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Hay varios factores importantes que se tienen en cuenta al tratar de determinar si un grupo de estrellas son en realidad del mismo cúmulo estelar, grupo en movimiento o asociación:

• Cinemática. ¿Parece que todas las estrellas se mueven aproximadamente en la misma dirección, con velocidades similares?
• Años. ¿Son todas las estrellas similares en edad?
• Composición. ¿Muestran las estrellas abundancias elementales relativamente similares?

Si las estrellas cumplen con estos tres criterios, debería ser seguro asumir que todas se formaron juntas y estuvieron unidas gravitacionalmente en algún momento (incluso si no lo están hoy).

Tipos de grupos cinemáticos

En el nivel más básico, está preguntando cómo averiguar si un conjunto de estrellas son parte del mismo grupo cinemático o asociación cinemática , lo que significa que todas las estrellas se mueven juntas, incluso si no están unidas gravitacionalmente durante mucho tiempo. escalas de tiempo Hay varios tipos diferentes de grupos cinemáticos, y aquí, por cierto, excluyo los cúmulos globulares.

• Cúmulo abierto: un cúmulo de estrellas que se formaron juntas y están unidas gravitacionalmente. Los cúmulos abiertos son generalmente muy jóvenes.
• Asociación estelar: un cúmulo muy suelto de estrellas, gravitacionalmente independientes, que se formaron juntas. Esta es a menudo una forma más evolucionada de un cúmulo abierto.
• Grupo en movimiento: Esencialmente lo mismo que una asociación estelar, aunque generalmente más antiguo y quizás más disperso.

De lo que estás hablando es de un grupo cinemático, un término que usaré para describir tanto las asociaciones estelares como los grupos en movimiento. Lo que importa es que las estrellas se formaron juntas y se mueven juntas; la edad realmente no importa, aunque supongo que estás hablando de estrellas más antiguas. Por cierto, los subtipos particulares de asociaciones cinemáticas son las asociaciones OB (compuestas por estrellas masivas) y las corrientes estelares (los restos de una galaxia satélite destruida por las fuerzas de las mareas).

Cinemática

Estas asociaciones cinemáticas deberían mostrar el mismo movimiento propio , es decir, deberían parecer permanecer juntas mientras se mueven por el cielo. Al determinar sus velocidades radiales, los componentes de sus velocidades hacia o desde la Tierra, los astrónomos pueden calcular el movimiento de las estrellas en tres dimensiones.

Esto se usa comúnmente para encontrar los miembros de una asociación estelar o un grupo en movimiento, y se puede hacer simplemente usando un telescopio y un espectrógrafo, aunque lleva tiempo notar un movimiento propio significativo. También se puede aplicar a sistemas más pequeños; por ejemplo, Deacon et al. (2016) mostró que 2MASS J2126-8140 probablemente esté vinculado a la enana roja TYC 9486-927-1. Esto implicó estudiar el movimiento del$\beta$grupo de movimiento Pictoris, la asociación Tucana-Horologium y la asociación TW Hydrae.

Método:

1. Observe las estrellas durante varias noches para seguir su movimiento propio.
2. Tome medidas de velocidad radial utilizando un espectrógrafo.
3. Desproyecte los resultados y cree un modelo tridimensional de los movimientos de las estrellas.

^{Parte de la Figura 5, Deacon et al. (2016). Se consideraron los movimientos de tres asociaciones cinemáticas (asociación Tucana Horologium en verde, grupo móvil AB Doradus en rojo y grupo móvil Beta Pictoris en azul), junto con 2MASS J2126-8140 (triángulos morados) y TYC 9486-927-1 (diamantes tostados). ).}

Digamos que el cambio en la ascensión recta de la estrella por año y el cambio en la declinación de la estrella por año son$\mu_{\alpha}$y$\mu_{\delta}$, respectivamente. Entonces las velocidades en esas dos direcciones son

$$v_{\alpha}=4.74\left(\frac{d}{\text{parsec}}\right)\left(\frac{\mu_{\alpha}}{\text{arcsec yr}^{-1}}\right)\text{ km/s},\quad v_{\delta}=4.74\left(\frac{d}{\text{parsec}}\right)\left(\frac{\mu_{\delta}}{\text{arcsec yr}^{-1}}\right)\text{ km/s},\quad$$ dónde$d$es la distancia a la estrella. Podemos determinar la componente radial de la velocidad,$v_r$, por $$v_r=3\times10^5\frac{\Delta\lambda}{\lambda}\text{ km/s}$$ Esto se puede calcular midiendo el cambio en la longitud de onda ($\Delta\lambda$) del centro de una línea espectral dada ($\lambda$) debido al desplazamiento Doppler. Tenga en cuenta que se deben aplicar las correcciones debido a una estrella binaria.

una vez que sepas$v_{\alpha}$,$v_{\delta}$y$v_r$para una colección dada de estrellas, puede verificar y ver si todas las estrellas tienen componentes similares. Si no se conoce la distancia, incluso podría simplemente mirar$\mu_{\alpha}$y$\mu_{\delta}$en vez de$v_{\alpha}$y$v_{\delta}$.

Años

A menudo se asume que los miembros de una asociación cinemática se formaron aproximadamente al mismo tiempo, aunque ocurrieron múltiples ondas discretas de formación estelar. La edad de una estrella individual se puede determinar de varias maneras. Estos normalmente implican medir su masa y otras propiedades, y modelar la evolución de dicha estrella a lo largo del tiempo, comparando el modelo en diferentes edades con la estrella objetivo. Existen otros métodos, como girocronología , pero no estoy seguro de cuán ampliamente se usan.

Otro enfoque consiste en estudiar la edad del supuesto grupo en movimiento como un todo. Esto se puede hacer trazando las estrellas en un diagrama de Hertzsprung-Russell. Si el grupo tiene la edad suficiente, algunas de las estrellas deberían haber dejado la secuencia principal, formando lo que se llama una "rodilla" en el diagrama, o un "punto de desvío": el punto de la secuencia principal más allá del cual todas las estrellas de la asociación. han evolucionado fuera de la secuencia principal. Si una estrella aparece más allá de la rodilla, entonces, salvo la posibilidad de un rezagado azul , es poco probable que forme parte del grupo.

Método:

1. Determine la masa de la estrella si es posible, a menudo observando su movimiento y el de una compañera binaria.
2. Tome espectros de la estrella y determine sus otras propiedades físicas.
3. Modele la evolución de la estrella a lo largo del tiempo y encuentre su edad más probable.
4. Compara los resultados de todas las estrellas en la posible asociación.

^{Un diagrama de Hertzsprung-Russell para el cúmulo globular M3. Tenga en cuenta la rodilla de la secuencia principal y el grupo de rezagados azules a la izquierda. Imagen cortesía del usuario de Wikipedia RJHall bajo la licencia Creative Commons ShareAlike 1.0 .}

No puedo darte fórmulas fáciles para que pruebes esto por tu cuenta; este método implica calcular las pistas evolutivas estelares, y son bastante complejas. Sin embargo, existen varios códigos y algunos están disponibles para descargar. MESA es uno de los más utilizados por los astrónomos, y usted puede descargarlo y usarlo, si lo desea. Todavía no lo he probado, pero sé que es comúnmente recomendado.

Las cuadrículas de Ginebra pregeneradas también se utilizan ampliamente (ver Eggenberger et al. (2008) ). Debería poder acceder a ellos a través de esta página , que ofrece una breve descripción de cada uno. Los modelos de Ginebra también se utilizan comúnmente; lo que es más importante, cubren una amplia selección de masas estelares y metalicidades, por lo que dada una estrella determinada, es posible que pueda encontrar un modelo que coincida.

Composición

Las estrellas en una asociación cinemática probablemente se formaron al mismo tiempo y a partir de la misma nube molecular o complejo de nubes; por lo tanto, cabría esperar que sus composiciones químicas y, en particular, sus metalicidades , fueran las mismas. Con la excepción de las estrellas químicamente peculiares (que surgen de varios procesos), el grupo de estrellas podría mostrar las mismas líneas espectrales, en su mayor parte, con una variación esperada en la fuerza según la temperatura (y, por lo tanto, el tipo espectral). La metalicidad en particular es la propiedad clave y se puede medir fácilmente mediante espectroscopia (la espectroscopia, por cierto, es el tema subyacente de hoy).

Método:

1. Use un espectrógrafo para determinar los espectros del conjunto de estrellas, si aún no lo ha hecho.
2. Clasifíquelas en subclases de su tipo espectral (tenga en cuenta que, por ejemplo, para asociaciones OB, la mayoría de las estrellas serán de un tipo espectral muy similar).
3. Mire la presencia de líneas espectrales para determinar las abundancias elementales, así como la metalicidad.

Estoy menos familiarizado con los criterios para decidir con certeza si dos estrellas son parte del mismo grupo cinemático, y no puedo indicarle muchas bases de datos de espectros estelares, pero sé que ESO tiene una biblioteca sólida de espectros para una variedad de tipos espectrales, al igual que el Sloan Digital Sky Survey (aunque para estrellas individuales). Mirar las bases de datos espectrales debería ser un punto de partida para usted; leer espectros puede ser una habilidad útil.

notas finales

• Una cosa a tener en cuenta es que va a haber variación aquí. Existirán estrellas químicamente peculiares, sistemas de estrellas múltiples, ondas adicionales de formación de estrellas y otros problemas, y pueden contaminar su conjunto de datos. Dicho esto, presumiblemente puede eliminar estos casos extremos o ajustarlos en su análisis. Además, con la aplicación de tres métodos diferentes, debería poder encontrar que cada miembro satisface varios de los criterios, si no todos.

• Si puedo hablar sobre el ejemplo que diste (el Sol contra Sirio contra Alfa Centauro), ten en cuenta que Sirio tiene una edad de solo unos pocos cientos de millones de años. El Sol, por otro lado, tiene aproximadamente 4.500 millones de años, y Alpha Centauri tiene entre 4.500 y 6.500 millones de años). Sirius y el Sol definitivamente no se formaron como parte de la misma asociación estelar, y Alpha Centauri probablemente también se formó por separado.

  Podemos determinar algunas cosas sobre el cúmulo abierto en el que nació el Sol , pero es más difícil encontrar a los miembros anteriores del cúmulo , en gran parte debido al paso del tiempo. Los cúmulos abiertos en los que nacen las estrellas se disipan en escalas de tiempo de quizás$\sim10^8$años, lo que significa que debería haber muy pocos rastros de cualquier cúmulo que formó el Sol. Por lo tanto, todas las técnicas anteriores funcionan principalmente en grupos jóvenes de estrellas, con edades de millones de años.

• Si está buscando encontrar las velocidades radiales y los movimientos propios de las estrellas en nuestra galaxia, está de suerte. La segunda publicación de datos de Gaia salió esta primavera. Contiene las posiciones y los movimientos propios de 1300 millones de estrellas y las velocidades radiales de 7,2 millones, lo que significa que puede tener datos suficientes para determinar si varias estrellas se mueven juntas.

Para calcular el movimiento de una estrella en relación con otra estrella, todo lo que se necesita es medir la velocidad de ambas estrellas en relación con nosotros y transformar la medida en el marco de referencia de una de las estrellas (usando una transformación de Galileo).

Hay dos tipos de velocidad que puede tener una estrella: Velocidad hacia o desde el observador ($v_r$), y la velocidad contra el cielo ($v_\theta$y$v_\phi$).

Si medimos estas velocidades para las estrellas A y B, la magnitud de la velocidad relativa es

$$\begin{equation} v= \sqrt{(v_{r,B}-v_{r, A})^2+(v_{\theta,B}-v_{\theta, A})^2+(v_{\phi,B}-v_{\phi, A})^2} \end{equation}$$

Las estrellas que están unidas gravitacionalmente en binarios (¡la mayoría de las estrellas están en binarios!) se detectan fácilmente utilizando solo el desplazamiento Doppler en su espectro, que será periódico con un período igual a la órbita. Esto ya es fácil de hacer desde la Tierra, por lo que cualquier nave espacial avanzada podría detectar fácilmente el movimiento relativo. El hecho de que el movimiento sea periódico indica claramente que las estrellas están unidas y también te dice mucho sobre el sistema.

Para estrellas que no están en binarios es un poco más difícil. Medir la velocidad angular de una estrella contra el cielo es más difícil que medir su velocidad radial usando el cambio Doppler, y necesita alguna forma de encontrar la distancia a las estrellas para convertir el movimiento angular en velocidad física. Pero suponiendo un instrumento lo suficientemente bueno y un período de observación lo suficientemente largo, se puede hacer, y puede encontrar la velocidad relativa usando la ecuación anterior.