TL;DR

Bei dem Versuch festzustellen, ob eine Gruppe von Sternen tatsächlich aus demselben Sternhaufen, derselben beweglichen Gruppe oder Assoziation stammt, müssen mehrere wichtige Faktoren berücksichtigt werden:

• Kinematik. Scheinen sich die Sterne alle ungefähr in die gleiche Richtung zu bewegen, mit ähnlichen Geschwindigkeiten?
• Das Alter. Sind die Stars alle gleich alt?
• Komposition. Zeigen die Sterne relativ ähnliche Elementhäufigkeiten?

Wenn Sterne diese drei Kriterien erfüllen, sollte man davon ausgehen können, dass sie alle zusammen entstanden und irgendwann gravitativ gebunden waren (auch wenn sie es heute nicht mehr sind).

Arten von kinematischen Gruppen

Auf der grundlegendsten Ebene fragen Sie, wie Sie herausfinden können, ob eine Gruppe von Sternen Teil derselben kinematischen Gruppe oder kinematischen Assoziation ist, was bedeutet, dass sich alle Sterne zusammen bewegen, auch wenn sie nicht lange durch Gravitation gebunden sind Zeitskalen. Es gibt verschiedene Arten von kinematischen Gruppen - und hier schließe ich übrigens Kugelsternhaufen aus.

• Offener Sternhaufen: Ein Sternhaufen, der sich zusammen gebildet hat und durch die Schwerkraft gebunden ist. Offene Cluster sind im Allgemeinen sehr jung.
• Sternassoziation: Eine sehr lockere, gravitativ ungebundene Ansammlung von Sternen, die sich zusammen formten. Dies ist oft eine weiter entwickelte Form eines offenen Clusters.
• Bewegte Gruppe: Im Wesentlichen das gleiche wie eine Sternenvereinigung, obwohl normalerweise älter und vielleicht weiter verstreut.

Worüber Sie sprechen, ist eine kinematische Gruppe – ein Begriff, den ich verwenden werde, um sowohl stellare Assoziationen als auch sich bewegende Gruppen zu beschreiben. Was zählt, ist, dass die Sterne zusammen entstanden sind und sich zusammen bewegen - das Alter spielt keine Rolle, obwohl ich annehme, dass Sie von älteren Sternen sprechen. Übrigens sind besondere Subtypen kinematischer Assoziationen OB-Assoziationen (bestehend aus massiven Sternen) und Sternströme (die Überreste einer durch Gezeitenkräfte zerstörten Satellitengalaxie).

Kinematik

Diese kinematischen Assoziationen sollten die gleiche Eigenbewegung zeigen – das heißt, sie sollten scheinbar zusammenbleiben, wenn sie sich über den Himmel bewegen. Durch die Bestimmung ihrer Radialgeschwindigkeiten – der Komponenten ihrer Geschwindigkeiten auf die Erde zu oder von ihr weg – können Astronomen die Bewegung von Sternen in drei Dimensionen berechnen.

Dies wird häufig verwendet, um die Mitglieder einer Sternenvereinigung oder einer sich bewegenden Gruppe zu finden, und kann einfach mit einem Teleskop und einem Spektrographen durchgeführt werden - obwohl es einige Zeit dauern kann, bis eine signifikante Eigenbewegung festgestellt wird. Es kann auch auf kleinere Systeme angewendet werden; zum Beispiel Deacon et al. (2016) zeigten, dass 2MASS J2126-8140 wahrscheinlich an den Roten Zwerg TYC 9486-927-1 gebunden ist. Dies beinhaltete das Studium der Bewegung des$\beta$Umzugsgruppe Pictoris, der Verein Tucana-Horologium und der Verein TW Hydrae.

Methode:

1. Beobachten Sie Sterne mehrere Nächte lang, um ihre Eigenbewegung zu verfolgen.
2. Nehmen Sie Radialgeschwindigkeitsmessungen mit einem Spektrographen vor.
3. Deprojektieren Sie die Ergebnisse und erstellen Sie ein dreidimensionales Modell der Bewegungen der Sterne.

^{Teil von Abbildung 5, Deacon et al. (2016). Die Bewegungen von drei berücksichtigten kinematischen Assoziationen (Tucana Horologium-Assoziation in Grün, AB Doradus-Bewegungsgruppe in Rot und Beta Pictoris-Bewegungsgruppe in Blau) zusammen mit 2MASS J2126-8140 (lila Dreiecke) und TYC 9486-927-1 (hellbraune Rauten). ).}

Nehmen wir an, dass die Änderung der Rektaszension des Sterns pro Jahr und die Änderung der Deklination des Sterns pro Jahr sind$\mu_{\alpha}$und$\mu_{\delta}$, beziehungsweise. Dann sind die Geschwindigkeiten in diesen beiden Richtungen

$$v_{\alpha}=4.74\left(\frac{d}{\text{parsec}}\right)\left(\frac{\mu_{\alpha}}{\text{arcsec yr}^{-1}}\right)\text{ km/s},\quad v_{\delta}=4.74\left(\frac{d}{\text{parsec}}\right)\left(\frac{\mu_{\delta}}{\text{arcsec yr}^{-1}}\right)\text{ km/s},\quad$$ wo$d$ist die Entfernung zum Stern. Wir können die radiale Komponente der Geschwindigkeit bestimmen,$v_r$, von $$v_r=3\times10^5\frac{\Delta\lambda}{\lambda}\text{ km/s}$$ Dies kann durch Messung der Wellenlängenänderung ($\Delta\lambda$) des Zentrums einer gegebenen Spektrallinie ($\lambda$) aufgrund der Dopplerverschiebung. Beachten Sie, dass Korrekturen wegen eines Doppelsterns angewendet werden müssen.

Sobald Sie wissen$v_{\alpha}$,$v_{\delta}$und$v_r$Für eine bestimmte Sammlung von Sternen können Sie überprüfen, ob alle Sterne ähnliche Komponenten haben. Wenn die Entfernung unbekannt ist, könnten Sie sogar nur nachsehen$\mu_{\alpha}$und$\mu_{\delta}$Anstatt von$v_{\alpha}$und$v_{\delta}$.

Das Alter

Es wird oft angenommen, dass sich die Mitglieder einer kinematischen Assoziation ungefähr zur gleichen Zeit gebildet haben, obwohl mehrere diskrete Wellen der Sternentstehung auftraten. Das Alter eines einzelnen Sterns kann auf verschiedene Weise bestimmt werden. Dazu gehören normalerweise die Messung seiner Masse und anderer Eigenschaften und die Modellierung der Entwicklung eines solchen Sterns im Laufe der Zeit, wobei das Modell in verschiedenen Altersstufen mit dem Zielstern verglichen wird. Es gibt auch andere Methoden wie die Gyrochronologie , aber ich bin mir nicht sicher, wie weit sie verbreitet sind.

Ein anderer Ansatz besteht darin, das Alter der vermeintlichen Umzugsgruppe als Ganzes zu untersuchen. Dies kann durch Auftragen der Sterne in einem Hertzsprung-Russell-Diagramm erfolgen. Wenn die Gruppe alt genug ist, sollten einige der Sterne die Hauptreihe verlassen haben und im Diagramm ein sogenanntes „Knie“ oder einen „Abbiegepunkt“ bilden – den Punkt auf der Hauptreihe, hinter dem alle Sterne in der Assoziation stehen haben sich aus der Hauptreihe entwickelt. Wenn ein Stern hinter dem Knie erscheint, dann ist es unwahrscheinlich, dass er Teil der Gruppe ist , abgesehen von der Möglichkeit eines blauen Nachzüglers .

Methode:

1. Bestimmen Sie die Masse des Sterns, wenn möglich, oft durch Beobachtung seiner Bewegung und der eines binären Begleiters.
2. Nimm Spektren des Sterns auf und bestimme seine anderen physikalischen Eigenschaften.
3. Modellieren Sie die Entwicklung des Sterns im Laufe der Zeit und ermitteln Sie sein wahrscheinlichstes Alter.
4. Vergleichen Sie die Ergebnisse aller Sterne in der möglichen Zuordnung.

^{Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm für den Kugelsternhaufen M3. Beachten Sie das Knie von der Hauptsequenz und den Haufen blauer Nachzügler links. Bild mit freundlicher Genehmigung des Wikipedia-Benutzers RJHall unter der Creative Commons ShareAlike 1.0 License .}

Ich kann Ihnen keine einfachen Formeln geben, um dies selbst auszuprobieren; Diese Methode beinhaltet die Berechnung von Sternentwicklungsspuren, und diese sind ziemlich komplex. Es gibt jedoch eine Reihe von Codes, und einige stehen zum Download zur Verfügung. MESA wird häufig von Astronomen verwendet und kann von Ihnen heruntergeladen und verwendet werden, wenn Sie möchten. Ich habe es noch nicht ausprobiert, aber ich weiß, dass es allgemein empfohlen wird.

Weit verbreitet sind auch die vorgenerierten Genfer Gitter (siehe Eggenberger et al. (2008) ). Sie sollten über diese Seite darauf zugreifen können , die jeweils eine kurze Beschreibung enthält. Die Genfer Modelle werden ebenfalls häufig verwendet; Am wichtigsten ist, dass sie eine große Auswahl an Sternmassen und Metallizitäten abdecken, sodass Sie bei einem bestimmten Stern möglicherweise ein passendes Modell finden können.

Komposition

Die Sterne in einer kinematischen Assoziation entstanden wahrscheinlich gleichzeitig und aus derselben Molekülwolke oder demselben Wolkenkomplex; Daher würden Sie erwarten, dass ihre chemischen Zusammensetzungen - und insbesondere ihre Metallizitäten - gleich sind. Mit Ausnahme von chemisch eigentümlichen Sternen (entstanden aus verschiedenen Prozessen) könnte die Gruppe von Sternen zum größten Teil die gleichen Spektrallinien aufweisen - mit erwarteter Variation der Stärke in Abhängigkeit von der Temperatur (und damit vom Spektraltyp). Besonders die Metallizität ist die Schlüsseleigenschaft und lässt sich gut spektroskopisch messen (Spektroskopie ist übrigens das Grundthema für heute).

Methode:

1. Verwenden Sie einen Spektrographen, um die Spektren des Sternensatzes zu bestimmen, falls Sie dies noch nicht getan haben.
2. Sortieren Sie sie in Unterklassen ihres Spektraltyps (beachten Sie, dass die meisten Sterne beispielsweise für OB-Assoziationen einen sehr ähnlichen Spektraltyp haben).
3. Betrachten Sie das Vorhandensein von Spektrallinien, um die Elementhäufigkeiten sowie die Metallizität zu bestimmen.

Ich bin weniger vertraut mit den Kriterien für die sichere Entscheidung, ob zwei Sterne Teil derselben kinematischen Gruppe sind, und ich kann Ihnen nicht auf eine ganze Reihe von Sternspektren-Datenbanken verweisen, aber ich weiß, dass die ESO eine solide Bibliothek davon hat Spektren für eine Vielzahl von Spektraltypen, ebenso wie der Sloan Digital Sky Survey (wenn auch für einzelne Sterne). Das Betrachten von Spektraldatenbanken sollte ein Ausgangspunkt für Sie sein; Das Lesen von Spektren kann eine hilfreiche Fähigkeit sein.

Schlussbemerkungen

• Eine Sache, die man im Hinterkopf behalten sollte, ist, dass es hier Variationen geben wird. Chemisch eigenartige Sterne, Mehrsternsysteme, zusätzliche Sternentstehungswellen und andere Probleme werden auftreten und können Ihren Datensatz kontaminieren. Allerdings können Sie diese Grenzfälle vermutlich entfernen oder in Ihrer Analyse entsprechend anpassen. Außerdem sollten Sie mit der Anwendung von drei verschiedenen Methoden feststellen können, dass jedes Mitglied mehrere der Kriterien erfüllt, wenn nicht alle.

• Wenn ich über das Beispiel sprechen kann, das Sie gegeben haben (die Sonne vs. Sirius vs. Alpha Centauri), beachten Sie, dass Sirius nur ein paar hundert Millionen Jahre alt ist. Die Sonne hingegen ist etwa 4,5 Milliarden Jahre alt und Alpha Centauri ist etwa 4,5 bis 6,5 Milliarden Jahre alt). Sirius und die Sonne haben sich definitiv nicht als Teil derselben Sternenvereinigung gebildet, und Alpha Centauri ist wahrscheinlich auch separat entstanden.

  Wir können ein paar Dinge über den offenen Sternhaufen feststellen, in dem die Sonne geboren wurde , aber es ist schwieriger, die ehemaligen Mitglieder des Sternhaufens zu finden , vor allem wegen der Zeit. Die offenen Haufen, in denen Sterne geboren werden, lösen sich auf Zeitskalen von vielleicht auf$\sim10^8$Jahren, was bedeutet, dass es nur sehr wenige Spuren von dem Haufen geben sollte, der die Sonne gebildet hat. Daher funktionieren alle oben genannten Techniken hauptsächlich bei jungen Gruppen von Sternen - mit einem Alter von Millionen von Jahren.

• Wenn Sie nach Radialgeschwindigkeiten und Eigenbewegungen von Sternen in unserer Galaxie suchen , haben Sie Glück. Die zweite Datenveröffentlichung von Gaia kam in diesem Frühjahr heraus. Es enthält die Positionen und Eigenbewegungen von 1,3 Milliarden Sternen und die Radialgeschwindigkeiten von 7,2 Millionen, was bedeutet, dass Sie möglicherweise genug Daten haben, um festzustellen, ob sich mehrere Sterne zusammen bewegen.

Um die Bewegung eines Sterns relativ zu einem anderen Stern herauszufinden, ist alles, was notwendig ist, die Geschwindigkeit beider Sterne relativ zu uns zu messen und die Messung in das Referenzsystem eines der Sterne umzuwandeln (unter Verwendung einer Galilei-Transformation).

Es gibt zwei Arten von Geschwindigkeit, die ein Stern haben kann: Geschwindigkeit auf den Beobachter zu oder von ihm weg ($v_r$) und Geschwindigkeit gegen den Himmel ($v_\theta$und$v_\phi$).

Wenn wir diese Geschwindigkeiten für die Sterne A und B messen, ist die Größe der Relativgeschwindigkeit

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

Sterne, die gravitativ in Doppelsternen gebunden sind (ein Großteil der Sterne sind in Doppelsternen!), lassen sich leicht erkennen, indem nur die Doppler-Verschiebung in ihrem Spektrum verwendet wird, das periodisch mit einer Periode gleich der Umlaufbahn ist. Dies ist von der Erde aus bereits einfach zu bewerkstelligen, sodass jedes fortschrittliche Raumschiff die relative Bewegung leicht erkennen könnte. Die Tatsache, dass die Bewegung periodisch ist, zeigt deutlich, dass die Sterne gebunden sind, und sagt Ihnen auch viel über das System.

Bei Sternen, die nicht in Binärdateien enthalten sind, ist es etwas schwieriger. Die Messung der Winkelgeschwindigkeit eines Sterns gegen den Himmel ist schwieriger als die Messung seiner Radialgeschwindigkeit mit der Doppler-Verschiebung, und Sie müssen die Entfernung zu den Sternen irgendwie ermitteln, um die Winkelbewegung in physikalische Geschwindigkeit umzuwandeln. Aber unter der Annahme eines ausreichend guten Instruments und einer ausreichend langen Beobachtungsdauer ist dies möglich, und Sie können die relative Geschwindigkeit mithilfe der obigen Gleichung ermitteln.