stringtranslate.com

Звездная кинематика

Звезда Барнарда , показывающая положение каждые 5 лет в период 1985–2005 годов. Звезда Барнарда — звезда с наибольшим собственным движением . [1]

В астрономии звездная кинематика — это наблюдательное исследование или измерение кинематики или движения звезд в пространстве.

Звездная кинематика включает в себя измерение скоростей звезд в Млечном Пути и его спутниках , а также внутреннюю кинематику более отдаленных галактик . Измерение кинематики звезд в различных подкомпонентах Млечного Пути, включая тонкий диск , толстый диск , балдж и звездное гало, дает важную информацию о формировании и истории эволюции нашей Галактики. Кинематические измерения могут также идентифицировать экзотические явления, такие как сверхскоростные звезды, покидающие Млечный Путь, которые интерпретируются как результат гравитационных столкновений двойных звезд со сверхмассивной черной дырой в Галактическом центре .

Звездная кинематика связана с предметом звездной динамики , который включает в себя теоретическое исследование или моделирование движения звезд под влиянием гравитации , но отличается от него. Звездно-динамические модели таких систем, как галактики или звездные скопления, часто сравниваются или проверяются на основе звездно-кинематических данных для изучения их эволюционной истории и распределения масс, а также для обнаружения присутствия темной материи или сверхмассивных черных дыр посредством их гравитационного влияния на звездные массы. орбиты.

Космическая скорость

Связь между собственным движением и компонентами скорости объекта. При излучении объект находился на расстоянии d от Солнца и двигался с угловой скоростью μ радиан/с, то есть μ = v t / d, где v t = составляющая скорости, поперечная лучу зрения от Солнца. (На диаграмме показан угол μ , выметаемый в 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 серии определений положения относительно более удаленных объектов. Как только расстояние до звезды определено с помощью астрометрических средств, таких как параллакс , можно вычислить космическую скорость. [2] Это фактическое движение звезды относительно Солнца или местный стандарт покоя (LSR). Последнее обычно принимается как положение в нынешнем местоположении Солнца, которое движется по круговой орбите вокруг Галактического центра со средней скоростью ближайших звезд с низкой дисперсией скоростей. [3] Движение Солнца относительно LSR называется «пекулярным солнечным движением».

Компоненты космической скорости в галактической системе координат Млечного Пути обычно обозначаются U, V и W, выраженные в км/с, причем U положительное в направлении Галактического центра, V положительное в направлении вращения Галактики . и W положительна в направлении Северного полюса Галактики . [4] Пекулярное движение Солнца относительно LSR равно [5]

(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 предполагалось в 1998 году Дененом и др. [6] ).

Использование кинематических измерений

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 в своем центре сверхмассивные черные дыры . В более отдаленных областях галактик, таких как внутри галактического гало, измерения скорости шаровых скоплений, вращающихся по орбитам в этих областях гало галактик, предоставляют доказательства существования темной материи . Оба этих случая вытекают из того ключевого факта, что звездная кинематика может быть связана с общим потенциалом , которым связаны звезды. Это означает, что если провести точные измерения звездной кинематики для звезды или группы звезд, вращающихся в определенной области галактики, можно сделать вывод о гравитационном потенциале и распределении массы, учитывая, что гравитационный потенциал, с которым связана звезда, создает ее орбиту и служит толчком для ее звездного движения. Примеры использования кинематики в сочетании с моделированием для построения астрофизической системы включают:

Последние достижения благодаря Гайе

Ожидаемое движение 40 000 звезд в ближайшие 400 тысяч лет, согласно данным Gaia EDR3.

В 2018 году выпуск данных Gaia Data Release 2 (GAIA DR2) ознаменовал значительный прогресс в звездной кинематике, предложив богатый набор данных точных измерений. Этот выпуск включал подробные данные о кинематике звезд и параллаксе звезд , что способствовало более глубокому пониманию структуры Млечного Пути. Примечательно, что это облегчило определение собственных движений многих небесных объектов, включая абсолютные собственные движения 75 шаровых скоплений , расположенных на расстояниях до яркого предела . [12] Кроме того, обширный набор данных Gaia позволил измерить абсолютные собственные движения в близлежащих карликовых сфероидальных галактиках , что послужило важным индикатором для понимания распределения масс внутри Млечного Пути. [13] GAIA DR3 улучшила качество ранее опубликованных данных, предоставив подробные астрофизические параметры. [14] Хотя полная версия GAIA DR4 еще не представлена, последняя версия предлагает более глубокое понимание белых карликов, сверхскоростных звезд , космологического гравитационного линзирования и истории слияний Галактики . [15]

Звездные кинематические типы

Звезды внутри галактик можно классифицировать на основе их кинематики. Например, звезды Млечного Пути можно разделить на две основные популяции в зависимости от их металличности или доли элементов с атомными номерами выше, чем у гелия. Было обнаружено, что среди близлежащих звезд 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 чистым вращением. [16] Последние имеют эллиптические орбиты, наклоненные к плоскости Млечного Пути. [16] Сравнение кинематики близлежащих звезд также привело к выявлению звездных ассоциаций . Скорее всего, это группы звезд, которые имеют общую точку происхождения в гигантских молекулярных облаках. [17]

Существует множество дополнительных способов классификации звезд на основе измеренных компонентов их скоростей, что дает подробную информацию о природе времени образования звезды, ее нынешнем местоположении и общей структуре галактики. При движении звезды в галактике доминирующую роль в определении движения звезды играет сглаженный гравитационный потенциал всех остальных звезд и других масс внутри галактики. [18] Звездная кинематика может дать представление о месте формирования звезды в галактике. Измерения кинематики отдельной звезды могут идентифицировать звезды, которые являются своеобразными выбросами, например, высокоскоростную звезду, движущуюся намного быстрее, чем ее ближайшие соседи.

Высокоскоростные звезды

В зависимости от определения, высокоскоростная звезда — это звезда, движущаяся со скоростью от 65 до 100 км/с относительно среднего движения других звезд в окрестностях звезды. Скорость также иногда определяют как сверхзвуковую по отношению к окружающей межзвездной среде. Три типа высокоскоростных звезд: убегающие звезды, звезды с гало и звезды со сверхскоростными скоростями. Звезды с высокой скоростью изучал Ян Оорт, который использовал свои кинематические данные, чтобы предсказать, что звезды с высокой скоростью имеют очень небольшую тангенциальную скорость. [19]

Беглые звезды

Четыре беглых звезды движутся через области плотного межзвездного газа и создают яркие головные волны и хвосты светящегося газа. Звезды на этих изображениях космического телескопа «Хаббл» НАСА входят в число 14 молодых беглых звезд, обнаруженных усовершенствованной камерой для исследований в период с октября 2005 года по июль 2006 года.

Убегающая звезда — это звезда, движущаяся в пространстве с аномально высокой скоростью относительно окружающей межзвездной среды . Собственное движение убегающей звезды часто направлено точно в сторону от звездной ассоциации , членом которой звезда прежде была, прежде чем ее выбросили.

Механизмы, которые могут привести к возникновению «беглой звезды», включают:

Несколько механизмов могут ускорять 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, производя остаток со скоростью, модулированной толчком сверхновой. Если эта сверхновая возникает в непосредственной близости от других звезд, вполне возможно, что в процессе она может привести к еще большему количеству убегающих звезд.

Примером родственного набора убегающих звезд является случай AE Aurigae , 53 Arietis и Mu Columbae , все они удаляются друг от друга со скоростями более 100 км/с (для сравнения: Солнце движется по Млечному Пути). примерно на 20 км/с быстрее, чем в среднем по стране). Прослеживая их движение, их пути пересекаются недалеко от туманности Ориона около 2 миллионов лет назад. Считается, что Петля Барнарда является остатком сверхновой, запустившей другие звезды.

Другим примером является рентгеновский объект Vela X-1 , где фотоцифровые методы обнаруживают наличие типичной сверхзвуковой гиперболы головной ударной волны .

Звезды гало

Звезды гало — это очень старые звезды, которые не движутся по круговым орбитам вокруг центра Млечного Пути внутри его диска. Вместо этого звезды гало движутся по эллиптическим орбитам, часто наклоненным к диску, что поднимает их значительно выше и ниже плоскости Млечного Пути. Хотя их орбитальные скорости относительно Млечного Пути могут быть не выше, чем у звезд диска, их разные траектории приводят к высоким относительным скоростям.

Типичным примером являются звезды-гало, проходящие через диск Млечного Пути под крутыми углами. Одна из ближайших 45 звезд, называемая Звездой Каптейна , является примером высокоскоростных звезд, лежащих вблизи Солнца: ее наблюдаемая лучевая скорость составляет −245 км/с, а компоненты ее космической скорости составляют u = +19 км. / с, v = -288 км/с и w = -52 км/с.

Гиперскоростные звезды

Положения и траектории 20 высокоскоростных звезд, реконструированные на основе данных, полученных Гайей , наложенных поверх художественного изображения Млечного Пути.

Гиперскоростные звезды (обозначаемые в звездных каталогах как HVS или HV ) имеют существенно более высокие скорости, чем остальное звездное население галактики. Некоторые из этих звезд могут даже превышать скорость убегания галактики. [25] 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 этих быстро движущихся звезд рождаются вблизи центра Млечного Пути, где этих объектов больше, чем дальше. Одной из самых быстрых известных звезд нашей Галактики является субкарлик О-класса US 708 , удаляющийся от Млечного Пути с общей скоростью около 1200 км/с.

Джек Г. Хиллс впервые предсказал существование HVS в 1988 году. [26] Позже это было подтверждено в 2005 году Уорреном Брауном, Маргарет Геллер , Скоттом Кеньоном и Майклом Курцем . [27] 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 . [28] Дальнейшие измерения установили, что он возник в пределах Млечного Пути. [29] Из-за неопределенности относительно распределения массы внутри Млечного Пути определить, является ли HVS несвязанным, сложно. Еще пять известных высокоскоростных звезд могут быть оторваны от Млечного Пути, и считается, что 16 звезд HVS связаны. Ближайшая известная в настоящее время HVS (HVS2) находится на расстоянии около 19  кпк от Солнца.

По состоянию на 1 сентября 2017 года наблюдалось около 20 сверхскоростных звезд. Хотя большинство из них наблюдалось в Северном полушарии , остается возможность, что существуют HVS, наблюдаемые только из Южного полушария . [30]

Считается, что в Млечном Пути существует около 1000 HVS. [31] Учитывая, что в Млечном Пути около 100 миллиардов звезд , это ничтожная доля (~0,000001%). Результаты второго выпуска данных Gaia (DR2) показывают, что большинство высокоскоростных звезд позднего типа имеют высокую вероятность быть связанными с Млечным Путем. [32] Однако более перспективными являются кандидаты в далекие сверхскоростные звезды. [33]

В марте 2019 года сообщалось, что LAMOST-HVS1 является звездой с подтвержденной сверхскоростью, выброшенной из звездного диска Млечного Пути. [34]

В июле 2019 года астрономы сообщили об обнаружении звезды A-типа S5-HVS1 , движущейся со скоростью 1755 км/с (3 930 000 миль в час), что быстрее, чем любая другая звезда, обнаруженная до сих пор. Звезда находится в созвездии Журавля (или Журавля) на южном небе и находится на расстоянии около 29 000 св. лет (1,8 × 10 9  а.е.) от Земли. Возможно, он был выброшен из Млечного Пути после взаимодействия со Стрельцом А* , сверхмассивной черной дырой в центре галактики. [35] [36] [37] [38] [39]

Происхождение сверхскоростных звезд
Сбежавшая звезда мчится с 30 Дорадус. Изображение получено космическим телескопом Хаббл.

Считается, что HVS возникают преимущественно в результате близких сближений двойных звезд со сверхмассивной черной дырой в центре Млечного Пути . Один из двух партнеров гравитационно захватывается черной дырой (в смысле выхода на орбиту вокруг нее), а другой ускользает с большой скоростью, становясь HVS. Подобные маневры аналогичны захвату и выбросу звездой межзвездных объектов .

HVS, вызванные сверхновыми, также могут быть возможны, хотя они, по-видимому, редки. В этом сценарии HVS выбрасывается из тесной двойной системы в результате взрыва сверхновой звезды-компаньона. Для B-звезд поздних типов возможны скорости выброса до 770 км/с, измеренные от системы покоя галактики. [40] Этот механизм может объяснить происхождение HVS, выбрасываемых из галактического диска.

Известные HVS представляют собой звезды главной последовательности с массами, в несколько раз превышающими массу Солнца. Ожидаются также HVS с меньшей массой, и были найдены кандидаты в G/K-карлики HVS.

HVS, попавшие в Млечный Путь, прибыли из карликовой галактики Большое Магелланово Облако. Когда карликовая галактика максимально приблизилась к центру Млечного Пути, она подверглась интенсивным гравитационным воздействиям. Эти буксиры настолько увеличили энергию некоторых звезд, что они полностью вырвались из карликовой галактики и были выброшены в космос из-за эффекта ускорения , подобного рогатке . [41]

Предполагается, что некоторые нейтронные звезды движутся с одинаковой скоростью. Это может быть связано с HVS и механизмом выброса HVS. Нейтронные звезды являются остатками взрывов сверхновых , и их экстремальные скорости, скорее всего, являются результатом асимметричного взрыва сверхновой или потери своего ближайшего партнера во время взрывов сверхновых, которые их формируют. Считается, что нейтронная звезда RX J0822-4300 , движение которой с рекордной скоростью более 1500 км/с (0,5% скорости света ) в 2007 году было измерено рентгеновской обсерваторией Чандра , считается первой способ. [42]

Одна теория, касающаяся зажигания 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 уничтожен во время взрыва, он больше не будет гравитационно связан со своим уничтоженным спутником, что заставит его покинуть систему как сверхскоростную звезду с орбитальной скоростью до взрыва 1000–2500 км/с. В 2018 году три такие звезды были открыты по данным спутника Gaia. [43]

Неполный список HVS

По состоянию на 2014 год было известно двадцать HVS. [44] [31]

Кинематические группы

Набор звезд со схожим космическим движением и возрастом известен как кинематическая группа. [45] Это звезды, которые могут иметь общее происхождение, например, испарение рассеянного скопления , остатки области звездообразования или скопления перекрывающихся вспышек звездообразования в разные периоды времени в соседних регионах. [46] Большинство звезд рождаются в молекулярных облаках , известных как звездные ясли . Звезды, образовавшиеся внутри такого облака, образуют гравитационно связанные рассеянные скопления, содержащие от десятков до тысяч членов одинакового возраста и состава. Эти кластеры диссоциируют со временем. Группы молодых звезд, покинувших скопление или больше не связанных друг с другом, образуют звездные ассоциации. По мере того как эти звезды стареют и рассеиваются, их связь перестает быть очевидной, и они превращаются в движущиеся группы звезд.

Астрономы могут определить, являются ли звезды членами кинематической группы, потому что они имеют одинаковый возраст, металличность и кинематику ( лучевую скорость и собственное движение ). Поскольку звезды в движущейся группе сформировались близко 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. [47]

Звездные ассоциации

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 ассоциации.

Звездные ассоциации были впервые обнаружены армянским астрономом Виктором Амбарцумяном в 1947 году. [48] Условное название ассоциации использует названия или сокращения созвездия ( или созвездий), в котором они расположены; тип ассоциации и, иногда, числовой идентификатор.

Типы

Инфракрасный снимок ESO VISTA звездного питомника в Монокеросе.

Виктор Амбарцумян впервые разделил звездные ассоциации на две группы: OB и T, исходя из свойств их звезд. [48] ​​Третья категория, R, была позже предложена Сиднеем ван ден Бергом для ассоциаций, освещающих отражательные туманности . [49] 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. [50] Некоторые группы также демонстрируют свойства как OB, так и T-ассоциаций, поэтому категоризация не всегда ясна.

ассоциации акушерства

Carina OB1 , крупная акушерская ассоциация.

Молодые ассоциации будут содержать от 10 до 100 массивных звезд спектрального класса O и B и известны как OB-ассоциации . Кроме того, в этих ассоциациях присутствуют также сотни и тысячи звезд малой и средней массы. Считается, что члены ассоциации формируются в одном и том же небольшом объеме внутри гигантского молекулярного облака . Как только окружающая пыль и газ сдуваются, оставшиеся звезды освобождаются и начинают расходиться. [51] Считается, что большинство всех звезд Млечного Пути образовались в OB-ассоциациях. [51] Звезды О-класса недолговечны и исчезнут как сверхновые примерно через миллион лет. В результате возраст акушерских ассоциаций обычно составляет всего несколько миллионов лет или меньше. OB-звезды ассоциации сожгут все свое топливо в течение десяти миллионов лет. (Сравните это с нынешним возрастом Солнца, составляющим около пяти миллиардов лет.)

Спутник Hipparcos провел измерения, которые обнаружили дюжину OB-ассоциаций в пределах 650 парсеков от Солнца. [52] Ближайшая OB-ассоциация — ассоциация Скорпиона-Центавра , расположенная примерно в 400 световых годах от Солнца . [53]

OB-ассоциации также были обнаружены в Большом Магеллановом Облаке и Галактике Андромеды . Эти ассоциации могут быть довольно редкими и охватывать диаметр 1500 световых лет. [17]

Т-ассоциации

Молодые звездные группы могут содержать ряд молодых звезд Т Тельца , которые все еще находятся в процессе вступления в главную последовательность . Эти редкие популяции, насчитывающие до тысячи звезд Т Тельца, известны как Т-ассоциации . Ближайший пример — Т-ассоциация Телец-Аурига (Тау-Аур Т-ассоциация), расположенная на расстоянии 140 парсеков от Солнца. [54] Другие примеры Т-ассоциаций включают Т-ассоциацию R Corona Australis, Т-ассоциацию Lupus, Т-ассоциацию Chamaeleon и Т-ассоциацию Velorum. Т-ассоциации часто обнаруживаются вблизи 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, одинаковую амплитуду и направление вектора скорости.

R-ассоциации

Ассоциации звезд, освещающие отражательные туманности, называются R-ассоциациями — это название предложил Сидни ван ден Берг после того, как он обнаружил, что звезды в этих туманностях имеют неравномерное распределение. [49] Эти молодые звездные группы содержат звезды главной последовательности, которые недостаточно массивны, чтобы рассеять межзвездные облака, в которых они сформировались. [50] Это позволяет астрономам исследовать свойства окружающего темного облака. Поскольку R-ассоциаций больше, чем OB-ассоциаций, их можно использовать для прослеживания структуры спиральных рукавов галактик. [55] Примером R-ассоциации является Monoceros R2, расположенная на расстоянии 830 ± 50 парсеков от Солнца. [50]

Перемещение групп

Движущаяся группа Большой Медведицы , ближайшая к Земле движущаяся звездная группа.

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

Движущиеся группы интенсивно изучал Олин Эгген в 1960-х годах. [56] Список ближайших молодых движущихся групп был составлен Лопесом-Сантьяго и др. [45] Ближайшей из них является Движущаяся группа Большой Медведицы , которая включает в себя все звезды астеризма Плуг/Большой Ковш, за исключением α Большой Медведицы и η Большой Медведицы . Это достаточно близко, чтобы Солнце лежало на его внешних окраинах, не являясь частью группы. Следовательно, хотя члены сконцентрированы на склонениях около 60 ° с.ш., некоторые выбросы находятся на небе так же далеко, как Южный треугольник на 70 ° ю.ш.

Список молодых движущихся групп постоянно пополняется. Инструмент Banyan Σ [57] в настоящее время перечисляет 29 близлежащих молодых движущихся групп [59] [58] Недавними дополнениями к близлежащим движущимся группам являются Ассоциация Воланс-Карина (VCA), обнаруженная с помощью Gaia , [60] и Ассоциация Аргус (ARG). , подтверждено Гайей. [61] Иногда движущиеся группы можно разделить на более мелкие отдельные группы. Было обнаружено, что комплекс Великой ассоциации молодых австралийцев (GAYA) подразделяется на движущиеся группы Carina , Columba и Tucana-Horologium . Три ассоциации не сильно отличаются друг от друга и имеют схожие кинематические свойства. [62]

Молодые движущиеся группы имеют хорошо известный возраст и могут помочь в определении характеристик объектов, возраст которых трудно оценить , таких как коричневые карлики . [63] Члены близлежащих молодых движущихся групп также являются кандидатами на протопланетные диски , полученные прямым изображением , такие как TW Hydrae , или экзопланеты , полученные прямым изображением , такие как Beta Pictoris b или GU Psc b .

Звездные потоки

Звездный поток — это объединение звезд , вращающихся вокруг галактики , которая когда-то была шаровым скоплением или карликовой галактикой , а теперь разорвана и вытянута по своей орбите приливными силами. [64]

Известные кинематические группы

Некоторые близлежащие кинематические группы включают: [45]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Калер, Джеймс Б. (ноябрь 2005 г.). «Звезда Барнарда (V2500 Змееносца)». Звезды . Джеймс Б. Калер. Архивировано из оригинала 5 сентября 2006 года . Проверено 12 июля 2018 г.
  2. ^ «Звездные движения (расширение)» . Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа . Организация Содружества научных и промышленных исследований. 18 августа 2005 г. Архивировано из оригинала 6 июня 2013 г. Проверено 19 ноября 2008 г.
  3. ^ Фич, Мишель; Тремейн, Скотт (1991). «Масса Галактики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 29 (1): 409–445. Бибкод : 1991ARA&A..29..409F. doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002205.
  4. ^ Джонсон, Дин Р.Х.; Содерблом, Дэвид Р. (1987). «Расчет галактических космических скоростей и их неопределенностей с применением к группе Большой Медведицы». Астрономический журнал . 93 (2): 864–867. Бибкод : 1987AJ.....93..864J. дои : 10.1086/114370.
  5. ^ Шёнрих, Ральф; Бинни, Джеймс; Денен, Уолтер (2010). «Локальная кинематика и местный стандарт покоя». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 403 (4): 1829–1833. arXiv : 0912.3693 . Бибкод : 2010MNRAS.403.1829S. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x. S2CID  118697588.
  6. ^ Денен, Уолтер; Бинни, Джеймс Дж. (1998). «Локальная звездная кинематика по данным HIPPARCOS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 298 (2): 387–394. arXiv : astro-ph/9710077 . Бибкод : 1998MNRAS.298..387D. дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x. S2CID  15936627.
  7. ^ Оорт, Дж. Х. (1927). «Наблюдательные данные, подтверждающие гипотезу Линдблада о вращении галактической системы». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 3 : 275–282. Бибкод : 1927BAN.....3..275O.
  8. ^ Ли, С; Чжао, Г; Ян, К. (2019). «Вращение Галактики и константы Оорта в окрестностях Солнца». Астрофизический журнал . 872 (2): 205. Бибкод : 2019ApJ...872..205L. дои : 10.3847/1538-4357/ab0104 . S2CID  127759240.
  9. ^ Оллинг, Р.П.; Меррифилд, MR (1998). «Уточнение констант Оорта и Галактики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 297 (3): 943–952. arXiv : astro-ph/9802034 . Бибкод : 1998MNRAS.297..943O. дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01577.x .
  10. ^ Бинни, Джеймс; Тремейн, Скотт (2008). Галактическая динамика . Издательство Принстонского университета. стр. 16–19. ISBN 9780691130279.
  11. ^ Каролло, Даниэла; и другие. (2007). «Два звездных компонента в гало Млечного Пути». Природа . 450 (7172): 1020–1025. arXiv : 0706.3005 . Бибкод : 2007Natur.450.1020C. дои : 10.1038/nature06460. PMID  18075581. S2CID  4387133.
  12. ^ "Содержимое Gaia DR2 - Гайя - Космос" . www.cosmos.esa.int . Проверено 8 марта 2024 г.
  13. ^ Уоткинс, Лора; и другие. (май 2018 г.). «Доказательства существования Млечного Пути средней массы по данным движений шарового скопления Halo DR2». Астрофизический журнал . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Бибкод : 2019ApJ...873..118W. дои : 10.3847/1538-4357/ab089f . S2CID  85463973.
  14. ^ Фуэно, М.; Фрема, Ю.; Андре, Р.; Корн, Эй Джей; Субиран, К.; Кордопатис, Г.; Валленари, А.; Хейтер, У.; Криви, OL; Сарро, LM; Лаверни, П. де; Ланцафаме, AC; Лобель, А.; Сордо, Р.; Рыбицкий, Дж. (01.06.2023). «Выпуск данных Gaia 3 - Апсис. II. Звездные параметры». Астрономия и астрофизика . 674 : А28. arXiv : 2206.05992 . Бибкод : 2023A&A...674A..28F. дои : 10.1051/0004-6361/202243919. ISSN  0004-6361.
  15. ^ Ходжкин, ST; Харрисон, Д.Л.; Бридт, Э.; Веверс, Т.; Риксон, Г.; Дельгадо, А.; Йолдас, А.; Костшева-Рутковска, З.; Выжиковский, Л.; Леувен, М. ван; Благороднова Н.; Кэмпбелл, Х.; Эппачен, Д.; Фрейзер, М.; Ианец, Н. (01 августа 2021 г.). «Выпуск 3 ранних данных Gaia - фотометрические научные предупреждения Gaia» . Астрономия и астрофизика . 652 : А76. arXiv : 2106.01394 . Бибкод : 2021A&A...652A..76H. дои : 10.1051/0004-6361/202140735. ISSN  0004-6361.
  16. ^ Аб Джонсон, Хью М. (1957). «Кинематика и эволюция населения звезд I». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 69 (406): 54. Бибкод : 1957PASP...69...54J. дои : 10.1086/127012 .
  17. ^ аб Элмегрин, Б.; Николаевич Ефремов Ю. (1998). «Образование звездных скоплений». Американский учёный . 86 (3): 264. Бибкод : 1998AmSci..86..264E. дои : 10.1511/1998.3.264. S2CID  262334560. Архивировано из оригинала 1 июля 2016 г. Проверено 23 августа 2006 г.
  18. ^ Спарк, Л.С .; Галлахер, Дж. С. (2007). Галактики во Вселенной . США: Издательство Кембриджского университета. п. 111. ИСБН 978-0521671866.
  19. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Издательство Принстонского университета. стр. 16–17. ISBN 978-0691004020.
  20. ^ О, Сынкён; Крупа, Павел; Пфламм-Альтенбург, январь (2015 г.). «Зависимость динамических выбросов О-звезд от масс очень молодых звездных скоплений». Астрофизический журнал . 805 (2): 92. arXiv : 1503.08827 . Бибкод : 2015ApJ...805...92O. дои : 10.1088/0004-637X/805/2/92. ISSN  0004-637X. S2CID  119255350.
  21. ^ Гварамадзе, Василий В.; Гуаландрис, Алессия (30 сентября 2010 г.). «Очень массивные звезды, сбежавшие из-за столкновений трех тел». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 410 (1): 304–312. arXiv : 1007.5057 . Бибкод : 2011MNRAS.410..304G. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17446.x. ISSN  0035-8711. S2CID  123481910.
  22. ^ Бубер, Д.; Эркал, Д.; Эванс, Северо-Запад; Иззард, Р.Г. (10 апреля 2017 г.). «Сверхскоростной бег из Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 (2): 2151–2162. arXiv : 1704.01373 . Бибкод : 2017MNRAS.469.2151B. doi : 10.1093/mnras/stx848. ISSN  0035-8711.
  23. ^ Блаау, А. (1961). «О происхождении звезд О- и В-типов с высокими скоростями (убегающих звезд) и некоторых связанных с этим проблемах». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 15 : 265. Бибкод : 1961BAN....15..265B.
  24. ^ Таурис, ТМ; Такенс, Р.Дж. (1998). «Скорости убегания звездных компонентов, возникающих из разрушенных двойных систем в результате асимметричных взрывов сверхновых». Астрономия и астрофизика . 330 : 1047–1059. Бибкод : 1998A&A...330.1047T.
  25. ^ «Две изгнанные звезды навсегда покидают нашу галактику». Космическая газета . 27 января 2006 г. Проверено 24 сентября 2009 г.
  26. ^ Хиллз, JG (1988). «Сверхскоростные и приливные звезды из двойных систем, разрушенных массивной галактической черной дырой». Природа . 331 (6158): 687–689. Бибкод : 1988Natur.331..687H. дои : 10.1038/331687a0. S2CID  4250308.
  27. ^ Аб 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 . Бибкод : 2005ApJ...622L..33B. дои : 10.1086/429378. S2CID  14322324.
  28. ^ аб Эдельманн, Х.; Напивоцкий, Р.; Хибер, У.; Кристлиб, Н.; и другие. (2005). «HE 0437-5439: несвязанная сверхскоростная звезда B-типа главной последовательности». Астрофизический журнал . 634 (2): L181–L184. arXiv : astro-ph/0511321 . Бибкод : 2005ApJ...634L.181E. дои : 10.1086/498940. S2CID  15189914.
  29. ^ Браун, Уоррен Р.; Андерсон, Джей; Гнедин Олег Юрьевич; Бонд, Ховард Э.; и другие. (19 июля 2010 г.). «Галактическое происхождение HE 0437–5439, сверхскоростной звезды вблизи Большого Магелланова облака». Письма астрофизического журнала . 719 (1): Л23. arXiv : 1007.3493 . Бибкод : 2010ApJ...719L..23B. дои : 10.1088/2041-8205/719/1/L23. S2CID  55832434.
  30. ^ «Самые быстрые звезды Млечного Пути - беглецы» . Наука и дети : 14. 1 сентября 2017 г. Проверено 11 февраля 2018 г.
  31. ^ Аб Браун, Уоррен Р.; Геллер, Маргарет Дж.; Кеньон, Скотт Дж.; Курц, Майкл Дж.; Бромли, Бенджамин К. (2007). «Сверхскоростные звезды. III. Плотность пространства и история выброса звезд главной последовательности из центра Галактики». Астрофизический журнал . 671 (2): 1708–1716. arXiv : 0709.1471 . Бибкод : 2007ApJ...671.1708B. дои : 10.1086/523642. S2CID  15074398.
  32. ^ Бубер, Дуглас; Гийошон, Джеймс; Хокинс, Кейт; Гинзбург, Идан; Эванс, Н. Вин; Стрейдер, Джей (6 июня 2018 г.). «Возвращение к гиперскоростным звездам после Gaia DR2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 479 (2): 2789–2795. arXiv : 1804.10179 . Бибкод : 2018MNRAS.479.2789B. doi : 10.1093/mnras/sty1601.
  33. ^ де ла Фуэнте Маркос, Р.; де ла Фуэнте Маркос, К. (8 июля 2019 г.). «Полет далеко и быстро: распределение далеких кандидатов на сверхскоростные звезды по данным Gaia DR2». Астрономия и астрофизика . 627 : A104 (17 стр.). arXiv : 1906.05227 . Бибкод : 2019A&A...627A.104D. дои : 10.1051/0004-6361/201935008. S2CID  186207054.
  34. ↑ Мичиганский университет (13 марта 2019 г.). «Исследователи подтверждают выброс массивной гипер-бегущей звезды из диска Млечного Пути». Физика.орг . Проверено 13 марта 2019 г.
  35. ^ Прощай, Деннис (14 ноября 2019 г.). «Черная дыра выбросила звезду из галактики Млечный Путь – прощай, S5-HVS1, мы тебя почти не знали». Нью-Йорк Таймс . Проверено 18 ноября 2019 г.
  36. ^ Копосов, Сергей Е.; и другие. (11 ноября 2019 г.). «Открытие ближайшей звезды со скоростью 1700 км / с, выброшенной из Млечного Пути Стрелком А *». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . arXiv : 1907.11725 . doi : 10.1093/mnras/stz3081.
  37. ↑ Старр, Мишель (31 июля 2019 г.). «Причудливая звезда, вылетевшая из центра нашей галактики, является самой быстрой из всех, когда-либо виденных» . ScienceAlert.com . Проверено 18 ноября 2019 г.
  38. ↑ Ирвинг, Майкл (13 ноября 2019 г.). «Самая быстрая звезда, когда-либо найденная, выбрасывается из Млечного Пути». NewAtlas.com . Проверено 18 ноября 2019 г.
  39. ↑ Плейт, Фил (13 ноября 2019 г.). «Наша местная сверхмассивная черная дыра выстрелила звездой прямо из галактики». Плохая астрономия . Проверено 19 ноября 2019 г.
  40. ^ 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 . Бибкод : 2015MNRAS.448L...6T. дои : 10.1093/mnrasl/slu189.
  41. ↑ Мэгги Макки (4 октября 2008 г.). «Самые быстрые звезды Млечного Пути могут быть иммигрантами». Новый учёный.
  42. ^ Вацке, Меган (28 ноября 2007 г.). «Чандра обнаруживает космическое пушечное ядро». Новости.
  43. ^ Шен, Кен Дж.; и другие. (2018). «Три гиперскоростных белых карлика в Gaia DR2: свидетельства существования динамически управляемых сверхновых с двойным вырождением и двойной детонацией типа Ia». Астрофизический журнал . 865 (1): 15–28. arXiv : 1804.11163 . Бибкод : 2018ApJ...865...15S. дои : 10.3847/1538-4357/aad55b . S2CID  53416740.
  44. ^ Чжэн Чжэн (7 мая 2014 г.). «Найдена ближайшая яркая сверхскоростная звезда». Центр новостей . Университет Юты. Архивировано из оригинала 1 ноября 2014 года . Проверено 27 июня 2014 г.
  45. ^ abcd Лопес-Сантьяго, Дж.; Монтес, Д.; Креспо-Чакон, И.; Фернандес-Фигероа, MJ (июнь 2006 г.). «Ближайшие молодые переездные группы». Астрофизический журнал . 643 (2): 1160–1165. arXiv : astro-ph/0601573 . Бибкод : 2006ApJ...643.1160L. дои : 10.1086/503183. S2CID  119520529.
  46. ^ Монтес, Д.; и другие. (ноябрь 2001 г.). «Члены позднего типа молодых звездных кинематических групп – I. Одиночные звезды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 328 (1): 45–63. arXiv : astro-ph/0106537 . Бибкод : 2001МНРАС.328...45М. дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. S2CID  55727428.
  47. ^ Джонстон, Кэтрин В. (1996). «Ископаемые следы древних событий аккреции в ореоле». Астрофизический журнал . 465 : 278. arXiv : astro-ph/9602060 . Бибкод : 1996ApJ...465..278J. дои : 10.1086/177418. S2CID  16091481.
  48. ^ аб Исраэлян, Гарик (1997). «Некролог: Виктор Амазаспович Амбарцумян, 1912 [т.е. 1908] –1996». Бюллетень Американского астрономического общества . 29 (4): 1466–1467. Бибкод : 1997BAAS...29.1466I.
  49. ^ аб Хербст, В. (1976). «R-ассоциации. I – UBV-фотометрия и МК-спектроскопия звезд в южных отражательных туманностях». Астрономический журнал . 80 : 212–226. Бибкод : 1975AJ.....80..212H. дои : 10.1086/111734 .
  50. ^ abc Хербст, В.; Расин, Р. (1976). «Р ассоциации. В. МОН Р2». Астрономический журнал . 81 : 840. Бибкод : 1976AJ.....81..840H. дои : 10.1086/111963 .
  51. ^ ab «Ассоциации акушеров» (PDF) . ГЕЯ: Состав, формирование и эволюция Галактики. 6 апреля 2000 г. Проверено 14 ноября 2013 г.
  52. ^ де Зеув, PT; Хугерверф, Р.; де Брюйне, JHJ; Браун, AGA; и другие. (1999). «Перепись HIPPARCOS близлежащих акушерских ассоциаций». Астрономический журнал . 117 (1): 354–399. arXiv : astro-ph/9809227 . Бибкод : 1999AJ....117..354D. дои : 10.1086/300682. S2CID  16098861.
  53. ^ Маис-Апелланис, Хесус (2001). «Происхождение местного пузыря». Астрофизический журнал . 560 (1): Л83–Л86. arXiv : astro-ph/0108472 . Бибкод : 2001ApJ...560L..83M. дои : 10.1086/324016. S2CID  119338135.
  54. ^ Фринк, С.; Розер, С.; Нойхойзер, Р.; Стерзик, МК (1999). «Новые собственные движения звезд до главной последовательности в Тельце-Возничьем». Астрономия и астрофизика . 325 : 613–622. arXiv : astro-ph/9704281 . Бибкод : 1997A&A...325..613F. Архивировано из оригинала 7 августа 2010 г. Проверено 12 октября 2009 г.
  55. ^ Хербст, В. (1975). «R-ассоциации III. Локальная оптическая спиральная структура». Астрономический журнал . 80 : 503. Бибкод : 1975AJ.....80..503H. дои : 10.1086/111771.
  56. ^ Эгген, О.Дж. (1965). «Движущиеся группы звезд». В Blaauw, Адриан и Шмидт, Маартен (ред.). Наблюдательные аспекты структуры галактики: конспекты лекций, представленные участниками . Чикаго: Издательство Чикагского университета. п. 111. Бибкод : 1965gast.book..111E.
  57. ^ "БАНЯН Σ". www.exoplanetes.umontreal.ca . Проверено 15 ноября 2019 г.
  58. ^ аб Ганье, Джонатан; Мамаек, Эрик Э.; Мало, Лисон; Ридель, Адрик; Родригес, Дэвид; Лафреньер, Давид; и другие. (21 марта 2018 г.). «Многомерный байесовский алгоритм BANYAN Σ для идентификации членов молодых ассоциаций с численностью 150 компьютеров». Астрофизический журнал . БАНЯН XI. 856 (1): 23. arXiv : 1801.09051 . Бибкод : 2018ApJ...856...23G. дои : 10.3847/1538-4357/aaae09 . ISSN  0004-637X. S2CID  119185386.
  59. ^ См. Ганье, Джонатан; Мамаек, Эрик Э.; Мало, Лисон; Ридель, Адрик; Родригес, Дэвид; Лафреньер, Давид; Фаэрти, Жаклин К .; Рой-Лубье, Оливье; Пуэйо, Лоран; Робин, Энни С.; Дойон, Рене (2018). «Рисунки 4 и 5 Ганье и др., 2018a». Астрофизический журнал . 856 (1): 23. arXiv : 1801.09051 . Бибкод : 2018ApJ...856...23G. дои : 10.3847/1538-4357/aaae09 . S2CID  119185386.[58]
  60. ^ Ганье, Джонатан; Фаэрти, Жаклин К.; Мамаек, Эрик Э. (01 октября 2018 г.). «Воланс-Карина: новая звездная ассоциация возрастом 90 млн лет на 85 ПК». Астрофизический журнал . 865 (2): 136. arXiv : 1808.04420 . Бибкод : 2018ApJ...865..136G. дои : 10.3847/1538-4357/aadaed . ISSN  0004-637X. S2CID  119402144.
  61. ^ Цукерман, Б. (31 декабря 2018 г.). «Близлежащая молодая ассоциация Argus: членство, возраст и пыльные обломки». Астрофизический журнал . 870 (1): 27. arXiv : 1811.01508 . дои : 10.3847/1538-4357/aaee66 . ISSN  1538-4357. S2CID  119452542.
  62. ^ Торрес, САО; Кваст, GR; Мело, швейцарский франк; Стерзик, МФ (25 августа 2008 г.). Молодые, рядом, свободные ассоциации . arXiv : 0808.3362 . Бибкод : 2008hsf2.book..757T  в  Рейпурте, Бо, изд. (2008). Справочник по областям звездообразования: Том II, Южное небо . Публикации монографий (онлайн). Том 5. Тихоокеанское астрономическое общество. ISBN 978-1-58381-678-3,напечатано: ISBN 978-1-58381-671-4 . 
  63. ^ Аллерс, КН; Лю, Майкл К. (9 июля 2013 г.). «Спектроскопическое исследование молодых полевых ультрахолодных карликов в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 772 (2): 79. arXiv : 1305.4418 . Бибкод : 2013ApJ...772...79A. дои : 10.1088/0004-637X/772/2/79. ISSN  0004-637X. S2CID  59289573.
  64. ↑ Шиллинг, Говерт (12 января 2022 г.). «Звездные потоки раскрывают свои тайны». Небо и телескоп . Проверено 13 декабря 2022 г.
  65. ^ abc Сон, Инсок; и другие. (декабрь 2003 г.). «Новые члены Ассоциации TW Hydrae, β Pictoris Moving Group и Ассоциации Tucana/Horologium» (PDF) . Астрофизический журнал . 599 (1): 342–350. Бибкод : 2003ApJ...599..342S. дои : 10.1086/379194. S2CID  51833191.
  66. ^ Уайли-де Бур, Элизабет; и другие. (февраль 2010 г.). «Свидетельства наличия приливных обломков от ω Cen в группе Каптейн». Астрономический журнал . 139 (2): 636–645. arXiv : 0910.3735 . Бибкод : 2010AJ....139..636W. дои : 10.1088/0004-6256/139/2/636. S2CID  119217292.
  67. ^ Макдональд, ARE; Хирншоу, Дж. Б. (август 1983 г.). «Движущаяся группа звезд Wolf 630». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 204 (3): 841–852. Бибкод : 1983MNRAS.204..841M. дои : 10.1093/mnras/204.3.841 .

дальнейшее чтение

Внешние ссылки