Cinématique stellaire

Cinématique stellaire

La cinématique stellaire est l'étude du mouvement des étoiles sans chercher à comprendre comment elles ont acquis leur mouvement. Elle diffère ainsi de la dynamique stellaire, qui tient compte notamment des effets gravitationnels.

En astronomie, il est généralement admis que la plupart des étoiles naissent au sein de nuages moléculaires, parfois surnommés « pépinières d'étoiles ». Les étoiles formées dans un tel nuage composent des amas ouverts, contenant jusqu'à des dizaines de milliers de membres. Ces amas se dissocient avec le temps. Les étoiles qui se séparent du noyau du groupe sont désignés comme membres du groupe d'association stellaire. Si elles poursuivent ensuite leur dérive à travers la galaxie comme un ensemble peu cohérent, on parle alors de groupe mouvant.

Le mouvement d'une étoile par rapport au Soleil peut fournir des informations utiles sur l'origine et l'âge d'une étoile, ainsi que la structure et l'évolution de la galaxie environnante.

Sommaire

Étoiles à grande vitesse

Une étoile à grande vitesse est une étoile qui a une vitesse de déplacement entre 65 km/s et 100 km/s. On sépare les étoiles à grande vitesse en trois types :

  • Les étoiles fugitives,
  • Les étoiles du halo,
  • Les étoiles hyper-rapides[1].

Étoile fugitive

Quatre étoiles fugitives se dirigeant à travers des régions de gaz interstellaire dense, formant des trainées de poussière interstellaire. Les images des étoiles sur ces photos du télescope spatial Hubble sont 14 ans plus jeunes qu'elles le sont réellement. Elles ont été prises entre octobre 2005 et juillet 2006.

Une étoile fugitive est une étoile qui se déplace à une vitesse anormalement grande par rapport au milieu interstellaire l'entourant. Une étoile fugitive se dirige exactement à l'opposé d'une association stellaire.

Deux différents scénarios peuvent mener à la formation d'une étoile fugitive :

  • Dans le premier scénario, une rencontre à courte distance entre deux systèmes binaires peut causer une perturbation dans les deux systèmes. À cause de cette perturbation, quelques étoiles de chaque système sont éjectées à de grandes vitesses.
  • Dans le second scénario, la force d'une explosion d'une supernova, dans un système composé de plusieurs étoiles, peut propulser des étoiles à de grandes vitesses.

Les deux scénarios sont très plausibles, mais les astronomes[Qui ?] préfèrent la théorie des explosions de supernovae.[réf. nécessaire]

53 Arietis et Mu Columbae sont des exemples d'étoiles fugitives qui se dirigent en sens opposé l'une de l'autre à la vitesse de 100 km/s (en comparaison, le Soleil se déplace à une vitesse de 20 km/s dans la galaxie). L'étude de leurs trajectoires montre qu'elles proviendraient de la Nébuleuse d'Orion, qu'elles ont quittée il y a environ 2 millions d'années[réf. nécessaire].

Étoile du halo

Ces types d'étoiles à grande vitesse sont de très vieilles étoiles qui ne partagent pas les mêmes mouvements que leurs consœurs. Elles ont une orbite elliptique à la place d'une orbite circulaire autour du centre des galaxies[2]. Même si leur vitesse orbitale n'est pas supérieure à celle du Soleil, les étoiles à grande vitesse se déplacent plus rapidement dans les autres composantes de la vitesse[évasif].

L'Étoile de Kapteyn est un exemple d'étoiles à grande vitesse qui évoluent près du Soleil. Sa vitesse radiale est de 245 km/s et que les composants de sa vitesse dans l'espace sont de : U[Quoi ?] = 19 km/s, V[Quoi ?] = -288 km/s, et W[Quoi ?] = -52 km/s[3].

Étoile hyper-rapide

Le Grand Nuage de Magellan et, au-dessus à gauche, la Nébuleuse de la Tarentule.

Les étoiles hyper-rapides, aussi appelées étoiles exilées[4], sont des étoiles qui dont la vitesse est si grande qu'elles échappent à l'effet de la force gravitationnelle de la galaxie. Ces étoiles ont une vitesse de l'ordre de 1 000 km/s.

L'existence des étoiles hyper-rapides fut initialement prédite par J. Hills en 1988[1]. La première étoile de cette catégorie fut découverte en 2005 par l'équipe de Warren Brown au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics[5]. En 2010, on en connait seize dont une qui proviendrait du Grand Nuage de Magellan et non de la Voie Lactée[6].

Des astronomes[Qui ?] estiment à 1 000 le nombre d'étoiles hyper-rapides qui se trouvent dans notre galaxie. Si on considère qu'il y a 100 milliards d'étoiles dans la Voie lactée, ces étoiles n'en représentent qu'une petite fraction (~0.000001 %).

