёздной ассоциации, к которой раньше принадлежала убегающая звезда.
Существуют два возможных механизма образования убегающей звезды:
в первом сценарии тесное сближение двух двойных звёзд может привести к разрушению обеих систем, при этом некоторые звёзды могут быть выброшены с высокими скоростями; во втором сценарии вспышка сверхновой в кратной звёздной системе может привести к движению оставшихся компонентов с большими скоростямиBlaauw (1961), «On the origin of the O- and B-type stars with high velocities (the run-away stars), and some related problems» BAN 15, 265Tauris & Takens (1998), «Runaway velocities of stellar components originating from disrupted binaries via asymmetric supernova explosions» A&A 330, 1047. Хотя возможны оба механизма, но астрономы обычно рассматривают механизм возникновения убегающих звёзд при вспышках сверхновых.
Одним из примеров множества убегающих звёзд может служить случай AE Возничего, 53 Овна и мю Голубя, которые удаляются друг от друга со скоростями более 100 км/с (для сравнения, Солнце движется в Млечном Пути со скоростью, на 20 км/с превышающей среднюю местную скорость). Прослеживание движений данных звёзд в обратную сторону показало, что их траектории пересекались вблизи туманности Ориона около 2 миллионов лет назад. Петля Барнарда считается остатком сверхновой, приведшей к ускорению остальных звёзд.
Другим примером является рентгеновский источник Паруса X-1, в котором фотоцифровые технологии выявили наличие типичной сверхзвуковой ударной волны.
Звёзды гало Звёзды с высокими скоростями являются очень старыми звёздами, чьё движение сильно отличается от солнечного или от движения звёзд в солнечной окрестности, находящихся на схожих круговых орбитах вокруг центра Млечного Пути. Высокоскоростные звёзды обычно двигаются по эллиптическим орбитам вне плоскости Млечного Пути. Хотя полные скорости этих звёзд могут не превышать скорость Солнца, разница орбит приводит к высоким относительным скоростям.
Типичными примерами являются звёзды гало, проходящие сквозь диск Млечного Пути под большим углом. Одна из 45 ближайших звёзд, звезда Каптейна, является высокоскоростной звездой. Её наблюдаемая лучевая скорость равна −245 км/с, компоненты пространственной скорости равны U = 19 км/с, V = −288 км/с, W = −52 км/с.
Гиперскоростные звёзды Гиперскоростные звёзды (, HVS или HV) являются звёздами со скоростями, существенно отличающимися от ожидаемых для звезды при нормальном распределении звёзд в галактике. Подобные звёзды могут обладать настолько большими скоростями, что превосходят скорость убегания для галактики. Обычные звёзды Млечного Пути обладают скоростями порядка 100 км/с, а гиперскоростные звёзды, особенно вблизи центра Млечного Пути, обладают скоростями порядка 1000 км/с.
На существование гиперскоростных звёзд впервые указал Джек Хиллс в 1988 году, а затем их существование подтвердили Уоррен Браун, Маргарет Геллер, Скотт Кеньон и Майкл Курц в 2005 году. По состоянию на 2008 год было известно 10 несвязанных гиперскоростных звёзд, одна из которых считается происходящей из Большого Магелланова Облака. В дальнейшем измерения показали, что эта звезда всё же принадлежит Млечному Пути. Вследствие неопределённости распределения массы в Млечном Пути определение связанности гиперскоростной звезды затруднено. Пять дополнительно известных гиперскоростных звёзд могут не быть гравитационно связанными с Млечным Путём, 16 же считаются связанными. Ближайшая к Солнцу известная гиперскоростная звезда (HVS2) расположена на расстоянии 19 кпк от Солнца.
Считается, что около 1000 гиперскоростных звёзд существует в Млечном Пути.
Причины возникновения гиперскоростных звёзд Считается, что гиперскоростные звёзды возникают при тесных сближениях двойных звёзд со сверхмассивной чёрной дырой в центре Млечного Пути. Один из двух компонентов захватывается чёрной дырой, а другой вылетает с высокой скоростью. Захваченный компонент может перейти на орбиту вокруг чёрной дыры. Однако, это может происходить только в том случае, если двойная звезда падает прямо на чёрную дыру с очень далёкого расстояния, в других случаях звезда не наберёт необходимую скорость.
Гиперскоростные звёзды, созданные вспышками сверхновых, также могут существовать, однако более редко. В данном сценарии гиперскоростные звёзды выбрасываются из тесной двойной системы в результате вспышки сверхновой звезды-компаньона. Скорости выбросов достигают 770 км/с относительно галактической системы покоя, что возможно для поздних B-звёздTauris (2015), «Maximum speed of hypervelocity stars ejected from binaries» MNRAS Letters, in press. Данный механизм может объяснить причины возникновения высокоскоростных звёзд, выбрасываемых из диска Галактики.
Известные гиперскоростные звёзды являются звёздами главной последовательности с массами, в несколько раз превышающими солнечную. Гиперскоростные звёзды меньших масс также могут существовать, а кандидаты в гиперскоростные звёзды, являющиеся G/K-карликами уже были обнаружены.
Предполагалось, что гиперскоростные звёзды Млечного Пути являются результатом прохождения вращающейся карликовой галактики вблизи Млечного Пути. Когда карликовая галактика проходит наиболее близко к центру Млечного Пути, она испытывает сильное гравитационное возмущение. Энергия некоторых звёзд при этом меняется настолько сильно, что они освобождаются от карликовой галактики и улетают в свободное пространство.
Некоторые нейтронные звёзды могут двигаться с похожими скоростями. Они могут быть связаны со гиперскоростными звёздами и механизмом их выброса. Нейтронные звёзды представляют собой остатки вспышек сверхновой, а их экстремально высокие скорости, вероятно, являются результатом асимметричной вспышки сверхновой или потери компаньона при вспышке сверхновой. Нейтронная звезда RX J0822-4300, чья скорость по измерениям 2007 года составляет рекордные 1500 км/с (0,5 % c), вероятно была образована первым способом.
Некоторые типы сверхновых, как считается, возникают в случае, если белый карлик сталкивается со звездой-компаньоном и поглощает внешнее вещество звезды-компаньона. При этом обе звезды имеют очень высокие орбитальные скорости. Потеря массы белым карликом во время вспышки сверхновой приводит к тому, что звезда-компаньон покидает орбиту с прежней высокой скоростью в несколько сотен км/с, становясь гиперскоростной звездой. Остаток сверхновой превращается в быстро двигающуюся нейтронную звезду. Вероятно, данный механизм является наиболее вероятной причиной возникновения большей части гиперскоростных звёзд и быстрых нейтронных звёзд.
Примеры гиперскоростных звёзд По состоянию на 2014 год было известно 20 гиперскоростных звёзд: HVS 1 — (SDSS J090744.99+024506.8) — первая открытая гиперскоростная звезда, HVS 2 — (SDSS J093320.86+441705.4) или (US 708), HVS 3 — (HE 0437-5439) возможно, происходит из Большого Магелланова Облака, 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), TYC 8840-1782-1.
Кинематические группы