Cinématique stellaire

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La cinématique stellaire est l'étude du mouvement des étoiles. Puisqu'elle ne cherche pas à comprendre les origines et causes du mouvement, la cinématique stellaire diffère de la dynamique stellaire, qui tient compte notamment des effets gravitationnels. La cinématique stellaire peut fournir des informations sur l'origine et l'âge des étoiles ainsi que sur la structure et l'évolution de la galaxie environnante.

La cinématique stellaire distingue plusieurs types de mouvements individuels et collectifs d'étoiles.

Groupes cinématiques[modifier | modifier le code]

Un groupe d’étoiles qui ont un mouvement spatial et un âge similaire est connu sous le nom de groupe cinématique[1]. Les astronomes 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)[2].

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[3].

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].

Association stellaire[modifier | modifier le code]

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[4]. 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[modifier | modifier le code]

Article détaillé : 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 celui de 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 proches du système solaire a été créée par J. López-Santiago[5],[1].

Liste de groupes cinématiques mouvants[modifier | modifier le code]

Voici une brève liste de quelques groupes cinématiques connus[1] :

Étoiles à grande vitesse[modifier | modifier le code]

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[6].

Étoile fugitive[modifier | modifier le code]

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.

Trois 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.
  • Dans le troisième cas et ceci fait l'objet d'observation et d'une étude Américaine, Australienne, et Anglaise un système binaire d'étoile approchant d'un trou noir se verrait à un moment donné qu'une des deux étoiles provenant du système binaire et de leur accélération mutuelle et aussi du fait du trou noir, l'une des deux étoiles du système serait pris par le champ gravitationnel du trou noir tandis que l'autre se verrait éjectée de par sa force de rotation subitement annulée dans le système binaire, ce qui engendre un effet catapulte de la seconde étoile, qui est dès lors projetée à travers l'univers à une vitesse considérable. cette observation à le plus sérieuse à l'ordre du jour car les forces d'accélération des deux étoiles du système combiné à celui du trou noir dont le système s'approche, modifie la comportement des étoiles l'une est sacrifiée dans le trou noir libérant l'autre.[réf. nécessaire]

Les deux scénarios sont très plausibles, mais les astronomes préfèrent la théorie des explosions de supernovæ car celle-ci est extrêmement rare[réf. souhaitée].

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. souhaitée].

Étoile du halo[modifier | modifier le code]

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[7]. La vitesse orbitale des étoiles du halo n'est pas supérieure à celle du Soleil, mais ses étoiles à grande vitesse se déplacent plus rapidement dans les autres composantes de la vitesse.

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 les composantes de sa vitesse spatiale sont de : U[Quoi ?] = 19 km/s, V[Quoi ?] = -288 km/s, et W[Quoi ?] = -52 km/s[8].

Étoile hyper-rapide[modifier | modifier le code]

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

Les étoiles hyper-rapides, aussi appelées étoiles exilées[9], 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[6]. La première étoile de cette catégorie fut découverte en 2005 par l'équipe de Warren Brown au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics[10]. En 2010, on en connait seize dont une qui proviendrait du Grand Nuage de Magellan et non de la Voie lactée[11].

La plupart des astronomes estiment à 1 000 le nombre d'étoiles hyper-rapides qui se trouvent dans notre galaxie[réf. souhaitée]. 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 %).

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b et c (en) J. López-Santiago, D. Montes, I. Crespo-Chacón et M. J. Fernández-Figueroa, « The Nearest Young Moving Groups », The Astrophysical Journal, vol. 643, no 2,‎ juin 2006, p. 1160–1165 (DOI 10.1086/503183, résumé, lire en ligne)
  2. (en) Kathryn V. Johnston, « Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 27,‎ 1995, p. 1370 (résumé, lire en ligne)
  3. (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 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 328, no 1,‎ novembre 2001, p. 45–63 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x, Bibcode 2001MNRAS.328...45M, lire en ligne)
  4. (en) Garik Israelian, « Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996 », Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 29, no 4,‎ 1997, p. 1466–1467 (résumé, lire en ligne)
  5. (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)
  6. a et b (en) J. G. Hills, « Hyper-velocity and tidal stars from binaries disrupted by a massive Galactic black hole », Nature, vol. 331,‎ 1988, p. 687–689 (DOI 10.1038/331687a0, résumé)
  7. (en) Hugh M. Johnson, « The Kinematics and Evolution of Population I Stars », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 69, no 406,‎ 1957, p. 54 (DOI 10.1086/127012, résumé, lire en ligne)
  8. (en) Dean R. H. Johnson et David R. Soderblom, « Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group », Astronomical Journal, vol. 93, no 2,‎ 1987, p. 864–867 (DOI 10.1086/114370)
  9. (en) « Two Exiled Stars Are Leaving Our Galaxy Forever », Space Daily,‎ 27 janvier 2006
  10. (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 », Astrophysical Journal, vol. 622,‎ 2005, p. L33–L36 (DOI 10.1086/429378, résumé, lire en ligne)
  11. (en) H. Edelmann, R. Napiwotzki, U. Heber, N. Christlieb et D. Reimers, « HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star », Astrophysical Journal, vol. 634,‎ 2005, p. L181–L184 (DOI 10.1086/498940, résumé, lire en ligne)

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]