Groupe cinématique

Un groupe d’étoiles qui ont un mouvement spatial et un âge similaire est connu sous le nom de groupe cinématique[7]. Les étoiles parmi ces groupes ont souvent la même origine. Ils sont formés par la dislocation d'un amas ouvert ou par les restes d’une région où se formaient des étoiles[8].

Les groupes de jeunes étoiles qui s'échappent des amas ou qui ne sont plus liées entre elles forment des associations stellaires. Au fur et à mesure que ces étoiles vieillissent et se dispersent, leur association devient de moins en moins apparente et elles deviennent des groupes d’étoiles mobiles.[réf. souhaitée]

Des astronomes[Qui ?] peuvent déterminer si des étoiles font partie d’un groupe cinématique grâce à des caractéristiques physiques similaires telles l'âge, la métallicité et la cinématique (vitesse radiale et mouvement propre[9].

Association stellaire

Article détaillé : Association stellaire.

Une association stellaire est un amas d'étoiles très détachées dont les étoiles partagent une même origine et se déplacent ensemble dans l'espace, mais qui ne sont plus liées entre elles par gravité. Ces associations sont principalement identifiées par la similitude de leurs âges et par leurs trajectoires de déplacement[réf. souhaitée].

Les associations stellaires furent découvertes pour la première fois par l’astronome arménien Viktor Ambartsumian en 1947[10]. Par convention, le nom d'une association comprend le nom de la constellation dans laquelle elle se trouve (ou une abréviation), son type et, parfois, une identification numérique.

Groupe mouvant

Si les restes d’une association stellaire se déplacent à travers une galaxie avec un semblant de cohérence dans leur assemblage, on leur donne le nom de groupe mouvant. Les groupes mouvants peuvent être « vieux », comme le HR 1614 qui a 2 milliards d’années, ou « jeunes », comme le AB Doradus qui a 50 millions d'années.

Les groupes mouvants ont été étudiés de façon intensive par Olin Eggen dans les années 1960. Une liste des groupes les plus près du système solaire a été crée par J. López-Santiago[11],[7].

Groupes cinématiques connus

Voici une brève liste de quelques groupes cinématiques connus[7] :

Notes et références

  1. ↑ a et b (en) J. G. Hills, « Hyper-velocity and tidal stars from binaries disrupted by a massive Galactic black hole », dans Nature, vol. 331, 1988, p. 687–689 [résumé, lien DOI] 
  2. ↑ (en) Hugh M. Johnson, « The Kinematics and Evolution of Population I Stars », dans Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 69, no 406, 1957, p. 54 [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  3. ↑ (en) Dean R. H. Johnson et David R. Soderblom, « Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group », dans Astronomical Journal, vol. 93, no 2, 1987, p. 864–867 [lien DOI] 
  4. ↑ (en)Two Exiled Stars Are Leaving Our Galaxy Forever, Space Daily, 27 janvier 2006
  5. ↑ (en) Warren R. Brown, Margaret J. Geller, Scott J. Kenyon et Michael J. Kurtz, « Discovery of an Unbound Hypervelocity Star in the Milky Way Halo », dans Astrophysical Journal, vol. 622, 2005, p. L33–L36 [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  6. ↑ (en) H. Edelmann, R. Napiwotzki, U. Heber, N. Christlieb et D. Reimers, « HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star », dans Astrophysical Journal, vol. 634, 2005, p. L181–L184 [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  7. ↑ a, b et c (en) J. López-Santiago, D. Montes, I. Crespo-Chacón et M. J. Fernández-Figueroa, « The Nearest Young Moving Groups », dans The Astrophysical Journal, vol. 643, no 2, juin 2006, p. 1160–1165 [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  8. ↑ (en) D. Montes, J. Lopez-Santiago, M. C. Galvez, M. J. Fernandez-Figueroa, E. De Castro et M. Cornide, « Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars », dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 328, no 1, novembre 2001, p. 45–63 [texte intégral, lien DOI] 
  9. ↑ (en) Kathryn V. Johnston, « Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo », dans Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 27, 1995, p. 1370 [résumé, texte intégral] 
  10. ↑ (en) Garik Israelian, « Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996 », dans Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 29, no 4, 1997, p. 1466–1467 [résumé, texte intégral] 
  11. ↑ (en) O.J. Eggen, Moving Groups of Stars. - Galactic structure, Chicago, Adriaan Blaauw et Maarten Schmidt, presses de l'université de Chicago, 1965, 111 p. [présentation en ligne] 

Annexes

Article connexe

Bibliographie


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