Cinemática estelar

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, incluyendo 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, las cuales 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 . La dinámica estelar se ocupa del estudio teórico o la modelización de los movimientos de las estrellas bajo la influencia de la gravedad . Los modelos dinámicos estelares de sistemas como galaxias o cúmulos estelares se comparan o contrastan con datos cinemáticos estelares 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 gravitacional en las órbitas estelares.

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 debe determinarse mediante una serie de mediciones de posición con respecto a objetos más distantes. Una vez que se determina la distancia a una estrella mediante métodos astrométricos como la paralaje , se puede calcular la velocidad espacial. ^{[ 2 ]} Este es el movimiento real de la estrella con respecto al Sol o al estándar local de reposo (LSR). Este último se suele tomar como una posición en la ubicación actual del Sol que sigue una órbita circular alrededor del centro galáctico a la velocidad media de las estrellas cercanas con baja dispersión de velocidad. ^{[ 3 ]} El movimiento del Sol con respecto al LSR se denomina "movimiento solar peculiar".

Los componentes de la velocidad espacial en el sistema de coordenadas galácticas de la Vía Láctea se designan generalmente como U, V y W, expresados ​​en km/s, con 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 al LSR 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 la estimada en 1998 por Dehnen et al. ^{[ 6 ]} )

La cinemática estelar proporciona información astrofísica importante sobre las estrellas y las galaxias en las que residen. Los datos de 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. ^{[ 7 ] [ 8 ]} 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 proporcionan evidencia de materia oscura . Ambos casos se derivan del hecho clave de que la cinemática estelar puede relacionarse con el potencial general en el que están ligadas las estrellas. Esto significa que si se realizan mediciones precisas de la cinemática estelar de una estrella o grupo de estrellas que orbitan en una región determinada de una galaxia, se puede inferir el potencial gravitatorio y la distribución de masa, 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 del 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 una modelización precisa, es posible obtener una imagen de la rotación del disco de la Vía Láctea . El carácter local de la rotación galáctica en la vecindad solar se resume en las constantes de Oort . ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]}
• 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 suelen estar ubicadas en regiones específicas de las galaxias. Por ejemplo, dentro de la Vía Láctea , hay tres componentes principales, cada uno con su propia cinemática estelar distintiva: el disco , el halo y el bulbo o barra . Estos grupos cinemáticos están estrechamente relacionados con las poblaciones estelares en 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${\displaystyle \mathrm {V} =220~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$y una velocidad RMS ( raíz cuadrática media ) relativa a esta velocidad de${\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =50~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$. Para las estrellas de población de bulbo, las velocidades están orientadas aleatoriamente con una velocidad RMS relativa mayor de${\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =150~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$y ninguna velocidad circular neta. ^{[ 12 ]} El halo estelar galáctico está formado por estrellas con órbitas que se extienden hasta las regiones exteriores de la galaxia. Algunas de estas estrellas orbitarán continuamente lejos del centro galáctico, mientras que otras se encuentran en trayectorias que las llevan a diversas distancias del centro galáctico. Estas estrellas tienen poca o ninguna rotación promedio. 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 puede inferirse de su cinemática y sus bajas metalicidades. El halo puede subdividirse aún más en un halo interior y un halo exterior, con el halo interior teniendo un movimiento neto progrado con respecto a la Vía Láctea y el exterior un movimiento neto retrógrado . ^{[ 13 ]}
• Galaxias externas : Las observaciones espectroscópicas de galaxias externas permiten caracterizar los movimientos globales de las estrellas que contienen. Si bien estas poblaciones estelares en galaxias externas generalmente no se resuelven al nivel que permite rastrear el movimiento de estrellas individuales (excepto en las galaxias más cercanas), las mediciones de la cinemática de la población estelar integrada a lo largo de la línea de visión proporcionan información que incluye la velocidad media y la dispersión de velocidad , las cuales pueden usarse para inferir la distribución de masa dentro de la galaxia. La medición de la velocidad media en función de la posición proporciona información sobre la rotación de la galaxia, con regiones distintas de la galaxia que presentan desplazamiento al rojo / azul en relación con la velocidad sistémica de la galaxia .
• Distribuciones de masa : 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 masa de la Vía Láctea u otras galaxias. Esto se logra combinando mediciones cinemáticas con modelos dinámicos.

En 2018, la publicación de datos de Gaia 2 (GAIA DR2) marcó un avance significativo en la cinemática estelar, ofreciendo un rico conjunto de datos de mediciones precisas. Esta publicación incluyó datos detallados de cinemática estelar y 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${\displaystyle G=21}$y un límite brillante de${\displaystyle G\approx }$${\displaystyle 3}$^{[ 14 ]} Además , el conjunto de datos completo de Gaia permitió la medición de movimientos propios absolutos en galaxias esferoidales enanas cercanas , sirviendo como indicadores cruciales para comprender la distribución de masa dentro de la Vía Láctea. ^{[ 15 ]} GAIA DR3 mejoró la calidad de los datos publicados anteriormente al proporcionar parámetros astrofísicos detallados. ^{[ 16 ]} Si bien GAIA DR4 completo aún no se ha revelado, la última versión ofrece información mejorada sobre enanas blancas, estrellas hiperveloces , lentes gravitacionales cosmológicas y la historia de fusiones de la Galaxia . ^{[ 17 ]}

Las estrellas dentro de las galaxias pueden clasificarse según su cinemática. Por ejemplo, las estrellas de la Vía Láctea pueden subdividirse en dos poblaciones generales, según su metalicidad , o proporción de elementos con números atómicos superiores al helio. Entre las estrellas cercanas, se ha descubierto que las estrellas de población I con mayor metalicidad generalmente se ubican en el disco estelar, mientras que las estrellas más antiguas de población II se encuentran en órbitas aleatorias con poca rotación neta. ^{[ 18 ]} Estas últimas tienen órbitas elípticas inclinadas con respecto al plano de la Vía Láctea. ^{[ 18 ]} La comparación de la cinemática de estrellas cercanas también ha llevado a la identificación de asociaciones estelares . Estas son probablemente grupos de estrellas que comparten un punto de origen común en nubes moleculares gigantes. ^{[ 19 ]}

Hay muchas formas adicionales de clasificar las estrellas según sus componentes de velocidad medidas, 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 gravitatorio suavizado de todas las demás estrellas y otra masa dentro de la galaxia juega un papel dominante en la determinación del movimiento estelar. ^{[ 20 ]} La cinemática estelar puede proporcionar información sobre la ubicación donde se formó la estrella dentro de la galaxia. Las mediciones de la cinemática de una estrella individual pueden identificar estrellas que son valores 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 aquella que se mueve a una velocidad superior a 65  km/s a 100  km/s con respecto al movimiento promedio de las demás estrellas de su vecindad. A veces, la velocidad también se define como supersónica con respecto al medio interestelar circundante. Existen tres tipos de estrellas de alta velocidad: estrellas fugitivas, estrellas de halo y estrellas hiperveloces. Jan Oort estudió las estrellas de alta velocidad y, a partir de sus datos cinemáticos, predijo que estas estrellas tienen una velocidad tangencial muy baja. ^{[ 21 ]}

Estrellas fugitivas

Una estrella fugitiva es aquella que se desplaza por el espacio a una velocidad anormalmente alta en relación con el medio interestelar circundante . El movimiento propio de una estrella fugitiva suele apuntar exactamente en dirección opuesta a la asociación estelar a la que pertenecía antes de ser expulsada.

Entre los mecanismos que pueden dar lugar a una estrella fugaz se incluyen:

• Las interacciones gravitacionales entre estrellas en un sistema estelar pueden provocar grandes aceleraciones en una o más de las estrellas involucradas. En algunos casos, incluso pueden ser expulsadas. ^{[ 22 ]} Esto puede ocurrir en sistemas estelares aparentemente estables de solo tres estrellas, como se describe en estudios del problema de los tres cuerpos en la teoría gravitacional. ^{[ 23 ]}
• Una colisión o encuentro cercano entre sistemas estelares, incluidas las galaxias, puede provocar la desintegración de ambos sistemas, con algunas estrellas aceleradas a altas velocidades o incluso expulsadas. Un ejemplo a gran escala es la interacción gravitacional entre la Vía Láctea y la Gran Nube de Magallanes . ^{[ 24 ]}
• Una explosión de supernova en un sistema estelar múltiple puede acelerar tanto el remanente de la supernova como las estrellas restantes a altas velocidades. ^{[ 25 ] [ 26 ]}

Diversos mecanismos pueden acelerar una misma estrella fugitiva. Por ejemplo, una estrella masiva que fue expulsada originalmente debido a interacciones gravitacionales con sus vecinas estelares puede convertirse en supernova, produciendo un remanente cuya velocidad está modulada por el impulso de la supernova. Si esta supernova ocurre muy cerca de otras estrellas, es posible que genere más estrellas fugitivas en el proceso.

Un ejemplo de un conjunto de estrellas fugitivas relacionadas es el caso de AE ​​Aurigae , 53 Arietis y Mu Columbae , que se alejan entre sí a velocidades superiores a 100  km/s (en comparación, el Sol se mueve a través de la Vía Láctea unos 20  km/s más rápido que el promedio local). Si se siguen sus trayectorias, se observa que se cruzan cerca de la Nebulosa de Orión hace aproximadamente 2  millones de años. Se cree que el Bucle de Barnard es el remanente de la supernova que lanzó a las otras estrellas.

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

Estrellas Halo

Las estrellas del halo son estrellas muy antiguas con baja metalicidad ^{[ 27 ]} y no siguen órbitas circulares alrededor del centro de la Vía Láctea dentro de su disco. En cambio, las estrellas del halo viajan en órbitas elípticas, a menudo inclinadas con respecto al 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 del disco, sus diferentes trayectorias dan como resultado altas velocidades relativas.

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

estrellas hiperveloces

Las estrellas hiperveloces (designadas como HVS o HV en los catálogos estelares) tienen velocidades sustancialmente mayores que el resto de la población estelar de una galaxia. Algunas de estas estrellas pueden incluso superar la velocidad de escape de la galaxia. ^{[ 28 ]} 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 lejos. 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 predijo por primera vez la existencia de HVS en 1988. ^{[ 29 ]} Esto fue confirmado posteriormente en 2005 por Warren Brown, Margaret Geller , Scott Kenyon y Michael Kurtz . ^{[ 30 ]} A partir de 2008,Se conocían 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 . ^{[ 31 ]} Mediciones posteriores ubicaron su origen dentro de la Vía Láctea. ^{[ 32 ]} 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 podrían no estar ligadas a la Vía Láctea, y se cree que 16 HVS están ligadas. La HVS conocida más cercana actualmente (HVS2) está a unos 19 kpc del Sol. 

A fecha de 1 de septiembre de 2017  Se han observado aproximadamente 20 estrellas hiperveloces. Aunque la mayoría de ellas se observaron en el hemisferio norte , existe la posibilidad de que haya estrellas hiperveloces observables únicamente desde el hemisferio sur . ^{[ 33 ]}

Se cree que existen alrededor de 1000 estrellas hiperveloces en la Vía Láctea. ^{[ 34 ]} Considerando que hay alrededor de 100 mil millones de estrellas en la Vía Láctea , esto es 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. ^{[ 35 ]} Sin embargo, los candidatos a estrellas hiperveloces distantes son más prometedores. ^{[ 36 ]}

En marzo de 2019, se informó que LAMOST-HVS1 era una estrella hiperveloz confirmada, eyectada del disco estelar de la Vía Láctea. ^{[ 37 ]}

En julio de 2019, los astrónomos informaron del descubrimiento de una estrella de tipo A, S5-HVS1 , que viaja a 1755 km/s (3 930 000 mph) , más rápido que cualquier otra estrella detectada hasta el momento. La estrella se encuentra en la constelación de Grus (o Grulla) en el hemisferio sur y está a unos 29 000 años luz (1,8 × 10⁹ ^UA ) de la Tierra. Es posible que haya sido expulsada de la Vía Láctea tras interactuar con Sagitario A* , el agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. ^{[ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]}    

Origen de las estrellas hiperveloces

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 . Una de las dos estrellas es capturada gravitacionalmente por el agujero negro (en el sentido de que entra en órbita a su alrededor), mientras que la otra escapa a gran velocidad, convirtiéndose en un HVS. Conocido como el mecanismo de Hills , este proceso es análogo a la captura y expulsión de objetos interestelares por una estrella.

También es posible que se produzcan HVS inducidos por supernovas, aunque presumiblemente son raros. En este escenario, un HVS es expulsado de un sistema binario cercano como resultado de la explosión de supernova de la estrella compañera.  Para las estrellas B de tipo tardío, son posibles velocidades de eyección de hasta 770 km/s, medidas desde el sistema de referencia galáctico. ^{[ 43 ]} Este mecanismo puede explicar el origen de los HVS que son expulsados ​​del disco galáctico.

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

Algunas estrellas hipervariables podrían haberse originado a partir de una galaxia enana desintegrada. Cuando esta se acercó al centro de la Vía Láctea, algunas de sus estrellas se desprendieron y fueron lanzadas al espacio debido al efecto de honda gravitacional . ^{[ 44 ]}

Se infiere 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 remanentes de explosiones de supernovas , y sus velocidades extremas son muy probablemente el resultado de una explosión de supernova asimétrica o 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 en 2007 el Observatorio de Rayos X Chandra midió que se movía a una velocidad récord de más de 1500  km/s (0,5 % de la velocidad de la luz ) , se produjo de la primera manera. ^{[ 45 ]}

Una teoría sobre el origen de las supernovas de tipo Ia postula la fusión de 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, deja de estar ligada gravitacionalmente a su compañera destruida, lo que provoca que abandone el sistema como una estrella hiperveloz con una velocidad orbital previa a la explosión de entre 1000 y 2500  km/s. En 2018, se descubrieron tres de estas estrellas utilizando datos del satélite Gaia. ^{[ 46 ]}

Lista parcial de HVS

En 2014, se conocían veinte HVS.^{[ 47 ] [ 34 ]}

• HVS 1 – ( SDSS J090744.99+024506.8 ) (también conocida como La Estrella Marginada) – la primera estrella hiperveloz descubierta ^{[ 30 ]}
• HVS 2 – (SDSS J093320.86+441705.4 o US 708 )
• HVS 3 – ( HE 0437-5439 ) – posiblemente de la Gran Nube de Magallanes ^{[ 31 ]}
• 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 )
• CWISE J1249+3621
• RX J0822−4300
• S5-HVS1

Un conjunto de estrellas con movimientos espaciales y edades similares se conoce como grupo cinemático. ^{[ 48 ]} Estas son estrellas que podrían compartir un origen común, como la evaporación de un cúmulo abierto , los restos de una región de formación estelar o colecciones de explosiones de formación estelar superpuestas en diferentes períodos de tiempo en regiones adyacentes. ^{[ 49 ]} La mayoría de las estrellas nacen dentro de nubes moleculares conocidas como viveros estelares . Las estrellas formadas dentro de una nube de este tipo componen cúmulos abiertos ligados 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 ligados 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 pertenecen a un grupo cinemático porque comparten la misma edad, metalicidad y cinemática ( velocidad radial y movimiento propio ). Dado que las estrellas de un grupo en movimiento se formaron cerca unas de otras y casi al mismo tiempo a partir de la misma nube de gas, aunque posteriormente fueron desintegradas por fuerzas de marea, comparten características similares. ^{[ 50 ]}

Asociaciones estelares

Una asociación estelar es un cúmulo estelar muy disperso , cuyas estrellas comparten un origen común y aún se mueven juntas por el espacio, pero se han desvinculado gravitacionalmente. Las asociaciones se identifican principalmente por sus vectores de movimiento y edades comunes. La identificación por composición química también se utiliza para determinar la pertenencia a una asociación.

Las asociaciones estelares fueron descubiertas por primera vez por el astrónomo armenio Viktor Ambartsumian en 1947. ^{[ 51 ]} El nombre convencional para una asociación utiliza los nombres o abreviaturas de la constelación (o constelaciones) en la que se encuentran; el tipo de asociación y, a veces, un identificador numérico.

Tipos

Viktor Ambartsumian fue el primero en clasificar las asociaciones estelares en dos grupos, OB y ​​T, basándose en las propiedades de sus estrellas. ^{[ 51 ]} Posteriormente , Sidney van den Bergh sugirió una tercera categoría, R, para las asociaciones que iluminan nebulosas de reflexión . ^{[ 52 ]} Las asociaciones OB, T y R forman un continuo de agrupaciones estelares jóvenes. Sin embargo, actualmente no se sabe con certeza si constituyen una secuencia evolutiva o si representan algún otro factor en juego. ^{[ 53 ]} Algunos grupos también muestran propiedades tanto de las asociaciones OB como de las T, por lo que la clasificación no siempre es clara.

asociaciones de obstetricia

Las asociaciones jóvenes contienen entre 10 y 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 pequeño volumen dentro de una nube molecular gigante . Una vez que el polvo y el gas circundantes se dispersan, las estrellas restantes se desligan y comienzan a alejarse. ^{[ 54 ]} Se cree que la mayoría de todas las estrellas de la Vía Láctea se formaron en asociaciones OB. ^{[ 54 ]} Las estrellas de clase O son de corta vida y se extinguen 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 de la asociación habrán consumido todo su combustible en diez millones de años. (Compárese esto con la edad actual del Sol , de unos cinco mil millones de años).

El satélite Hipparcos proporcionó mediciones que localizaron una docena de asociaciones OB dentro de 650 pársecs del Sol. ^{[ 55 ]} La asociación OB más cercana es la asociación Escorpio-Centauro , ubicada a unos 400 años luz del Sol . ^{[ 56 ]}

También se han encontrado asociaciones OB en la Gran Nube de Magallanes y la Galaxia de Andrómeda . Estas asociaciones pueden ser bastante dispersas, abarcando un diámetro de 1500 años luz. ^{[ 19 ]}

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 pársecs del Sol. ^{[ 57 ]} 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 nebulosas de reflexión se denominan asociaciones R , nombre sugerido por Sidney van den Bergh tras descubrir que las estrellas de estas nebulosas tenían una distribución no uniforme. ^{[ 52 ]} Estas agrupaciones estelares jóvenes contienen estrellas de la secuencia principal que no son lo suficientemente masivas como para dispersar las nubes interestelares en las que se formaron. ^{[ 53 ]} Esto permite a los astrónomos examinar las propiedades de la nube oscura circundante. Debido a que las asociaciones R son más abundantes que las asociaciones OB, pueden utilizarse para trazar la estructura de los brazos espirales galácticos. ^{[ 58 ]} Un ejemplo de asociación R es Monoceros R2 , situada a 830 ± 50 pársecs del Sol. ^{[ 53 ]}

Grupos en movimiento

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

Los grupos móviles fueron estudiados intensamente por Olin Eggen en la década de 1960. ^{[ 59 ]} López-Santiago et al. compilaron una lista de los grupos móviles jóvenes más cercanos . ^{[ 48 ]} El más cercano es el Grupo Móvil de la Osa Mayor , que incluye todas las estrellas del asterismo del Carro Mayor, excepto Dubhe y Alkaid . Está lo suficientemente cerca como para que el Sol se encuentre en sus bordes exteriores, sin formar parte del grupo. Por lo tanto, aunque los miembros se concentran en declinaciones cercanas a 60°N, algunos atípicos se encuentran tan lejos en el cielo como Triangulum Australe a 70°S.

