Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
"Космическая скорость (астрономия)" перенаправляется сюда. Не следует путать с радиальной скоростью , собственным движением или пекулярной скоростью .

В астрономии , звездная кинематика является наблюдательным исследованием или измерение кинематики или движений звезд в пространстве.

Звездная кинематика включает в себя измерение звездных скоростей в Млечном Пути и его спутниках, а также внутреннюю кинематику более далеких галактик . Измерение кинематики звезд в различных субкомпонентах Млечного Пути, включая тонкий диск , толстый диск , балдж и звездное гало, дает важную информацию о формировании и истории эволюции нашей Галактики. Кинематические измерения также могут идентифицировать экзотические явления, такие как выход сверхскоростных звезд из Млечного Пути, которые интерпретируются как результат гравитационных столкновений двойных звезд.со сверхмассивной черной дырой в Центре Галактики .

Звездная кинематика связана с звездной динамикой , но отличается от нее , которая включает теоретическое изучение или моделирование движений звезд под действием силы тяжести . Звездно-динамические модели систем, таких как галактики или звездные скопления, часто сравниваются или проверяются с учетом звездно-кинематических данных для изучения их эволюционной истории и массового распределения, а также для обнаружения присутствия темной материи или сверхмассивных черных дыр через их гравитационное влияние на звездные объекты. орбиты.

Космическая скорость [ править ]

Связь между собственным движением и компонентами скорости объекта. Во время излучения объект находился на расстоянии d от Солнца и двигался с угловой скоростью μ рад / с, то есть μ = v t / d, где v t = компонента скорости, поперечной лучу зрения от Солнца. (На диаграмме показан угол μ, выметаемый за единицу времени при тангенциальной скорости v t .)

Компонент движения звезды к Солнцу или от него, известный как лучевая скорость , может быть измерен по сдвигу спектра, вызванному эффектом Доплера . Поперечное, или собственное движение, должно быть найдено путем выполнения ряда позиционных определений относительно более удаленных объектов. После определения расстояния до звезды с помощью астрометрических средств, таких как параллакс , можно вычислить космическую скорость. [1] Это фактическое движение звезды относительно Солнца или местного стандарта покоя.(ЛСР). Последнее обычно принимается как положение в текущем местоположении Солнца, которое движется по круговой орбите вокруг Галактического центра со средней скоростью этих близких звезд с низкой дисперсией скоростей. [2] Движение Солнца относительно LSR называется «пекулярным движением Солнца».

Компоненты скорости пространства в Млечном Пути «s Galactic системы координат обычно обозначают U, V и W, приведены в км / с, с U положительным в направлении центра Галактики, V положительна в направлении галактического вращения , и W положительна в направлении северного галактического полюса . [3] Пекулярное движение Солнца относительно LSR [4]

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) км / с,

со статистической неопределенностью (+ 0,69-0,75, + 0,47-0,47, + 0,37-0,36) км / с и систематической неопределенностью (1, 2, 0,5) км / с. (Обратите внимание, что V на 7 км / с больше, чем было оценено в 1998 г. Dehnen et al. [5] )

Использование кинематических измерений [ править ]

Звездная кинематика дает важную астрофизическую информацию о звездах и галактиках, в которых они находятся. Данные звездной кинематики в сочетании с астрофизическим моделированием дают важную информацию о галактической системе в целом. Измеренные скорости звезд в самых внутренних областях галактик, включая Млечный Путь, предоставили доказательства того, что многие галактики содержат сверхмассивные черные дыры в центре. В более отдаленных областях галактик, таких как галактическое гало, измерения скорости шаровых скоплений, вращающихся в этих областях гало галактик, свидетельствуют о темной материи . Оба этих случая вытекают из ключевого факта, что звездная кинематика может быть связана с общим потенциаломв котором звезды связаны. Это означает, что если точные измерения звездной кинематики выполнены для звезды или группы звезд, движущихся по орбите в определенной области галактики, можно сделать вывод о гравитационном потенциале и распределении масс, учитывая, что гравитационный потенциал, в котором связана звезда, определяет ее орбиту и служит толчком для ее звездного движения. Примеры использования кинематики в сочетании с моделированием для построения астрофизической системы включают:

  • Вращение диска Млечного Пути. По собственным движениям и лучевым скоростям звезд внутри диска Млечного Пути можно показать, что существует дифференциальное вращение. Комбинируя эти измерения собственных движений звезд и их лучевых скоростей, наряду с тщательным моделированием, можно получить картину вращения диска Млечного Пути . Локальный характер вращения галактики в окрестности Солнца заключен в константах Оорта . [ необходима цитата ]
  • Структурные компоненты Млечного Пути. Используя звездную кинематику, астрономы создают модели, которые стремятся объяснить общую структуру Галактики с точки зрения различных кинематических популяций звезд. Это возможно, потому что эти отдельные группы населения часто расположены в определенных областях галактик. Например, в Млечном Пути есть три основных компонента, каждый из которых имеет свою собственную звездную кинематику: диск , гало и балдж или перемычка . Эти кинематические группы тесно связаны со звездным населением Млечного Пути, образуя сильную корреляцию между движением и химическим составом, что указывает на различные механизмы формирования. Для Млечного Пути скорость звезд на диске равнаи среднеквадратичная скорость ( среднеквадратичная ) относительно этой скорости . Для звезд с балджем скорости ориентированы случайным образом с большей относительной среднеквадратичной скоростью и отсутствием чистой круговой скорости. [6]Галактическое звездное гало состоит из звезд, орбиты которых простираются до внешних областей галактики. Некоторые из этих звезд будут постоянно двигаться по орбите вдали от центра Галактики, в то время как другие движутся по траекториям, которые переносят их на различные расстояния от центра Галактики. Эти звезды практически не имеют среднего вращения. Многие звезды в этой группе принадлежат к шаровым скоплениям, которые сформировались давно, и поэтому имеют отчетливую историю формирования, о которой можно судить по их кинематике и плохой металличности. Ореол может быть дополнительно разделен на внутренний и внешний ореол, причем внутренний ореол имеет чистое прямое движение относительно Млечного Пути, а внешний - чистое ретроградное движение . [7]
  • Внешние галактики Спектроскопические наблюдения внешних галактик позволяют охарактеризовать объемные движения звезд, которые они содержат. Хотя эти звездные популяции во внешних галактиках обычно не разрешаются до уровня, на котором можно отслеживать движение отдельных звезд (за исключением самых ближайших галактик), измерения кинематики интегрированного звездного населения вдоль луча зрения предоставляют информацию, включая среднее скорость и дисперсия скоростей, которые затем можно использовать для вывода распределения массы внутри галактики. Измерение средней скорости в зависимости от положения дает информацию о вращении галактики, с отчетливыми областями галактики, которые красные смещением / смещен в фиолетовыхпо отношению к системной скорости галактики .
  • Распределение масс Путем измерения кинематики объектов-индикаторов, таких как шаровые скопления и орбит близлежащих спутниковых карликовых галактик , мы можем определить распределение масс Млечного Пути или других галактик. Это достигается путем сочетания кинематических измерений с динамическим моделированием.

Последние достижения Гайи [ править ]

Ожидаемое движение 40 000 звезд в следующие 400 тысяч лет, как определено Gaia EDR3.

В 2018 году в выпуске данных Gaia 2 было получено беспрецедентное количество высококачественных измерений звездной кинематики, а также измерений звездного параллакса, которые значительно улучшат наше понимание структуры Млечного Пути. Данные Gaia также позволили определить собственные движения многих объектов, собственные движения которых были ранее неизвестны, включая абсолютные собственные движения 75 шаровых скоплений, вращающихся на расстояниях до 21 кпк. [8] Кроме того, были измерены абсолютные собственные движения ближайших карликовых сфероидальных галактик, что позволило получить множество индикаторов массы Млечного Пути. [9]Это повышение точности измерения абсолютного собственного движения на таких больших расстояниях является значительным улучшением по сравнению с прошлыми исследованиями, такими как те, что проводились с помощью космического телескопа Хаббла .

Звездные кинематические типы [ править ]

Звезды в галактиках можно классифицировать на основе их кинематики. Например, звезды в Млечном Пути можно разделить на две общие популяции в зависимости от их металличности или доли элементов с атомными номерами выше, чем у гелия. Среди близлежащих звезд было обнаружено, что звезды популяции I с более высокой металличностью обычно расположены в звездном диске, в то время как более старые звезды популяции II находятся на случайных орбитах с небольшим вращением. [10] Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости Млечного Пути. [10] Сравнение кинематики близлежащих звезд также привело к идентификации звездных ассоциаций.. Скорее всего, это группы звезд, которые имеют общую точку происхождения в гигантских молекулярных облаках. [11]

Есть много дополнительных способов классификации звезд на основе их измеренных компонентов скорости, и это дает подробную информацию о природе времени образования звезды, ее нынешнем местоположении и общей структуре галактики. Когда звезда движется в галактике, сглаженный гравитационный потенциал всех других звезд и других масс в галактике играет доминирующую роль в определении звездного движения. [12] Звездная кинематика может дать представление о том, где в галактике образовалась звезда. Измерения кинематики отдельной звезды могут идентифицировать звезды, которые являются своеобразными выбросами, такими как высокоскоростная звезда, движущаяся намного быстрее, чем ее ближайшие соседи.

Скоростные звезды [ править ]

В зависимости от определения, высокоскоростная звезда - это звезда, движущаяся со скоростью от 65 до 100 км / с относительно среднего движения звезд в окрестностях Солнца. Скорость также иногда определяют как сверхзвуковую относительно окружающей межзвездной среды. Три типа высокоскоростных звезд: убегающие звезды, звезды с гало и гиперскоростные звезды. Звезды с высокими скоростями были изучены Яном Оортом, который использовал свои кинематические данные, чтобы предсказать, что звезды с высокими скоростями имеют очень небольшую тангенциальную скорость. [13]

Сбежавшие звезды [ править ]

Четыре убегающих звезды бороздят плотный межзвездный газ и создают яркие волны изгиба и хвосты светящегося газа. Звезды на этих изображениях космического телескопа Хаббл входят в число 14 молодых сбежавших звезд, замеченных усовершенствованной камерой для исследований в период с октября 2005 г. по июль 2006 г.

Убегающая звезда - это звезда, которая движется в космосе с аномально высокой скоростью относительно окружающей межзвездной среды . Собственное движение убегающих звезды часто указывает точно далеко от звездной ассоциации , из которой звезда была ранее членом, прежде чем он был брошен вне.

Механизмы, которые могут привести к появлению «убегающей звезды», включают:

  • Гравитационные взаимодействия между звездами в звездной системе могут привести к большим ускорениям одной или нескольких задействованных звезд. В некоторых случаях звезды могут даже выбрасываться. [14] Это может происходить в кажущихся стабильными звездных системах всего из трех звезд, как описано в исследованиях проблемы трех тел в теории гравитации. [15]
  • Столкновение или близкое столкновение между звездными системами , включая галактики, может привести к разрушению обеих систем, при этом некоторые звезды будут ускорены до высоких скоростей или даже выброшены. Крупномасштабный пример - гравитационное взаимодействие между Галактикой Млечный Путь и Большим Магеллановым Облаком . [16]
  • Сверхновая взрыв в множественным звезды системы может ускорить как остаток сверхновой и остальные звезды на высоких скоростях. [17] [18]

Несколько механизмов могут ускорить одну и ту же убегающую звезду. Например, массивная звезда, которая изначально была выброшена из-за гравитационного взаимодействия со своими звездными соседями, сама может стать сверхновой , создавая остаток со скоростью, модулируемой ударом сверхновой. Если эта сверхновая возникает в непосредственной близости от других звезд, возможно, что она может произвести еще больше убегающих звезд.

Примером связанного набора убегающих звезд является случай AE Aurigae , 53 Arietis и Mu Columbae , которые все удаляются друг от друга со скоростью более 100 км / с (для сравнения, Солнце движется через Млечный Путь. примерно на 20 км / с быстрее, чем в среднем по стране). Отслеживая их движения назад, их пути пересекаются около туманности Ориона около 2 миллионов лет назад. Петля Барнарда считается остатком сверхновой, запустившей другие звезды.

Другой пример - рентгеновский объект Vela X-1 , где фотоцифровые методы выявляют наличие типичной сверхзвуковой гиперболы головной ударной волны .

Звезды гало [ править ]

См. Также: Галактическое гало

Гало-звезды - очень старые звезды, которые не разделяют движение Солнца или большинства других звезд в окрестностях Солнца, которые находятся по аналогичным круговым орбитам вокруг центра Млечного Пути в его диске. Вместо этого звезды-гало движутся по эллиптическим орбитам, часто наклоненным к диску, которые уводят их значительно выше и ниже плоскости Млечного Пути. Хотя их орбитальные скорости в Млечном Пути могут быть не выше, чем у Солнца, их разные траектории приводят к высоким относительным скоростям.

Типичный пример - гало-звезды, проходящие через диск Млечного Пути под крутыми углами. Одна из ближайших 45 звезд, называемая звездой Каптейна , является примером высокоскоростных звезд, которые лежат около Солнца: ее наблюдаемая лучевая скорость составляет -245 км / с, а компоненты ее пространственной скорости равны u = +19 км. / с, v = −288 км / с и w = −52 км / с.

Звезды гиперскорости [ править ]

Позиции и траектории 20 высокоскоростных звезд, восстановленные по данным, полученным Гайей , наложены на художественный вид Млечного Пути.

Гиперскоростные звезды (обозначаемые в звездных каталогах как HVS или HV ) имеют значительно более высокие скорости, чем остальная часть звездного населения галактики. Некоторые из этих звезд могут даже превышать космическую скорость галактики. [19] В Млечном Пути звезды обычно имеют скорости порядка 100 км / с, тогда как сверхскоростные звезды обычно имеют скорости порядка 1000 км / с. Считается, что большинство из этих быстро движущихся звезд образуются вблизи центра Млечного Пути, где население этих объектов больше, чем дальше. Одна из самых быстрых известных звезд в нашей Галактике - субкарлик класса O US 708 , который удаляется от Млечного Пути с общей скоростью около 1200 км / с.

Джек Г. Хиллс впервые предсказал существование HVS в 1988 году. [20] Это было позже подтверждено в 2005 году Уорреном Брауном, Маргарет Геллер , Скоттом Кеньоном и Майклом Курцем . [21] По состоянию на 2008 год было известно 10 несвязанных HVS , один из которых, как полагают, произошел из Большого Магелланова облака, а не из Млечного Пути . [22] Дальнейшие измерения поместили его источник в Млечный Путь. [23]Из-за неопределенности относительно распределения массы в пределах Млечного Пути трудно определить, является ли HVS свободным. Еще пять известных высокоскоростных звезд могут быть не связаны с Млечным путем, и 16 HVS считаются связанными. Ближайший известный в настоящее время HVS (HVS2) находится примерно в 19  кпк от Солнца.

По состоянию на 1 сентября 2017 г. наблюдалось около 20 сверхскоростных звезд. Хотя большинство из них наблюдались в Северном полушарии , остается возможность, что есть HVS, которые можно наблюдать только из Южного полушария . [24]

Считается, что в Млечном Пути существует около 1000 HVS . [25] Учитывая, что в Млечном Пути около 100 миллиардов звезд , это мизерная доля (~ 0,000001%). Результаты второго выпуска данных Gaia (DR2) показывают, что большинство высокоскоростных звезд поздних типов имеют высокую вероятность быть привязанными к Млечному Пути. [26] Однако кандидаты в далекие сверхскоростные звезды выглядят более многообещающими. [27]

В марте 2019 года сообщалось , что LAMOST-HVS1 является подтвержденной сверхскоростной звездой, выброшенной из звездного диска галактики Млечный Путь. [28]

В июле 2019 года астрономы сообщили об обнаружении звезды A-типа S5-HVS1 , движущейся на 1755 км / с (3930000 миль в час), что быстрее, чем любая другая звезда, обнаруженная до сих пор. Звезда находится в созвездии Грюса (или Журавля) на южном небе и находится примерно в 29 000 св. Лет (1,8 × 10 9  а.е.) от Земли. Возможно, он был выброшен из Млечного Пути после взаимодействия со Стрельцом A * , сверхмассивной черной дырой в центре галактики. [29] [30] [31] [32] [33]

Происхождение сверхскоростных звезд [ править ]
Сбежавшая звезда летит с высоты 30 дораду, снимок сделан космическим телескопом Хаббла.

Считается, что HVS преимущественно возникают в результате близких столкновений двойных звезд со сверхмассивной черной дырой в центре Млечного Пути . Один из двух партнеров гравитационно захвачен черной дырой (в смысле выхода на орбиту вокруг нее), в то время как другой улетает с большой скоростью, становясь HVS. Такие маневры аналогичны захвату и выбросу звездой межзвездных объектов .

Также возможны HVS, вызванные сверхновыми, хотя они, по-видимому, редки. В этом сценарии HVS выбрасывается из тесной двойной системы в результате взрыва сверхновой звезды-компаньона. Для B-звезд позднего типа возможны скорости выброса до 770 км / с по системе галактического покоя. [34] Этот механизм может объяснить происхождение HVS, которые выбрасываются из галактического диска.

Известные HVS - это звезды главной последовательности, масса которых в несколько раз больше массы Солнца. Ожидаются также HVS с меньшими массами, и были найдены кандидаты в G / K-карлики HVS.

HVS, попавшие в Млечный Путь, пришли из карликовой галактики Большое Магелланово Облако. Когда карликовая галактика приблизилась к центру Млечного Пути, она испытала сильные гравитационные рывки. Эти буксиры настолько увеличили энергию некоторых звезд, что они полностью вырвались из карликовой галактики и были брошены в космос из -за эффекта разгона, похожего на рогатку . [35]

Предполагается, что некоторые нейтронные звезды движутся с аналогичной скоростью. Это могло быть связано с HVS и механизмом выброса HVS. Нейтронные звезды - это остатки взрывов сверхновых , и их экстремальные скорости, скорее всего, являются результатом асимметричного взрыва сверхновой или потери их ближайшего партнера во время взрыва сверхновой, которая их формирует. Нейтронная звезда RX J0822-4300 , которая, согласно измерениям рентгеновской обсерватории Чандра, двигалась с рекордной скоростью более 1500 км / с (0,5% от скорости света ) в 2007 году , считается первой. путь. [36]

Одна теория, касающаяся воспламенения сверхновых типа Ia, предполагает начало слияния двух белых карликов в двойной звездной системе, вызывающее взрыв более массивного белого карлика. Если менее массивный белый карлик не будет разрушен во время взрыва, он больше не будет гравитационно привязан к своему разрушенному компаньону, заставляя его покинуть систему в виде сверхскоростной звезды с ее предвзрывной орбитальной скоростью 1000–2500 км / с. В 2018 году три такие звезды были открыты по данным спутника Gaia. [37]

Неполный список HVS [ править ]

По состоянию на 2014 год было известно двадцать HVS. [38] [25]

  • HVS 1 - ( SDSS J090744.99 + 024506.8 ) (также известный как The Outcast Star) - первая открытая гиперскоростная звезда [21]
  • HVS 2 - (SDSS J093320.86 + 441705.4 или US 708 )
  • HVS 3 - ( HE 0437-5439 ) - возможно, из Большого Магелланова Облака [22]
  • HVS 4 - ( SDSS J091301.00 + 305120.0 )
  • HVS 5 - ( SDSS J091759.42 + 672238.7 )
  • HVS 6 - ( SDSS J110557.45 + 093439.5 )
  • HVS 7 - (SDSS J113312.12 + 010824.9)
  • HVS 8 - ( SDSS J094214.04 + 200322.1 )
  • HVS 9 - ( SDSS J102137.08-005234.8 )
  • HVS 10 - ( SDSS J120337.85 + 180250.4 )

Кинематические группы [ править ]

Набор звезд с одинаковым движением в пространстве и возрастом известен как кинематическая группа. [39] Это звезды, которые могут иметь общее происхождение, например, испарение рассеянного скопления , остатки области звездообразования или совокупность перекрывающихся всплесков звездообразования в разные периоды времени в соседних регионах. [40] Большинство звезд рождаются в молекулярных облаках, известных как звездные ясли . Звезды, образовавшиеся в таком облаке, составляют гравитационно связанные рассеянные скопления.содержащий от десятков до тысяч участников схожего возраста и состава. Эти кластеры со временем диссоциируют. Группы молодых звезд, которые покидают скопление или больше не связаны друг с другом, образуют звездные ассоциации. По мере того как эти звезды стареют и рассеиваются, их связь становится не очевидной, и они становятся движущимися группами звезд.

Астрономы могут определить, являются ли звезды членами кинематической группы, потому что у них одинаковый возраст, металличность и кинематика ( лучевая скорость и собственное движение ). Поскольку звезды в движущейся группе сформировались в непосредственной близости и почти в одно и то же время из одного и того же газового облака, хотя позже были разрушены приливными силами, они имеют схожие характеристики. [41]

Звездные ассоциации [ править ]

Основная статья: Звездная ассоциация

Звездная ассоциация - это очень рыхлое звездное скопление , звезды которого имеют общее происхождение, но стали гравитационно несвязанными и все еще движутся вместе в космосе. Ассоциации в первую очередь идентифицируются по общим векторам движения и возрасту. Идентификация по химическому составу также используется для определения членства в ассоциациях.

Звездные ассоциации были впервые обнаружены армянским астрономом Виктором Амбарцумяном в 1947 году. [42] В общепринятом названии ассоциации используются названия или аббревиатуры созвездия (или созвездий), в котором они расположены; тип ассоциации, а иногда и числовой идентификатор.

Типы [ править ]

Инфракрасный ESO «s VISTA вид звездного питомника в Единорога .

Виктор Амбарцумян сначала разделил звездные ассоциации на две группы, OB и T, на основе свойств их звезд. [42] Третья категория, R, была позже предложена Сиднеем ван ден Бергом для ассоциаций, которые освещают отражательные туманности . [43] Ассоциации OB, T и R образуют континуум молодых звездных группировок. Но в настоящее время неясно, являются ли они эволюционной последовательностью или представляют собой какой-то другой действующий фактор. [44] Некоторые группы также отображают свойства ассоциаций OB и T, поэтому категоризация не всегда однозначна.

Ассоциации акушерства [ править ]

Carina OB1 , крупная ассоциация акушеров.

Молодые ассоциации будут содержать от 10 до 100 массивных звезд спектрального класса O и B и известны как OB-ассоциации . Кроме того, в эти ассоциации также входят сотни и тысячи звезд малых и средних масс. Считается, что члены ассоциации образуются в том же небольшом объеме внутри гигантского молекулярного облака . Как только окружающая пыль и газ унесены ветром, оставшиеся звезды расстаются и начнут расходиться. [45] Считается, что большинство всех звезд Млечного Пути образовались в ассоциациях OB. [45] Звезды O-класса недолговечны и истекают как сверхновые.примерно через миллион лет. В результате возраст ассоциаций акушерства составляет всего несколько миллионов лет или меньше. Звезды OB в ассоциации сожгут все свое топливо в течение десяти миллионов лет. (Сравните это с нынешним возрастом Солнца, составляющим около пяти миллиардов лет.)

Hipparcos спутника при условии измерения , которые расположены дюжину OB ассоциации в пределах 650 парсек от Солнца [46] Ближайшая ассоциация OB - это Ассоциация Скорпион-Центавр , расположенная примерно в 400 световых годах от Солнца . [47]

OB-ассоциации также были обнаружены в Большом Магеллановом Облаке и Галактике Андромеды . Эти ассоциации могут быть довольно редкими, охватывая 1500 световых лет в диаметре. [11]

Т-ассоциации [ править ]

Молодые звездные группы могут содержать ряд молодых звезд Т Тельца , которые все еще находятся в процессе входа в главную последовательность . Эти редкие популяции, насчитывающие до тысячи звезд Т Тельца, известны как Т-ассоциации . Ближайший пример - ассоциация Телец-Возничий Т ( ассоциация Тау-Аур Т), расположенная на расстоянии 140 парсеков от Солнца. [48] Другие примеры включают в себя Т - ассоциаций в ассоциацию R Корона Аустралис T , то волчанка Т ассоциации , в ассоциацию Хамелеон T и ассоциацию Velorum T. Т-ассоциации часто встречаются в непосредственной близости от молекулярного облака, из которого они образовались. Некоторые, но не все, включают звезды класса O – B. Члены группы имеют одинаковый возраст и происхождение, одинаковый химический состав и одинаковую амплитуду и направление вектора скорости.

R-ассоциации [ править ]

Ассоциации звезд, которые освещают отражательные туманности , называются R-ассоциациями. Такое название предложил Сидней ван ден Берг после того, как он обнаружил, что звезды в этих туманностях имеют неравномерное распределение. [43] Эти молодые звездные группы содержат звезды главной последовательности, которые недостаточно массивны, чтобы рассеять межзвездные облака, в которых они образовались. [44] Это позволяет астрономам исследовать свойства окружающего темного облака. Поскольку ассоциации R более многочисленны, чем ассоциации OB, их можно использовать для отслеживания структуры спиральных рукавов галактик. [49] Примером R-ассоциации является Monoceros R2 , расположенный в 830 ± 50 парсек.от солнца. [44]

Перемещение групп[ редактировать ]

Дополнительная информация: Список ближайших звездных ассоциаций и движущихся групп.
Движущаяся группа Большой Медведицы , ближайшая к Земле движущаяся группа звезд.

Если остатки звездной ассоциации дрейфуют по Млечному Пути как несколько связная совокупность, то их называют движущейся группой или кинематической группой . Подвижные группы могут быть старыми, например, движущаяся группа HR 1614 в два миллиарда лет, или молодыми, например, движущаяся группа AB Dor, возрастом всего 120 миллионов лет.

Подвижные группы интенсивно изучал Олин Эгген в 1960-х годах. [50] Список ближайших молодых движущихся групп был составлен Лопес-Сантьяго и др. [39] Самая близкая - Группа Большой Медведицы, которая включает все звезды в астеризме Плуга / Большой Медведицы, за исключением α Большой Медведицы и η Большой Медведицы . Это достаточно близко, чтобы Солнце находилось на его внешних окраинах, не являясь частью группы. Следовательно, хотя члены сконцентрированы в склонах около 60 ° с.ш., некоторые выбросы находятся так же далеко по небу, как Triangulum Australe на 70 ° ю.ш.

Список молодых движущихся групп постоянно пополняется. Инструмент Banyan Σ [51] в настоящее время перечисляет 29 близлежащих молодых движущихся групп [53] [52] Недавние добавления к соседним движущимся группам - это Ассоциация Воланс-Карина (VCA), обнаруженная с помощью Gaia , [54] и Ассоциация Аргуса (ARG). - подтвердил Гайя. [55] Подвижные группы иногда можно подразделить на более мелкие отдельные группы. Было обнаружено, что комплекс Great Austral Young Association (GAYA) подразделяется на движущиеся группы Carina , Columba и Tucana-Horologium.. Эти три ассоциации не очень отличаются друг от друга и имеют схожие кинематические свойства. [56]

Молодые движущиеся группы имеют хорошо известный возраст и могут помочь в описании объектов, возраст которых трудно оценить , например, коричневых карликов . [57] Члены близлежащих молодых движущихся групп также являются кандидатами на изображение протопланетных дисков , таких как TW Hydrae, или экзопланет , отображаемых непосредственно , таких как Beta Pictoris b или GU Psc b .

Звездные потоки [ править ]

См. Также: Список звездных потоков

Звездный поток представляет собой объединение звезд , вращающихся вокруг галактики , которая была когда - то в шаровом скоплении или карликовой галактики , которая теперь была разорвана и вытянута вдоль своей орбиты приливными силами.

Известные кинематические группы [ править ]

Некоторые близлежащие кинематические группы включают: [39]

  • Местная ассоциация ( движущаяся группа Плеяд )
  • Двигающаяся группа AB Doradus
  • Движущийся кластер Альфа Персея
  • Движущаяся группа Beta Pictoris [58]
  • Касторовая подвижная группа
  • Ассоциация Corona Australis
  • Кластер Eta Chamaeleontis
  • Ассоциация Геркулес-Лира [39]
  • Ручей Геркулес
  • Ручей Гиады
  • Сверхскопление IC 2391 (Ассоциация Аргус)
  • Группа Каптейн [59]
  • МБМ 12 ассоциация
  • Ассоциация Tucana-Horologium [58]
  • TW Гидра ассоциация [58]
  • Передвижная группа Большой Медведицы
  • Передвижная группа Wolf 630 [60]
  • Движущаяся группа Зета Геркулес
  • Звездный поток Рыбы-Эридан
  • Ассоциация Tucana-Horologium

См. Также [ править ]

  • Астрометрия
  • Гайя (космический корабль)
  • Hipparcos
  • проблема н-тела
  • Остаток открытого кластера
  • Список ближайших звездных ассоциаций и движущихся групп

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Звездные движения (расширение)" . Австралийский телескоп и образование . Организация Содружества научных и промышленных исследований. 2005-08-18 . Проверено 19 ноября 2008 .
  2. ^ Фич, Мишель; Тремейн, Скотт (1991). «Масса Галактики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 29 (1): 409–445. Bibcode : 1991ARA & A..29..409F . DOI : 10.1146 / annurev.aa.29.090191.002205 .
  3. ^ Джонсон, Дин RH; Содерблом, Дэвид Р. (1987). «Расчет космических скоростей галактик и их неопределенностей с приложением к группе Большой Медведицы». Астрономический журнал . 93 (2): 864–867. Bibcode : 1987AJ ..... 93..864J . DOI : 10.1086 / 114370 .
  4. ^ Шенрих, Ральф; Бинни, Джеймс; Денен, Вальтер (2010). «Местная кинематика и местный стандарт отдыха». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 403 (4): 1829–1833. arXiv : 0912.3693 . Bibcode : 2010MNRAS.403.1829S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16253.x .
  5. ^ Денен, Вальтер; Бинни, Джеймс Дж. (1998). «Локальная звездная кинематика по данным HIPPARCOS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 387–394. arXiv : astro-ph / 9710077 . Bibcode : 1998MNRAS.298..387D . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01600.x .
  6. ^ Бинни, Джеймс; Тремейн, Скотт (2008). Галактическая динамика . Издательство Принстонского университета. С. 16–19. ISBN 9780691130279.
  7. ^ Каролло, Даниэла; и другие. (2007). «Два звездных компонента в гало Млечного Пути». Природа . 450 (7172): 1020–1025. arXiv : 0706.3005 . Bibcode : 2007Natur.450.1020C . DOI : 10,1038 / природа06460 . PMID 18075581 . 
  8. ^ Schoenrich, R .; Binney, J .; Dehnen, W .; Де Брюйне, JHJ; Миньяр, Ф .; Drimmel, R .; Babusiaux, C .; Бейлер-Джонс, Калифорния; Bastian, U .; Biermann, M .; Evans, DW; Eyer, L .; Jansen, F .; Jordi, C .; Кац, Д .; Klioner, SA; Lammers, U .; Lindegren, L .; Лури, X .; o'Mullane, W .; Panem, C .; Pourbaix, D .; Randich, S .; Sartoretti, P .; Сиддики, HI; Soubiran, C .; Валетт, В .; Van Leeuwen, F .; Уолтон, штат Северная Каролина; и другие. (2016). «Выпуск данных Gaia 1. Сводка астрометрических, фотометрических и обзорных свойств». Астрономия и астрофизика . 595 : А2. arXiv : 1609.04172 . Bibcode : 2016A & A ... 595A ... 2G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201629512 .
  9. ^ Уоткинс, Лаура; и другие. (Май 2018). "Свидетельства существования Млечного Пути средней массы по движениям галоидального скопления Gaia DR2". Астрофизический журнал . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Bibcode : 2019ApJ ... 873..118W . DOI : 10,3847 / 1538-4357 / ab089f .
  10. ^ a b Джонсон, Хью М. (1957). «Кинематика и эволюция звезд Population I» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 69 (406): 54. Bibcode : 1957PASP ... 69 ... 54J . DOI : 10.1086 / 127012 .
  11. ^ a b Elmegreen, B .; Николаевич Ефремов Ю. (1998). «Формирование звездных скоплений» . Американский ученый . 86 (3): 264. Bibcode : 1998AmSci..86..264E . DOI : 10.1511 / 1998.3.264 . Проверено 23 августа 2006 .
  12. ^ Спарк, LS ; Галлахер, Дж.С. (2007). Галактики во Вселенной . США: Издательство Кембриджского университета. п. 111. ISBN 978-0521671866.
  13. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Издательство Принстонского университета. С. 16–17. ISBN 978-0691004020.
  14. ^ О, Seungkyung; Крупа, Павел; Пфламм-Альтенбург, январь (2015). «Зависимость динамических выбросов О-звезд от масс очень молодых звездных скоплений». Астрофизический журнал . 805 (2): 92. arXiv : 1503.08827 . Bibcode : 2015ApJ ... 805 ... 92o . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 805/2/92 . ISSN 0004-637X . 
  15. ^ Гварамадзе, Василий В .; Гуаландрис, Алессия (30 сентября 2010 г.). «Очень массивные звезды, убегающие от столкновения трех тел» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 410 (1): 304–312. arXiv : 1007,5057 . Bibcode : 2011MNRAS.410..304G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17446.x . ISSN 0035-8711 . 
  16. ^ Boubert, D .; Erkal, D .; Эванс, Северо-Запад; Иззард, RG (2017-04-10). «Гиперскоростные побеги из Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 (2): 2151–2162. arXiv : 1704.01373 . Bibcode : 2017MNRAS.469.2151B . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx848 . ISSN 0035-8711 . 
  17. ^ Блау, A. (1961). «О происхождении звезд O- и B-типов с высокими скоростями (убегающие звезды) и некоторых связанных с этим проблемах». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 15 : 265. Bibcode : 1961BAN .... 15..265B .
  18. ^ Таурис, TM; Такенс, Р.Дж. (1998). «Убегающие скорости звездных компонентов, возникающих из разрушенных двойных систем через асимметричные взрывы сверхновых». Астрономия и астрофизика . 330 : 1047–1059. Bibcode : 1998A & A ... 330.1047T .
  19. ^ «Две изгнанные звезды навсегда покидают нашу галактику» . Space Daily . 27 января 2006 . Проверено 24 сентября 2009 .
  20. Перейти ↑ Hills, JG (1988). «Гиперскоростные и приливные звезды из двойных систем, разрушенных массивной галактической черной дырой» . Природа . 331 (6158): 687–689. Bibcode : 1988Natur.331..687H . DOI : 10.1038 / 331687a0 .
  21. ^ a b Браун, Уоррен Р .; Геллер, Маргарет Дж .; Кеньон, Скотт Дж .; Курц, Майкл Дж. (2005). «Открытие несвязанной гиперскоростной звезды в гало Млечного Пути». Астрофизический журнал . 622 (1): L33 – L36. arXiv : astro-ph / 0501177 . Bibcode : 2005ApJ ... 622L..33B . DOI : 10.1086 / 429378 .
  22. ^ a b Edelmann, H .; Napiwotzki, R .; Heber, U .; Christlieb, N .; и другие. (2005). "HE 0437-5439: несвязанная сверхскоростная звезда основной последовательности B-типа". Астрофизический журнал . 634 (2): L181 – L184. arXiv : astro-ph / 0511321 . Bibcode : 2005ApJ ... 634L.181E . DOI : 10.1086 / 498940 .
  23. ^ Браун, Уоррен R .; Андерсон, Джей; Гнедин, Олег Ю .; Bond, Howard E .; и другие. (19 июля 2010 г.). «Галактическое происхождение HE 0437–5439, сверхскоростной звезды около большого Магелланова облака». Письма в астрофизический журнал . 719 (1): L23. arXiv : 1007,3493 . Bibcode : 2010ApJ ... 719L..23B . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 719/1 / L23 .
  24. ^ "Самые быстрые звезды Млечного Пути - беглецы" . Наука и Дети : 14. 1 сентября 2017 . Проверено 11 фев 2018 .
  25. ^ a b Браун, Уоррен Р .; Геллер, Маргарет Дж .; Кеньон, Скотт Дж .; Курц, Майкл Дж .; Бромли, Бенджамин С. (2007). "Гиперскоростные звезды. III. Плотность пространства и история выброса звезд главной последовательности из центра Галактики". Астрофизический журнал . 671 (2): 1708–1716. arXiv : 0709.1471 . Bibcode : 2007ApJ ... 671.1708B . DOI : 10.1086 / 523642 .
  26. ^ Буберт, Дуглас; Гильошон, Джеймс; Хокинс, Кейт; Гинзбург, Идан; Эванс, Н. Вин; Стрейдер, Джей (6 июня 2018 г.). «Возвращение к сверхскоростным звездам после Gaia DR2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 479 (2): 2789–2795. arXiv : 1804.10179 . Bibcode : 2018MNRAS.479.2789B . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty1601 .
  27. ^ де ла Fuente Marcos, R .; де ла Фуэнте Маркос, К. (8 июля 2019 г.). «Полет далеко и быстро: распределение кандидатов в далекие сверхскоростные звезды по данным Gaia DR2». Астрономия и астрофизика . 627 : A104 (17 стр.). arXiv : 1906.05227 . Bibcode : 2019A & A ... 627A.104D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201935008 .
  28. ↑ Мичиганский университет (13 марта 2019 г.). «Исследователи подтверждают, что массивная гипер-убегающая звезда выброшена из диска Млечного Пути» . Phys.org . Проверено 13 марта 2019 .
  29. ^ Overbye, Dennis (14 ноября 2019). «Черная дыра выбросила звезду из галактики Млечный Путь. Пока, S5-HVS1, мы почти не знали вас» . Нью-Йорк Таймс . Дата обращения 18 ноября 2019 .
  30. ^ Копосов, Сергей Е .; и другие. (11 ноября 2019 г.). «Открытие звезды со скоростью 1700 км / с, выброшенной из Млечного Пути Sgr A *». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . arXiv : 1907.11725 . DOI : 10.1093 / MNRAS / stz3081 .
  31. ↑ Старр, Мишель (31 июля 2019 г.). "Причудливая звезда, выброшенная из центра нашей галактики, - самая быстрая из когда-либо виденных" . ScienceAlert.com . Дата обращения 18 ноября 2019 .
  32. ^ Ирвинг, Майкл (13 ноября 2019 г.). «Самая быстрая из когда-либо найденных звезд выброшена из Млечного Пути» . NewAtlas.com . Дата обращения 18 ноября 2019 .
  33. ^ Плэйт, Фил (13 ноября 2019). «Наша местная сверхмассивная черная дыра выстрелила звездой прямо из галактики» . Плохая астрономия . Дата обращения 19 ноября 2019 .
  34. ^ Таурис, Томас М. (2015). «Максимальная скорость сверхскоростных звезд, выброшенных из двойных систем». Буквы. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 448 (1): L6 – L10. arXiv : 1412.0657 . Bibcode : 2015MNRAS.448L ... 6T . DOI : 10.1093 / mnrasl / slu189 .
  35. ↑ Мэгги Макки (4 октября 2008 г.). «Самые быстрые звезды Млечного Пути могут быть иммигрантами» . Новый ученый.
  36. ^ Watzke, Меган (28 ноября 2007). «Чандра обнаруживает космическое пушечное ядро» . Newswise.
  37. ^ Шен, Кен Дж .; и другие. (2018). "Три гиперскоростных белых карлика в Gaia DR2: свидетельство наличия динамически управляемых двойных вырожденных сверхновых с двойной детонацией типа Ia". Астрофизический журнал . 865 (1): 15–28. arXiv : 1804.11163 . Bibcode : 2018ApJ ... 865 ... 15S . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aad55b .
  38. ↑ Zheng Zheng (7 мая 2014 г.). «Найдена ближайшая яркая« гиперскоростная звезда »» . Центр новостей . Университет Юты.
  39. ^ a b c d Лопес-Сантьяго, Дж .; Montes, D .; Креспо-Чакон, И .; Фернандес-Фигероа, MJ (июнь 2006 г.). «Ближайшие молодые движущиеся группы». Астрофизический журнал . 643 (2): 1160–1165. arXiv : astro-ph / 0601573 . Bibcode : 2006ApJ ... 643.1160L . DOI : 10.1086 / 503183 .
  40. ^ Монтес, Д .; и другие. (Ноябрь 2001 г.). «Поздние члены молодых звездных кинематических групп - I. Одиночные звезды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 328 (1): 45–63. arXiv : astro-ph / 0106537 . Bibcode : 2001MNRAS.328 ... 45М . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04781.x .
  41. ^ Джонстон, Кэтрин В. (1996). «Ископаемые сигнатуры древних событий аккреции в гало». Астрофизический журнал . 465 : 278. arXiv : astro-ph / 9602060 . Bibcode : 1996ApJ ... 465..278J . DOI : 10.1086 / 177418 .
  42. ^ a b Исраэлян, Гарик (1997). «Некролог: Виктор Амазаспович Амбарцумян, 1912 [т.е. 1908] –1996». Бюллетень Американского астрономического общества . 29 (4): 1466–1467. Bibcode : 1997BAAS ... 29.1466I .
  43. ^ а б Хербст, W. (1976). «R-ассоциации. I - UBV-фотометрия и МК-спектроскопия звезд в южных отражательных туманностях». Астрономический журнал . 80 : 212–226. Bibcode : 1975AJ ..... 80..212H . DOI : 10.1086 / 111734 .
  44. ^ a b c Herbst, W .; Расин, Р. (1976). "R-ассоциации. V. MON R2". Астрономический журнал . 81 : 840. Bibcode : 1976AJ ..... 81..840H . DOI : 10.1086 / 111963 .
  45. ^ a b "Ассоциации OB" (PDF) . GAIA: состав, образование и эволюция Галактики. 2000-04-06 . Проверено 14 ноября 2013 .
  46. ^ de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R .; де Брюйне, JHJ; Браун, AGA; и другие. (1999). «Перепись HIPPARCOS ближайших ассоциаций OB». Астрономический журнал . 117 (1): 354–399. arXiv : astro-ph / 9809227 . Bibcode : 1999AJ .... 117..354D . DOI : 10.1086 / 300682 .
  47. ^ Maíz-Apellaniz, Хесус (2001). «Происхождение местного пузыря». Астрофизический журнал . 560 (1): L83 – L86. arXiv : astro-ph / 0108472 . Bibcode : 2001ApJ ... 560L..83M . DOI : 10.1086 / 324016 .
  48. ^ Frink, S .; Roeser, S .; Neuhaeuser, R .; Стерзик, МК (1999). «Новые собственные движения звезд до главной последовательности в Тельце-Возничего» . Астрономия и астрофизика . 325 : 613–622. arXiv : astro-ph / 9704281 . Bibcode : 1997A & A ... 325..613F .
  49. ^ Хербст, W. (1975). «R-ассоциации III. Локальная оптическая спиральная структура». Астрономический журнал . 80 : 503. Bibcode : 1975AJ ..... 80..503H . DOI : 10.1086 / 111771 .
  50. Перейти ↑ Eggen, OJ (1965). «Движущиеся группы звезд». В Blaauw, Adriaan & Schmidt, Maarten (ред.). Наблюдательные аспекты структуры Галактики: конспекты лекций, представленные участниками . Чикаго: Издательство Чикагского университета. п. 111. Bibcode : 1965gast.book..111E .
  51. ^ "БАНЯН Σ" . www.exoplanetes.umontreal.ca . Проверено 15 ноября 2019 .
  52. ^ a b Ганье, Джонатан; Mamajek, Eric E .; Мало, Лизон; Ридель, Адрик; Родригес, Дэвид; Лафреньер, Давид; и другие. (2018-03-21). «Многомерный байесовский алгоритм BANYAN Σ для идентификации членов молодых ассоциаций со 150 пк». Астрофизический журнал . БАНЯН XI. 856 (1): 23. arXiv : 1801.09051 . Bibcode : 2018ApJ ... 856 ... 23G . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aaae09 . ISSN 0004-637X . 
  53. ^ См. «Рисунки 4 и 5 из Gagné et al . 2018a» .[52]
  54. ^ Ганье, Джонатан; Фаэрти, Жаклин К .; Мамаджек, Эрик Э. (2018-10-01). «Воланс-Карина: новая 90-летняя старая звездная ассоциация на 85 пк». Астрофизический журнал . 865 (2): 136. arXiv : 1808.04420 . Bibcode : 2018ApJ ... 865..136G . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aadaed . ISSN 0004-637X . 
  55. ^ Цукерман, В. (2018-12-31). «Ближайшая молодая ассоциация Argus: членство, возраст и пыльные диски мусора». Астрофизический журнал . 870 (1): 27. arXiv : 1811.01508 . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aaee66 . ISSN 1538-4357 . 
  56. ^ Торрес, CAO; Quast, GR; Мело, швейцарский франк; Стерзик, М.Ф. (25.08.2008). «Молодые, близкие, свободные общества» . arXiv : 0808.3362 [ astro-ph ]  в  Reipurth, Bo, ed. (2008). "Справочник по регионам звездообразования: Том II, Южное небо" . Публикации монографии (онлайн). Том 5. Астрономическое общество Тихого океана. ISBN 978-1-58381-678-3,напечатано: ISBN 978-1-58381-671-4 
  57. ^ Аллерс, KN; Лю, Майкл К. (09.07.2013). «Спектроскопическое исследование молодых сверххолодных карликов в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 772 (2): 79. arXiv : 1305.4418 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 772/2/79 . ISSN 0004-637X . 
  58. ^ a b c Песня, Инсок; и другие. (Декабрь 2003 г.). «Новые члены ассоциации TW Hydrae, движущейся группы β Pictoris и ассоциации Tucana / Horologium» (PDF) . Астрофизический журнал . 599 (1): 342–350. Bibcode : 2003ApJ ... 599..342S . DOI : 10.1086 / 379194 .
  59. ↑ Wylie-de Boer, Элизабет; и другие. (Февраль 2010 г.). «Свидетельства приливных обломков ω Cen в группе Каптейн». Астрономический журнал . 139 (2): 636–645. arXiv : 0910.3735 . Bibcode : 2010AJ .... 139..636W . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 139/2/636 .
  60. ^ Макдональд, АР; Херншоу, Дж. Б. (август 1983 г.). "Движущаяся группа звезд" Волк 630 " . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 204 (3): 841–852. Полномочный код : 1983MNRAS.204..841M . DOI : 10.1093 / MNRAS / 204.3.841 .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Маевски, Стивен Р. (2006). «Звездные движения» . Университет Вирджинии. Архивировано из оригинала на 2012-01-25 . Проверено 25 февраля 2008 .
  • «Космическая скорость и ее компоненты» . Университет Теннесси. Архивировано из оригинала на 2008-02-16 . Проверено 25 февраля 2008 .
  • Blaauw A .; Морган WW (1954). "Космические движения AE Aurigae и mu Columbae по отношению к туманности Ориона". Астрофизический журнал . 119 : 625. Полномочный код : 1954ApJ ... 119..625B . DOI : 10.1086 / 145866 .
  • Hoogerwerf, R .; де Брюйне, JHJ; де Зеув, PT (2000). «Происхождение убегающих звезд». Астрофизический журнал . 544 (2): L133. arXiv : astro-ph / 0007436 . Bibcode : 2000ApJ ... 544L.133H . DOI : 10.1086 / 317315 .
  • Коричневый; Геллер; Кеньон; Курц (2006). «Успешный прицельный поиск звезд гиперскорости». Астрофизический журнал . 640 (1): L35 – L38. arXiv : astro-ph / 0601580 . Bibcode : 2006ApJ ... 640L..35B . DOI : 10.1086 / 503279 .
  • Edelmann, H .; Napiwotzki, R .; Heber, U .; Christlieb, N .; и другие. (2005). "HE 0437-5439: несвязанная сверхскоростная звезда основной последовательности B-типа". Астрофизический журнал . 634 (2): L181 – L184. arXiv : astro-ph / 0511321 . Bibcode : 2005ApJ ... 634L.181E . DOI : 10.1086 / 498940 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Пресс-релиз ESO о беглых звездах
  • Запись в Энциклопедию астробиологии, астрономии и космических полетов.
  • Две звезды в изгнании навсегда покидают нашу галактику
  • Запись в Энциклопедию астробиологии, астрономии и космических полетов.
  • Гиперскоростные звезды. I. Спектроскопическая съемка [ постоянная мертвая ссылка ] информация о HV 6 и HV 7
  • Молодые звездные кинематические группы , Давид Монтес, Departamento de Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid.