мини| Барнардовата Ѕвезда, покажувајќи положба на секои 5 години во периодот 1985–2005 година. Барнардовата Ѕвезда е ѕвезда со највисоко сопствено движење. Во астрономијата, ѕвездената кинематика е набљудувачко проучување или мерење на кинематиката или движењата на ѕвездите низ вселената.
Ѕвездената кинематика го опфаќа мерењето на ѕвездените брзини во Млечниот Пат и неговите сателити, како и внатрешната кинематика на подалечните галаксии. Мерењето на кинематиката на ѕвездите во различни помали составни делови на Млечниот Пат, вклучувајќи го тенкиот диск, дебелиот диск, испакнатоста и ѕвездениот ореол обезбедува важни информации за образувањето и еволутивната историја на нашата галаксија. Кинематичките мерења, исто така, можат да идентификуваат егзотични феномени како што се ѕвездите со хипербрзина кои бегаат од Млечниот Пат, кои се толкуваат како резултат на гравитациските средби на двојните ѕвезди со супермасивната црна дупка во Галактичкото Средиште.
Ѕвездената кинематика е поврзана, но различна од темата на ѕвездената динамика, која вклучува теоретско проучување или моделирање на движењата на ѕвездите под влијание на гравитацијата. Ѕвездено-динамични модели на системи како што се галаксии или ѕвездени јата често се споредувани со или испитувани против ѕвездено-кинематички податоци за да биде проучувана нивната еволутивна историја и масовната распространетост и да биде откриено присуството на темна материја или супермасивни црни дупки преку нивното гравитациско влијание врз ѕвездените орбити.
Вселенска брзина мини|250x250пкс| Врска помеѓу правилното движење и компонентите на брзината на телото. При емисија, телото било на растојание d од Сонцето и се движел со аголна брзина μ радијан/s, односно μ = vt / d со vt = компонентата на брзината попречно до линијата на видот од Сонцето. (Дијаграмот илустрира агол μ избришан во единица време при тангентна брзина vt. Компонентата на движењето на ѕвездите кон или подалеку од Сонцето, позната како радијална брзина, може да биде мерена од поместувањето на спектарот предизвикано од Доплеровиот ефект. Попречното или сопственото движење мора да биде најдено со преземање низа положбени определби против подалечните тела. Откако ќе биде одредено растојанието до ѕвездата преку астрометриски средства како што е паралаксата, брзината на вселената може да биде пресметана. Ова е „вистинското движење“ на ѕвездата во однос на Сонцето или месниот стандард на одмор (МСО). Последново обично е земано како положба на сегашната местоположба на Сонцето која следи кружна орбита околу галактичкото средиште со средна брзина на оние блиски ѕвезди со дисперзија со мала брзина. Движењето на Сонцето во однос на МСО е нарекувано „необично сончево движење“.
Компонентите на брзината на вселената во галактичкиот координатен систем на Млечниот Пат обично се означени U, V и W, дадени во км/с, со U позитивен во насока на галактичкото средиште, V позитивен во насока на галактичкото вртење, и W позитивни во правец на Северниот Галактички Пол. Необичното движење на Сонцето во однос на МСО е
(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) км/с,
со статистичка неизвесност (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) км/с и систематска неизвесност (1, 2, 0,5) км/с. (Забележете дека V е 7 км/с поголема од проценетата во 1998 година од страна на Дехнен и соработниците.)
Употреба на кинематички мерења Ѕвездената кинематика дава важни астрофизички информации за ѕвездите и галаксиите во кои тие живеат. Податоците од ѕвездената кинематика во комбинација со астрофизичкото моделирање произведуваат важни информации за галактичкиот систем како целина. Измерените ѕвездени брзини во највнатрешните региони на галаксиите, вклучувајќи го и Млечниот Пат, обезбедиле докази дека многу галаксии имаат супермасивни црни дупки во нивното средиште. Во подалечните региони на галаксиите, како што е во рамките на галактичкиот ореол, мерењата на брзината на збиените јата кои кружат во овие ореолски региони на галаксиите обезбедуваат докази за темната материја. И двата случаи произлегуваат од клучниот факт дека ѕвездената кинематика може да биде поврзана со севкупниот потенцијал во кој се врзани ѕвездите. Ова значи дека ако се направени точни мерења на ѕвездената кинематика за ѕвезда или група ѕвезди кои кружат во одреден регион на галаксијата, гравитациониот потенцијал и распределбата на масата може да бидат заклучени со оглед на тоа дека гравитацискиот потенцијал во кој е врзана ѕвездата ја произведува нејзината орбита и служи како поттик за неговото ѕвездено движење. Примери за користење на кинематика во комбинација со моделирање за да биде изграден астрофизички систем се:
Вртење на дискот на Млечниот Пат: Од сопствените движења и радијалните брзини на ѕвездите во дискот на Млечниот пат може да биде покажано дека постои диференцијално вртење. Кога се комбинирани овие мерења на сопственото движење на ѕвездите и нивните радијални брзини, заедно со внимателно моделирање, можно е да биде добиена слика од вртењето на дискот на Млечниот Пат. Месната одлика на галактичкото вртење во сончевото соседство е инкапсулирано во Ортовите константи. Структурни составни делови на Млечниот Пат: Користејќи ја ѕвездената кинематика, астрономите конструираат модели кои се обидуваат да ја објаснат целокупната галактичка структура во смисла на различни кинематски ѕвездени населенија. Ова е можно затоа што овие различни населенија често се наоѓаат во одредени региони на галаксиите. На пример, во рамките на Млечниот Пат, постојат три основни составни делови, секоја со своја посебна ѕвездена кинематика: диск, ореол и испакнатина. Овие кинематички групи се тесно поврзани со ѕвездените населенија во Млечниот Пат, правејќи силна корелација помеѓу движењето и хемискиот состав, што укажува на различни механизми на образување. За Млечниот Пат, брзината на ѕвездите на дискот е и брзина на RMS (квадратна средина) во однос на оваа брзина од . За ѕвездите со испакнати населенија, брзините се случајно ориентирани со поголема релативна брзина на квадратна средина од и нема нето кружна брзина. Галактичкиот ѕвезден ореол се состои од ѕвезди со орбити кои се протегаат до надворешните области на галаксијата. Некои од овие ѕвезди постојано ќе кружат далеку од галактичкото средиште, додека други се на траектории што ги носат на различни растојанија од галактичкото средиште. Овие ѕвезди имаат мало или никакво просечно вртење. Многу ѕвезди во оваа група припаѓаат на збиени јата кои биле образувани многу одамна и затоа имаат посебна историја на образување, што може да биде заклучено од нивната кинематика и слабата металичност. Ореолот може дополнително да биде поделен на внатрешен и надворешен ореол, при што внатрешниот ореол има нето проградно движење во однос на Млечниот Пат, а надворешниот нето повратно движење. Надворешни галаксии : Спектроскопските набљудувања на надворешните галаксии овозможуваат да бида карактеризирани масовните движења на ѕвездите што ги содржат. Додека овие ѕвездени населенија во надворешните галаксии обично не се решени до ниво каде што може да биде следено движењето на поединечните ѕвезди (освен за најблиските галаксии), мерењата на кинематиката на интегрираното ѕвездено население долж линијата на видот обезбедуваат информации вклучувајќи ја и просечната брзината и раширувањето на брзината која потоа може да биде користено за да биде заклучена распределбата на масата во галаксијата. Мерењето на средната брзина како функција на положбата дава информации за ротацијата на галаксијата, со посебни области на галаксијата кои се црвено или сино поместени во однос на системската брзина на галаксијата. Распределба на масата: Преку мерење на кинематиката на телата во трага, како што се збиените јата и орбитите на блиските сателитски џуџести галаксии, можеме да ја одредиме распределбата на масата на Млечниот Пат или другите галаксии. Ова е постигнувано со комбинирање на кинематички мерења со динамичко моделирање.
Неодамнешните достигнувања поради Гаја мини|250x250пкс| Очекувано движење на 40.000 ѕвезди во следните 400 илјади години, како што е определено од Гаја EDR3. Во 2018 година, второто објавување на податоците на сателитот Гаја (Gaia Data Release 2; GAIA DR2) означило значителен напредок во ѕвездената кинематика, нудејќи богат сет на прецизни мерења. Ова издание вклучувало подробни ѕвездени кинематички и ѕвездени податоци за паралакса, кои придонесуваат за поизразено разбирање на структурата на Млечниот Пат. Имено, тоа го олеснило одредувањето на правилни движења за бројни небесни тела, вклучувајќи ги и апсолутните сопствени движења на 75 збиени јата сместени на растојанија кои се протегаат до и светла граница на . Понатаму, сеопфатната база на податоци на Гаја овозможила мерење на апсолутно правилни движења во блиските џуџести сфероидни галаксии, служејќи како клучни показатели за разбирање на распределбата на масата во Млечниот Пат. GAIA DR3 го подобрила квалитетот на претходно објавените податоци со обезбедување подробни астрофизички параметри. Додека целосната GAIA DR4 допрва треба да биде претставена, најновото издание нуди подобрени сознанија за белите џуџиња, ѕвездите со хипербрзина, космолошките гравитациски леќи и историјата на спојување на Галаксијата.
Ѕвездени кинематички видови Ѕвездите во галаксиите може да бидат класифицирани врз основа на нивната кинематика. На пример, ѕвездите во Млечниот Пат можат да се поделат на две општи населенија, врз основа на нивната металичност или пропорција на елементи со атомски број поголем од хелиумот. Помеѓу блиските ѕвезди, откриено е дека ѕвездите од населението I со поголема металичност претежно се наоѓаат во ѕвездениот диск додека постарите ѕвезди од населението II се во случајни орбити со мала нето вртење. Последните имаат елипсовидни орбити кои се наклонети кон рамнината на Млечниот Пат. Споредбата на кинематиката на блиските ѕвезди, исто така, довело до идентификација на ѕвездени здруженија. Ова се најверојатно групи ѕвезди кои имаат заедничка точка на потекло во џиновските молекуларни облаци.
Постојат многу дополнителни начини за класификација на ѕвездите врз основа на нивните составни делови на измерената брзина, а тоа дава детални информации за природата на времето на образување на ѕвездата, нејзината сегашна местоположба и општата структура на галаксијата. Додека ѕвездата се движи во галаксијата, измазнетиот гравитациски потенцијал на сите други ѕвезди и другата маса во галаксијата игра доминантна улога во одредувањето на движењето на ѕвездите. Ѕвездената кинематика може да обезбеди увид во местото каде била образувана ѕвездата во галаксијата. Мерењата на кинематиката на поединечна ѕвезда може да идентификуваат ѕвезди кои се необични оддалечени, како што е ѕвездата со голема брзина што се движи многу побрзо од нејзините соседи.
Ѕвезди со голема брзина Во зависност од дефиницијата, ѕвезда со голема брзина е ѕвезда што се движи побрзо од 65 км/с до 100 км/с во однос на просечното движење на другите ѕвезди во соседството на ѕвездата. Брзината понекогаш е дефинирана и како назвучна во однос на околната меѓуѕвездена средина. Трите видови ѕвезди со голема брзина се: ѕвезди-бегалки, ореолски ѕвезди и хипербрзи ѕвезди. Ѕвездите со голема брзина биле проучувани од Јан Орт, кој ги користел нивните кинематички податоци за да предвиди дека ѕвездите со голема брзина имаат многу мала тангентна брзина.
Ѕвезди-бегалки мини|Четири ѕвезди-бегалки движејќи се низ региони на густ меѓуѕвезден гас и создавајќи светли лачни бранови и заостанати опашки од блескав гас. Ѕвездите на овие снимки на вселенскиот телескоп „Хабл“ на НАСА се меѓу 14-те млади побегнати ѕвезди забележани од Напредната камера за истражувања помеѓу октомври 2005 и јули 2006 година. Ѕвезда-бегалка е таа која се движи низ вселената со ненормално висока брзина во однос на околната меѓуѕвездена средина. Сопственото движење на забегана ѕвезда честопати покажува точно подалеку од ѕвезденото здружение, чиј член порано била ѕвездата, пред да биде исфрлена.