La lista de grupos jóvenes en movimiento está en constante evolución. La  herramienta Banyan Σ ^{[ 60 ]} actualmente enumera 29  grupos jóvenes en movimiento cercanos ^{[ 62 ] [ 61 ]} Las adiciones recientes a los grupos en movimiento cercanos son la Asociación Volans-Carina (VCA), descubierta con Gaia , ^{[ 63 ]} y la Asociación Argus (ARG), confirmada con Gaia. ^{[ 64 ]} Los grupos en movimiento a veces pueden subdividirse aún más en grupos más pequeños y distintos. Se encontró que el complejo de la Gran Asociación Joven Austral (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. ^{[ 65 ]}

Los grupos jóvenes en movimiento tienen edades bien conocidas y pueden respaldar la caracterización de objetos con edades difíciles de estimar , como las enanas marrones . ^{[ 66 ]} Los miembros de grupos jóvenes en movimiento cercanos también son candidatos para discos protoplanetarios directamente observados , como TW Hydrae o exoplanetas directamente observados , como Beta Pictoris b o GU Psc b .

Corrientes estelares

Una corriente estelar es una asociación de estrellas que orbitan una galaxia y que adoptan la apariencia de una corriente alargada de estrellas. Las estrellas que forman parte de las corrientes estelares a menudo fueron alguna vez parte de un cúmulo globular o una galaxia enana . Sin embargo, su sistema original ha sido ahora desgarrado y estirado por las fuerzas de marea de la galaxia más grande. ^{[ 67 ] [ 68 ]} Las corrientes estelares son cruciales para la comprensión de la interacción galáctica . Muestran la historia de esa galaxia y que las interacciones entre galaxias aún ocurren en el Universo moderno . El estudio de las corrientes estelares a menudo se limitaba a aquellas que son locales, orbitando alrededor de la Vía Láctea. ^{[ 69 ]}

Corrientes de cúmulos globulares

Las corrientes estelares que se originan en cúmulos globulares se conocen como corrientes de cúmulos globulares ( corrientes CG ). Este parece ser un fenómeno común, ya que muchas corrientes estelares alrededor de la Vía Láctea se originan a partir de cúmulos globulares disueltos por fuerzas de marea. Esto provocó una pérdida de masa significativa en el cúmulo, cambiando drásticamente sus propiedades y su entorno. ^{[ 70 ]} Observatorios astronómicos como el Observatorio Vera C. Rubin y el Telescopio Espacial Nancy Grace Roman tienen el potencial de detectar hasta ~1000 corrientes de cúmulos globulares alrededor de la Vía Láctea. ^{[ 71 ]}

Estos objetos son importantes para el estudio, ya que permiten rastrear subhalos de materia oscura de baja masa , siendo algunos de los trazadores más sensibles de los mismos. El análisis conjunto de toda la población de la corriente impone fuertes restricciones sobre la masa y la naturaleza de estos halos y de la propia materia oscura . ^{[ 72 ]}

El sol, llevando consigo todo el Sistema Solar, orbita el centro de masa de la galaxia a una velocidad media de 230  km/s (828 000  km/h), ^{[ 76 ]} tardando entre 220 y 250  millones de años terrestres en completar una revolución (un año galáctico ), habiéndolo hecho unas 20 veces desde la formación del sol. ^{[ 77 ] [ 78 ]} La dirección del movimiento del sol, el ápice solar , está aproximadamente en la dirección de la estrella Vega . ^{[ 79 ]} En el pasado, es probable que el sol se moviera a través de la Superburbuja de Orión-Eridano , antes de entrar en la Burbuja Local. ^{[ 80 ]}

Un modelo simple del movimiento de una estrella en la galaxia da como resultado las coordenadas galácticas X , Y y Z (coordenadas rotatorias de modo que el centro de la galaxia siempre esté en la dirección X ):

$${\displaystyle X(t)=X(0)+{\frac {U(0)}{\kappa }}\sin(\kappa t)+{\frac {V(0)}{2B}}(1-\cos(\kappa t))}$$

$${\displaystyle Y(t)=Y(0)+2A\left(X(0)+{\frac {V(0)}{2B}}\right)t-{\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\sin(\kappa t)+{\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)(1-\cos(\kappa t))}$$

$${\displaystyle Z(t)={\frac {W(0)}{\nu }}\sin(\nu t)+Z(0)\cos(\nu t)}$$

donde U , V y W son las velocidades respectivas con respecto al estándar local de reposo , A y B son las constantes de Oort ,${\displaystyle \Omega _{0}=A-B}$es la velocidad angular de rotación galáctica para el estándar de reposo local,${\displaystyle \kappa ={\sqrt {-4\Omega _{0}B}}}$es la "frecuencia epicíclica" y ν es la frecuencia de oscilación vertical. ^{[ 81 ]} Para el sol, los valores actuales de U , V y W utilizados en la referencia fueron${\displaystyle (U(0),V(0),W(0))=(10.00,5.25,7.17)}$km/s, aunque estimaciones más recientes son${\displaystyle (11.1,12.24,7.25),}$y las estimaciones para las otras constantes son A  =  15,5  km/s/ kpc , B  =  −12,2  km/s/kpc, κ  =  37  km/s/kpc y ν = 74  km/s/kpc. Tomamos X (0) e Y (0) como cero y se estima que Z (0) es 17 pársecs. ^{[ 82 ]} Este modelo implica que el sol circula alrededor de un punto que a su vez gira alrededor de la galaxia. El período de la circulación del sol alrededor del punto es${\displaystyle 2\pi /\kappa }$. lo que equivale a 166  millones de años, menos que el tiempo que tarda el punto en dar la vuelta a la galaxia. En las coordenadas ( X, Y ), el sol describe una elipse alrededor del punto, cuya longitud en la dirección Y , utilizando los valores más recientes de U, V y W, es

$${\displaystyle 2\times {\sqrt {\left({\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)\right)^{2}+\left({\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\right)^{2}}}\approx 1760{\text{ parsec}}.}$$

y cuyo ancho en la dirección X es

$${\displaystyle 2\times {\sqrt {\left({\frac {U(0)}{\kappa }}\right)^{2}+\left({\frac {V(0)}{2B}}\right)^{2}}}\approx 1170{\text{ parsec}}}$$

(Compárese esto con la distancia del sol al centro de la galaxia, alrededor de 7 u 8 kiloparsecs). La relación entre la longitud y el ancho de esta elipse, la misma para todas las estrellas de nuestra vecindad, es${\displaystyle 2\Omega /\kappa \approx 1.50.}$ El punto móvil se encuentra actualmente en

$${\displaystyle X={\frac {V(0)}{2B}}=-502{\text{ parsec}}}$$

$${\displaystyle Y={\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)=455{\text{ parsec}}.}$$

La oscilación en la dirección Z toma el sol

$${\displaystyle {\sqrt {\left({\frac {W(0)}{\nu }}\right)^{2}+Z(0)^{2}}}=99{\text{ parsec}}}$$

"al norte" del plano galáctico y a la misma distancia "al sur" del mismo, con un período de${\displaystyle 2\pi /\nu }$o 83  millones de años, aproximadamente 2,7 veces por órbita. ^{[ 83 ]} Aunque${\displaystyle 2\pi /\Omega _{0}}$es 222  millones de años, el valor de${\displaystyle \Omega }$en el punto alrededor del cual gira el sol, suponiendo 8 kiloparsecs como distancia al centro de la galaxia.${\displaystyle R_{0},}$es

$${\displaystyle \Omega \approx \Omega _{0}-{\frac {2A}{R_{0}}}\Delta X\approx 26{\text{ km/s/kpc}},}$$

correspondiente a unos 240  millones de años (ver constantes de Oort ), y este es el tiempo que tarda el punto en dar una vuelta completa a la galaxia. Otras estrellas con el mismo valor de${\displaystyle X+V/(2B)}$Tienen que tardar el mismo tiempo en dar la vuelta a la galaxia que el sol y, por lo tanto, permanecer en la misma proximidad general que el sol.

Según este modelo, las componentes de la velocidad del sol con respecto al estándar de reposo local son:

$${\displaystyle U(t)={\frac {dX(t)}{dt}}=U(0)\cos(\kappa t)+{\frac {\kappa V(0)}{2B}}\sin(\kappa t))}$$

$${\displaystyle V(t)={\frac {dY(t)}{dt}}-2AX(t)=V(0)\cos(\kappa t)-{\frac {2B}{\kappa }}U(0)\sin(\kappa t)}$$

$${\displaystyle W(t)={\frac {dZ(t)}{dt}}=W(0)\cos(\nu t)-\nu Z(0)\sin(\nu t)}$$

La velocidad

$${\displaystyle {\sqrt {U(t)^{2}+V(t)^{2}+W(t)^{2}}}}$$

es, por lo tanto, una función cuasiperiódica con valores en el rango${\displaystyle {\sqrt {U(0)^{2}+\kappa ^{2}V(0)^{2}/(2B)^{2}}}}$(alrededor de 14  km/s) a${\displaystyle {\sqrt {V(0)^{2}+(2B)^{2}U(0)^{2}/\kappa ^{2}+W(0)^{2}+\nu ^{2}Z(0)^{2}}}}$(alrededor de 23  km/s), con un valor actual de alrededor de 18  km/s.

Cabe señalar que este modelo no tiene en cuenta que las "constantes" de Oort y Ω disminuyen con la distancia al centro de la galaxia.

La órbita del Sol alrededor de la Vía Láctea se ve perturbada debido a la distribución de masa no uniforme en la Vía Láctea, como la que existe dentro y entre los brazos espirales galácticos. Se ha argumentado que el paso del Sol a través de los brazos espirales de mayor densidad a menudo coincide con extinciones masivas en la Tierra, quizás debido a un aumento de los eventos de impacto . ^{[ 84 ]} El Sistema Solar tarda entre 225 y 250  millones de años en completar una órbita a través de la Vía Láctea (un año galáctico ), ^{[ 78 ]} por lo que se cree que ha completado entre 20 y 25 órbitas durante la vida del Sol. La velocidad orbital del Sistema Solar alrededor del centro de la Vía Láctea es de aproximadamente 251  km/s (156  mi/s). ^{[ 85 ]} A esta velocidad, el Sistema Solar tarda alrededor de 1190 años en recorrer una distancia de 1 año luz, o 7 días en viajar1  UA . ^{[ 86 ]}

• Astrometría
• Gaia (nave espacial)
• Hipparcos
• problema de n cuerpos
• remanente de clúster abierto
• Lista de asociaciones estelares y grupos de mudanzas cercanos
• Asociación estelar

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• Entrada en la Enciclopedia de Astrobiología, Astronomía y Vuelos Espaciales
• Dos estrellas exiliadas abandonan nuestra galaxia para siempre.
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• https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/ Archivado el 6 de marzo de 2023 en Wayback Machine
• Jóvenes grupos cinemáticos estelares , David Montes, Departamento de Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid.