stringtranslate.com

Кинематика звезд

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

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

Звездная кинематика охватывает 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 эволюционной истории нашей Галактики. Кинематические измерения также могут идентифицировать экзотические явления, такие как вылет сверхскоростных звезд из Млечного Пути, которые интерпретируются как результат гравитационных столкновений двойных звезд со сверхмассивной черной дырой в Галактическом Центре .

Звездная кинематика связана, но отличается от предмета звездной динамики , которая включает в себя теоретическое изучение или моделирование движений звезд под воздействием гравитации . Звездно-динамические модели систем, таких как галактики или звездные скопления, часто сравниваются или проверяются на основе звездно-кинематичесих данных для изучения их эволюционной истории и распределения масс, а также для обнаружения присутствия темной материи или сверхмассивных черных дыр через их гравитационное влияние на звездные орбиты.

Космическая скорость

Связь между собственным движением и компонентами скорости объекта. В момент излучения объект находился на расстоянии d от Солнца и двигался с угловой скоростью μ радиан/с, то есть μ = v t / d , где v t = компонент скорости, поперечный к лучу зрения от Солнца. (Диаграмма иллюстрирует угол μ, выметаемый за единицу времени с тангенциальной скоростью v t .)

Компонент движения звезды к Солнцу или от Солнца, известный как радиальная скорость , может быть измерен по сдвигу спектра, вызванному эффектом Доплера . Поперечное или собственное движение должно быть найдено путем проведения серии позиционных определений относительно более удаленных объектов. После того, как расстояние до звезды определено с помощью астрометрических средств, таких как параллакс , можно вычислить пространственную скорость. [2] Это фактическое движение звезды относительно Солнца или локального стандарта покоя (ЛСП). Последний обычно принимается как положение в текущем местоположении Солнца, которое следует по круговой орбите вокруг Галактического центра со средней скоростью тех близлежащих звезд с низкой дисперсией скоростей. [3] Движение Солнца относительно ЛСП называется «пекулярным солнечным движением».

Компоненты космической скорости в галактической системе координат Млечного Пути обычно обозначаются как U, V и W, и приводятся в км/с, причем U положительно в направлении Галактического Центра, V положительно в направлении галактического вращения и W положительно в направлении Северного Галактического Полюса . [4] Необычное движение Солнца относительно ЛСП 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 подсчитано 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 звездные скорости в самых внутренних областях галактик, включая Млечный Путь, предоставили доказательства того, что многие галактики содержат сверхмассивные черные дыры в своих центрах. В более отдаленных областях галактик, таких как внутри галактического гало, измерения скорости шаровых скоплений, вращающихся в этих гало-областях галактик, предоставляют доказательства темной материи . Оба эти случая вытекают из ключевого факта, что звездная кинематика может быть связана с общим потенциалом , в котором связаны звезды. Это означает, что если точные измерения звездной кинематики сделаны для звезды или группы звезд, вращающихся в определенной области галактики, гравитационный потенциал и распределение масс могут быть выведены, учитывая, что гравитационный потенциал, в котором связана звезда, создает ее орбиту и служит импульсом для ее звездного движения. Примеры использования кинематики в сочетании с моделированием для построения астрофизической системы включают:

Последние достижения благодаряГайя

Ожидаемое движение 40 000 звезд в течение следующих 400 тысяч лет, определенное Gaia EDR3

В 2018 году Gaia Data Release 2 (GAIA DR2) ознаменовал собой значительный прогресс в звездной кинематике, предложив богатый набор данных точных измерений. Этот выпуск включал подробные данные о звездной кинематике и звездном параллаксе , способствуя более тонкому пониманию структуры Млечного Пути. В частности, он облегчил определение собственных движений для многочисленных небесных объектов, включая абсолютные собственные движения 75 шаровых скоплений , расположенных на расстояниях до и яркостном пределе . [12] Кроме того, всеобъемлющий набор данных Gaia позволил измерить абсолютные собственные движения в близлежащих карликовых сфероидальных галактиках , выступая в качестве важнейших индикаторов для понимания распределения масс в пределах Млечного Пути. [13] GAIA DR3 улучшил качество ранее опубликованных данных, предоставив подробные астрофизические параметры. [14] Хотя полная версия GAIA DR4 еще не представлена, последняя версия предлагает расширенные сведения о белых карликах, сверхскоростных звездах , космологическом гравитационном линзировании и истории слияния Галактики . [ 15]

Кинематические типы звезд

Звезды внутри галактик можно классифицировать на основе их кинематики. Например, звезды в Млечном Пути можно разделить на две основные популяции на основе их металличности или доли элементов с атомными номерами выше гелия. Среди близлежащих звезд было обнаружено, что звезды популяции I с более высокой металличностью обычно располагаются 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 . Это наиболее вероятные группы звезд, которые разделяют общую точку происхождения в гигантских молекулярных облаках. [17]

Существует множество дополнительных способов классификации звезд на основе измеренных компонентов скорости, и это дает подробную информацию о природе времени формирования звезды, ее текущем местоположении и общей структуре галактики. Когда звезда движется в галактике, сглаженный гравитационный потенциал всех других звезд и другой массы внутри галактики играет доминирующую роль в определении движения звезды. [18] Звездная кинематика может дать представление о местоположении, где звезда образовалась в галактике. Измерения кинематики отдельной звезды могут идентифицировать звезды, которые являются необычными выбросами, такими как высокоскоростная звезда, движущаяся намного быстрее своих ближайших соседей.

Звезды с высокой скоростью

В зависимости от определения, высокоскоростная звезда — это звезда, движущаяся быстрее, чем 65 км/с до 100 км/с относительно среднего движения других звезд в окрестностях звезды. Скорость также иногда определяется как сверхзвуковая относительно окружающей межзвездной среды. Три типа высокоскоростных звезд: убегающие звезды, звезды гало и гиперскоростные звезды. Высокоскоростные звезды изучались Яном Оортом, который использовал их кинематические данные, чтобы предсказать, что высокоскоростные звезды имеют очень малую тангенциальную скорость. [19]

Звезды-беглецы

Четыре убегающие звезды, движущиеся через области плотного межзвездного газа и создающие яркие головные волны и тянущиеся хвосты светящегося газа. Звезды на этих снимках космического телескопа NASA Hubble входят в число 14 молодых убегающих звезд, обнаруженных Advanced Camera for Surveys в период с октября 2005 года по июль 2006 года.

Убегающая звезда — это звезда, которая движется в пространстве с аномально высокой скоростью относительно окружающей межзвездной среды . Собственное движение убегающей звезды часто указывает точно в сторону от звездной ассоциации , членом которой звезда была до того, как была выброшена.

Механизмы, которые могут привести к появлению убегающей звезды, включают в себя:

Несколько механизмов могут ускорять одну и ту же убегающую звезду. Например, массивная звезда, которая изначально была выброшена из-за гравитационного взаимодействия со своими соседями-звездами, может сама стать сверхновой, создав остаток со скоростью, модулированной толчком сверхновой. Если эта сверхновая происходит в очень близком окружении других звезд, возможно, что она может произвести больше убегающих звезд в процессе.

Примером связанного набора убегающих звезд является случай AE Возничего , 53 Овна и Мю Голубя , все из которых удаляются друг от друга со скоростью более 100 км/с (для сравнения, Солнце движется по Млечному Пути примерно на 20 км/с быстрее, чем средняя скорость в этом месте). Прослеживая их движения назад, можно сказать, что их пути пересекаются около туманности Ориона около 2 миллионов лет назад. Считается, что Петля Барнарда является остатком сверхновой, которая запустила другие звезды.

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

Звезды гало

Звезды гало — очень старые звезды, которые не следуют круговым орбитам вокруг центра Млечного Пути в пределах его диска. Вместо этого звезды гало движутся по эллиптическим орбитам, часто наклоненным к диску, что приводит их значительно выше и ниже плоскости Млечного Пути. Хотя их орбитальные скорости относительно Млечного Пути могут быть не быстрее, чем у звезд диска, их различные пути приводят к высоким относительным скоростям.

Типичными примерами являются звезды гало, проходящие через диск Млечного Пути под крутыми углами. Одна из ближайших 45 звезд, называемая Звездой Каптейна , является примером высокоскоростных звезд, которые находятся вблизи Солнца: ее наблюдаемая лучевая скорость составляет −245 км/с, а компоненты ее пространственной 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 Gaia , наложенные на художественное изображение Млечного Пути.

Гиперскоростные звезды (обозначаемые как HVS или HV в звездных каталогах) имеют существенно более высокие скорости, чем остальная часть звездного населения 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 гиперскоростные звезды обычно имеют скорости порядка 1000 км/с. Считается, что большинство этих быстро движущихся звезд образуются вблизи центра Млечного Пути, где популяция этих объектов больше, чем дальше. Одной из самых быстрых известных звезд в нашей Галактике является 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. [26] Позднее 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 определили его происхождение внутри Млечного Пути. [29] Из-за неопределенности в распределении массы внутри Млечного Пути, определить, является ли HVS несвязанным, сложно. Еще пять известных высокоскоростных звезд могут быть несвязанными с Млечным Путем, и 16 HVS считаются связанными. Ближайший в настоящее время известный HVS (HVS2) находится примерно в 19  кпк от Солнца.

По состоянию на 1 сентября 2017 года наблюдалось около 20 гиперскоростных звезд. Хотя большинство из них наблюдалось в Северном полушарии , остается вероятность, 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 ничтожно малая часть (~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 далекие кандидаты на гиперскоростные звезды более перспективны. [33]

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

В июле 2019 года астрономы сообщили об обнаружении звезды типа A, S5-HVS1 , движущейся со скоростью 1755 км/с (3930000 миль/ч), быстрее, чем любая другая звезда, обнаруженная до сих пор. Звезда находится в созвездии Журавля (или Журавля) на южном небе и находится примерно в 29000 световых лет (1,8 × 10 9  а. е.) от Земли. Она могла быть выброшена из Млечного Пути после взаимодействия со Стрельцом A* , сверхмассивной черной дырой в центре галактики. [35] [36] [37] [38] [39]

Происхождение сверхскоростных звезд
Убегающая звезда, летящая от 30 Золотой Рыбы. Изображение получено космическим телескопом Хаббл.

Считается, что HVS в основном возникают в результате тесного взаимодействия 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), в то время как другой ускользает с высокой скоростью, становясь HVS. Такие маневры аналогичны захвату и выбросу межзвездных объектов звездой.

HVS, вызванные сверхновой, также возможны, хотя они, по-видимому, редки. В этом сценарии HVS выбрасывается из тесной двойной системы в результате взрыва звезды-компаньона сверхновой. Скорости выброса до 770 км/с, измеренные в системе покоя галактики, возможны для поздних B-звезд. [40] Этот механизм может объяснить происхождение HVS, которые выбрасываются из галактического диска.

Известные HVS — это звезды главной последовательности с массами, в несколько раз превышающими массу Солнца. Также ожидаются HVS с меньшими массами, и были обнаружены кандидаты в HVS среди карликов G/K.

Некоторые HVS могли возникнуть из разрушенной карликовой галактики. Когда она приблизилась к центру Млечного Пути на максимальное расстояние, некоторые из ее звезд вырвались на свободу и были выброшены в космос из -за эффекта, похожего на рогатку , вызванного толчком. [41]

Предполагается, что некоторые нейтронные звезды движутся с похожими скоростями. 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 их близкого партнера во время взрывов сверхновой, которые их формируют. Нейтронная звезда RX J0822-4300 , которая, как было измерено рентгеновской обсерваторией Чандра в 2007 году, двигалась с рекордной скоростью более 1500 км/с (0,5% от скорости света ) , как полагают, была создана первым способом. [42]

Одна из теорий, касающихся 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 компаньоном, заставляя его покинуть систему как гиперскоростную звезду с ее предвзрывной орбитальной скоростью 1000–2500 км/с. В 2018 году с использованием данных со спутника Gaia были обнаружены три такие звезды. [43]

Частичный список HVS

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

Кинематические группы

Набор звезд с похожим движением в пространстве и возрастом называется кинематической группой. [45] Это звезды, которые могут иметь общее происхождение, например, испарение рассеянного скопления , остатки области звездообразования или совокупности перекрывающихся вспышек звездообразования в разные периоды времени в соседних регионах. [46] Большинство звезд рождаются в молекулярных облаках , известных как звездные ясли . Звезды, образованные в таком облаке, составляют гравитационно связанные рассеянные скопления, содержащие десятки или тысячи членов с похожим возрастом и составом. Эти скопления со временем распадаются. 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 ассоциация перестает быть очевидной, и они становятся движущимися группами звезд.

Астрономы способны определить, являются ли звезды членами кинематической группы, поскольку они имеют одинаковый возраст, металличность и кинематику ( лучевую скорость и собственное движение ). Поскольку звезды в движущейся группе образовались 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. [47]

Звездные ассоциации

Звездная ассоциация — это очень свободное звездное скопление , звезды которого имеют общее происхождение и все еще движутся вместе в пространстве, но стали гравитационно не связанными. Ассоциации в первую очередь идентифицируются по их общим векторам движения и возрасту. Идентификация по химическому составу также используется для факторизации членства в ассоциациях.

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

Типы

Инфракрасный снимок VISTA ESO на звездные ясли в Единороге

Виктор Амбарцумян первым разделил звездные ассоциации на две группы, OB и T, на основе свойств их звезд. [48] Третья категория, R, была позже предложена Сиднеем ван ден Бергом для ассоциаций, которые освещают 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 и гинекологии

Carina OB1 , крупная ассоциация акушерства и гинекологии

Молодые ассоциации будут содержать от 10 до 100 массивных звезд спектрального класса O и B и известны как ассоциации OB . Кроме того, эти ассоциации также содержат сотни или тысячи звезд малой и средней массы. Считается, что члены ассоциации формируются в том же небольшом объеме внутри гигантского молекулярного облака . Как только окружающая пыль и газ сдуваются, оставшиеся звезды становятся свободными и начинают разлетаться. [51] Считается, что большинство всех звезд в Млечном Пути были сформированы в ассоциациях OB. [51] Звезды класса O недолговечны и исчезнут как сверхновые примерно через миллион лет. В результате ассоциации OB, как правило, имеют возраст 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, который составляет около пяти миллиардов лет.)

Спутник Hipparcos предоставил 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]

Ассоциации OB также были обнаружены в Большом Магеллановом Облаке и Галактике Андромеды . Эти ассоциации могут быть довольно редкими, охватывая 1500 световых лет в диаметре. [17]

Т ассоциации

Молодые звездные группы могут содержать ряд молодых звезд типа T Тельца , которые все еще находятся в процессе входа в главную последовательность . Эти редкие популяции, насчитывающие до тысячи звезд типа T Тельца, известны как ассоциации T. Ближайшим примером является ассоциация T Тельца-Возничего (ассоциация Tau–Aur T), расположенная на расстоянии 140 парсеков от Солнца. [54] Другие примеры ассоциаций T включают ассоциацию T R Corona Australis, ассоциацию T Lupus, ассоциацию T Chamaeleon и ассоциацию T Velorum. Ассоциации T часто встречаются 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 и одинаковую амплитуду и направление вектора скорости.

Ассоциации R

Ассоциации звезд, освещающие отражательные туманности , называются ассоциациями R , название было предложено Сиднеем ван ден Бергом после того, как он обнаружил, что звезды в этих туманностях имеют неравномерное распределение. [49] Эти молодые звездные группировки содержат звезды главной последовательности, которые недостаточно массивны, чтобы рассеять межзвездные облака, в которых они образовались. [50] Это позволяет астрономам изучать свойства окружающего темного облака. Поскольку ассоциации R более многочисленны, чем ассоциации OB, их можно использовать для отслеживания структуры спиральных рукавов галактики. [55] Примером ассоциации R является Единорог R2, расположенный в 830 ± 50 парсеках от Солнца. [50]

Перемещение групп

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

Если остатки звездной ассоциации дрейфуют через Млечный Путь как более-менее связное скопление, то их называют движущейся группой или кинематической группой . Движущиеся группы могут быть старыми, как движущаяся группа HR 1614 , возраст которой два миллиарда лет, или молодыми, как движущаяся группа AB Dor, возраст которой составляет всего 120 миллионов лет.

Движущиеся группы были интенсивно изучены Олином Эггеном в 1960-х годах. [56] Список ближайших молодых движущихся групп был составлен Лопесом-Сантьяго и др. [45] Ближайшей является движущаяся группа Большой Медведицы , которая включает в себя все звезды в астеризме Плуг / Большой Ковш, за исключением Дубхе и η Большой Медведицы . Это достаточно близко, чтобы Солнце находилось на ее внешних краях, не будучи частью группы. Следовательно, хотя члены сосредоточены на склонениях около 60° с.ш., некоторые выбросы находятся так же далеко по небу, как Треугольник Южный на 70° ю.ш.

Список молодых движущихся групп постоянно пополняется. Инструмент Banyan Σ [57] в настоящее время содержит список из 29 близлежащих молодых движущихся групп [59] [58] Недавние дополнения к близлежащим движущимся группам — это ассоциация Volans-Carina (VCA), открытая с помощью Gaia [ 60] и ассоциация Argus (ARG), подтвержденная с помощью Gaia. [61] Движущиеся группы иногда могут быть дополнительно подразделены 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 сильно отличаются друг от друга и имеют схожие кинематические свойства. [62]

Молодые движущиеся группы имеют хорошо известный возраст и могут помочь в характеристике объектов, возраст которых трудно оценить , таких как коричневые карлики . [63] Члены близлежащих молодых движущихся групп также являются кандидатами на роль непосредственно сфотографированных протопланетных дисков , таких как TW Гидры, или непосредственно сфотографированных экзопланет , таких как Бета Живописца 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 на части и растянута вдоль своей орбиты приливными силами. [64]

Известные кинематические группы

Некоторые близлежащие кинематические группы включают: [45]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Калер, Джеймс Б. (ноябрь 2005 г.). "Звезда Барнарда (V2500 Ophiuchi)". Звезды . Джеймс Б. Калер. Архивировано из оригинала 5 сентября 2006 г. Получено 12 июля 2018 г.
  2. ^ "Stellar Motions (Extension)". Australia Telescope Outreach and Education . Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 2005-08-18. Архивировано из оригинала 2013-06-06 . Получено 2008-11-19 .
  3. ^ Фих, Мишель; Тремейн, Скотт (1991). «Масса Галактики». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 29 (1): 409–445. Bibcode : 1991ARA&A..29..409F. doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002205.
  4. ^ Джонсон, Дин Р. Х.; Содерблом, Дэвид Р. (1987). «Вычисление скоростей галактического пространства и их неопределенностей с применением к группе Большой Медведицы». Astronomical Journal . 93 (2): 864–867. Bibcode : 1987AJ.....93..864J. doi : 10.1086/114370.
  5. ^ Шёнрих, Ральф; Бинни, Джеймс; Денен, Уолтер (2010). «Локальная кинематика и локальный стандарт покоя». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 403 (4): 1829–1833. arXiv : 0912.3693 . Bibcode : 2010MNRAS.403.1829S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x . S2CID  118697588.
  6. ^ Денен, Уолтер; Бинни, Джеймс Дж. (1998). «Локальная кинематика звезд по данным HIPPARCOS». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 298 (2): 387–394. arXiv : astro-ph/9710077 . Bibcode : 1998MNRAS.298..387D. doi : 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, С (2019). «Вращение Галактики и константы Оорта в окрестности Солнца». The Astrophysical Journal . 872 (2): 205. Bibcode : 2019ApJ...872..205L. doi : 10.3847/1538-4357/ab0104 . S2CID  127759240.
  9. ^ Оллинг, RP; Меррифилд, MR (1998). «Уточнение констант Оорта и Галактики». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 297 (3): 943–952. arXiv : astro-ph/9802034 . Bibcode : 1998MNRAS.297..943O. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01577.x .
  10. ^ Бинни, Джеймс; Тремейн, Скотт (2008). Галактическая динамика . Princeton University Press. стр. 16–19. ISBN 9780691130279.
  11. ^ Каролло, Даниэла и др. (2007). «Два звездных компонента в гало Млечного Пути». Nature . 450 (7172): 1020–1025. arXiv : 0706.3005 . Bibcode :2007Natur.450.1020C. doi :10.1038/nature06460. PMID  18075581. S2CID  4387133.
  12. ^ "Содержимое Gaia DR2 – Gaia – Cosmos". www.cosmos.esa.int . Получено 2024-03-08 .
  13. ^ Уоткинс, Лора и др. (май 2018 г.). «Доказательства существования Млечного Пути средней массы по движениям шарового скопления гало Gaia DR2». The Astrophysical Journal . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Bibcode : 2019ApJ...873..118W. doi : 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. ^ Hodgkin, ST; Harrison, DL; Breedt, E.; Wevers, T.; Rixon, G.; Delgado, A.; Yoldas, A.; Kostrzewa-Rutkowska, Z.; Wyrzykowski, Ł; Leeuwen, M. van; Blagorodnova, N.; Campbell, H.; Eappachen, D.; Fraser, M.; Ihanec, N. (2021-08-01). "Gaia Early Data Release 3 - Gaia photometric science alerts". Астрономия и астрофизика . 652 : A76. arXiv : 2106.01394 . Bibcode : 2021A&A...652A..76H. doi : 10.1051/0004-6361/202140735. ISSN  0004-6361.
  16. ^ ab Джонсон, Хью М. (1957). "Кинематика и эволюция звезд населения I". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 69 (406): 54. Bibcode :1957PASP...69...54J. doi : 10.1086/127012 .
  17. ^ ab Elmegreen, B.; Николаевич Ефремов, Y. (1998). "Формирование звездных скоплений". American Scientist . 86 (3): 264. Bibcode :1998AmSci..86..264E. doi :10.1511/1998.3.264. S2CID  262334560. Архивировано из оригинала 2016-07-01 . Получено 2006-08-23 .
  18. ^ Sparke, LS ; Gallagher, JS (2007). Галактики во Вселенной . США: Cambridge University Press. стр. 111. ISBN 978-0521671866.
  19. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Princeton University Press. стр. 16–17. ISBN 978-0691004020.
  20. ^ О, Сынгён; Крупа, Павел; Пфламм-Альтенбург, Ян (2015). "Зависимость динамических выбросов звезд O от масс очень молодых звездных скоплений". The Astrophysical Journal . 805 (2): 92. arXiv : 1503.08827 . Bibcode :2015ApJ...805...92O. doi :10.1088/0004-637X/805/2/92. ISSN  0004-637X. S2CID  119255350.
  21. ^ Гварамадзе, Василий В.; Гуаландрис, Алессия (2010-09-30). "Очень массивные убегающие звезды из трех встреч". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 410 (1): 304–312. arXiv : 1007.5057 . Bibcode :2011MNRAS.410..304G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17446.x . ISSN  0035-8711. S2CID  123481910.
  22. ^ Бубер, Д.; Эркал, Д.; Эванс, Н.У.; Иззард, Р.Г. (10.04.2017). «Убегающие сверхскорости 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.
  23. ^ Блааув, А. (1961). «О происхождении звезд O- и B-класса с высокими скоростями (убегающие звезды) и некоторые связанные с этим проблемы». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 15 : 265. Bibcode : 1961BAN....15..265B.
  24. ^ Tauris, TM; Takens, RJ (1998). «Беглые скорости звездных компонентов, возникающих из разрушенных двойных звезд посредством асимметричных взрывов сверхновых». Астрономия и астрофизика . 330 : 1047–1059. Bibcode : 1998A&A...330.1047T.
  25. ^ «Две изгнанные звезды навсегда покидают нашу галактику». Space Daily . 27 января 2006 г. Получено 24 сентября 2009 г.
  26. ^ Хиллс, Дж. Г. (1988). «Гиперскоростные и приливные звезды из двойных систем, разрушенных массивной галактической черной дырой». Nature . 331 (6158): 687–689. Bibcode :1988Natur.331..687H. doi :10.1038/331687a0. S2CID  4250308.
  27. ^ ab Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J.; Kurtz, Michael J. (2005). «Открытие несвязанной сверхскоростной звезды в гало Млечного Пути». The Astrophysical Journal . 622 (1): L33–L36. arXiv : astro-ph/0501177 . Bibcode :2005ApJ...622L..33B. doi :10.1086/429378. S2CID  14322324.
  28. ^ ab Эдельманн, Х.; Напивоцки, Р.; Хебер, У.; Кристлиб, Н.; и др. (2005). "HE 0437-5439: Несвязанная гиперскоростная звезда главной последовательности B-типа". The Astrophysical Journal . 634 (2): L181–L184. arXiv : astro-ph/0511321 . Bibcode :2005ApJ...634L.181E. doi :10.1086/498940. S2CID  15189914.
  29. ^ Браун, Уоррен Р.; Андерсон, Джей; Гнедин, Олег Ю.; Бонд, Говард Э.; и др. (19 июля 2010 г.). «Галактическое происхождение HE 0437–5439, сверхскоростной звезды вблизи Большого Магелланова Облака». Письма в Astrophysical Journal . 719 (1): L23. arXiv : 1007.3493 . Bibcode : 2010ApJ...719L..23B. doi : 10.1088/2041-8205/719/1/L23. S2CID  55832434.
  30. ^ "Самые быстрые звезды Млечного Пути — беглецы". Наука и дети : 14. 1 сентября 2017 г. Получено 11 февраля 2018 г.
  31. ^ ab Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J.; Kurtz, Michael J.; Bromley, Benjamin C. (2007). "Hypervelocity Stars. III. The Space Density and Ejection History of Main-Sequence Stars from the Galactic Center". The Astrophysical Journal . 671 (2): 1708–1716. arXiv : 0709.1471 . Bibcode :2007ApJ...671.1708B. doi :10.1086/523642. S2CID  15074398.
  32. ^ Бубер, Дуглас; Гийошон, Джеймс; Хокинс, Кит; Гинзбург, Идан; Эванс, Н. Вин; Стрейдер, Джей (6 июня 2018 г.). «Повторное посещение гиперскоростных звезд после Gaia DR2». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 479 (2): 2789–2795. arXiv : 1804.10179 . Bibcode : 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, что из диска Млечного Пути выброшена огромная гиперубегающая звезда». Phys.org . Получено 13 марта 2019 г.
  35. ↑ До свидания, Деннис (14 ноября 2019 г.). «Черная дыра выбросила звезду из галактики Млечный Путь — прощай, S5-HVS1, мы тебя почти не знали». The New York Times . Получено 18 ноября 2019 г.
  36. ^ Копосов, Сергей Э.; и др. (11 ноября 2019 г.). «Открытие близлежащей звезды со скоростью 1700 км/с, выброшенной из Млечного Пути Стрелецом А*». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . arXiv : 1907.11725 . doi : 10.1093/mnras/stz3081 .
  37. ^ Старр, Мишель (31 июля 2019 г.). «Найдена странная звезда, вылетевшая из центра нашей Галактики, самая быстрая из когда-либо наблюдавшихся». ScienceAlert.com . Получено 18 ноября 2019 г.
  38. ^ Ирвинг, Майкл (13 ноября 2019 г.). «Самая быстрая из когда-либо найденных звезд выбрасывается из Млечного Пути». NewAtlas.com . Получено 18 ноября 2019 г.
  39. ^ Плэйт, Фил (13 ноября 2019 г.). «Наша местная сверхмассивная черная дыра выбила звезду прямо из галактики». Bad Astronomy . Получено 19 ноября 2019 г.
  40. ^ Таурис, Томас М. (2015). «Максимальная скорость сверхскоростных звезд, выброшенных из двойных систем». Письма. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 448 (1): L6–L10. arXiv : 1412.0657 . Bibcode : 2015MNRAS.448L...6T. doi : 10.1093/mnrasl/slu189 .
  41. ↑ Мэгги Макки (4 октября 2008 г.). «Самые быстрые звезды Млечного Пути могут быть иммигрантами». New Scientist.
  42. ^ Вацке, Меган (28 ноября 2007 г.). «Чандра обнаруживает космическое пушечное ядро». Newswise.
  43. ^ Шен, Кен Дж.; и др. (2018). «Три сверхскоростных белых карлика в Gaia DR2: доказательства динамически управляемых двухвырожденных двухдетонационных сверхновых типа Ia». The Astrophysical Journal . 865 (1): 15–28. arXiv : 1804.11163 . Bibcode :2018ApJ...865...15S. doi : 10.3847/1538-4357/aad55b . S2CID  53416740.
  44. ^ Чжэн Чжэн (7 мая 2014 г.). «Найдена ближайшая яркая «гиперскоростная звезда»». Центр новостей . Университет Юты. Архивировано из оригинала 1 ноября 2014 г. Получено 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 др. (ноябрь 2001 г.). "Поздние члены молодых звездных кинематических групп – I. Одиночные звезды". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 328 (1): 45–63. arXiv : astro-ph/0106537 . Bibcode : 2001MNRAS.328...45M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x . S2CID  55727428.
  47. ^ Джонстон, Кэтрин В. (1996). «Ископаемые следы древних событий аккреции в гало». The Astrophysical Journal . 465 : 278. arXiv : astro-ph/9602060 . Bibcode : 1996ApJ...465..278J. doi : 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. ^ ab Herbst, W. (1976). "R-ассоциации. I – UBV-фотометрия и MK-спектроскопия звезд в южных отражательных туманностях". Astronomical Journal . 80 : 212–226. Bibcode :1975AJ.....80..212H. doi : 10.1086/111734 .
  50. ^ abc Herbst, W.; Racine, R. (1976). "R-ассоциации. V. MON R2". Astronomical Journal . 81 : 840. Bibcode : 1976AJ.....81..840H. doi : 10.1086/111963 .
  51. ^ ab "OB Associations" (PDF) . GAIA: Состав, формирование и эволюция Галактики. 2000-04-06 . Получено 2013-11-14 .
  52. ^ де Зеув, PT; Хугерверф, Р.; де Брюйне, JHJ; Браун, AGA; и др. (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. ^ Maíz-Apellániz, Jesús (2001). «Происхождение локального пузыря». The Astrophysical Journal . 560 (1): L83–L86. arXiv : astro-ph/0108472 . Bibcode : 2001ApJ...560L..83M. doi : 10.1086/324016. S2CID  119338135.
  54. ^ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, MK (1999). "Новые собственные движения звезд до главной последовательности в созвездии Тельца-Возничего". Astronomy and Astrophysics . 325 : 613–622. arXiv : astro-ph/9704281 . Bibcode : 1997A&A...325..613F. Архивировано из оригинала 2010-08-07 . Получено 2009-10-12 .
  55. ^ Herbst, W. (1975). "R-ассоциации III. Локальная оптическая спиральная структура". Astronomical Journal . 80 : 503. Bibcode : 1975AJ.....80..503H. doi : 10.1086/111771.
  56. ^ Eggen, OJ (1965). «Движущиеся группы звезд». В Blaauw, Adriaan & Schmidt, Maarten (ред.). Наблюдательные аспекты структуры Галактики: заметки лекций, сообщенные участниками . Чикаго: Издательство Чикагского университета. стр. 111. Bibcode : 1965gast.book..111E.
  57. ^ "BANYAN Σ". www.exoplanetes.umontreal.ca . Получено 15.11.2019 .
  58. ^ ab Gagné, Jonathan; Mamajek, Eric E.; Malo, Lison; Riedel, Adric; Rodriguez, David; Lafrenière, David; et al. (2018-03-21). "Многомерный байесовский алгоритм BANYAN Σ для идентификации членов молодых ассоциаций с 150 пк". The Astrophysical Journal . BANYAN XI. 856 (1): 23. arXiv : 1801.09051 . Bibcode :2018ApJ...856...23G. doi : 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. (2018-12-31). «Близкая, молодая ассоциация Аргуса: членство, возраст и пылевые диски». The Astrophysical Journal . 870 (1): 27. arXiv : 1811.01508 . doi : 10.3847/1538-4357/aaee66 . ISSN  1538-4357. S2CID  119452542.
  62. ^ Torres, CAO; Quast, GR; Melo, CHF; Sterzik, MF (2008-08-25). Молодые, близкие, свободные ассоциации . arXiv : 0808.3362 . Bibcode : 2008hsf2.book..757T  в  Reipurth, Bo, ed. (2008). Справочник по областям звездообразования: Том II, Южное небо . Публикации монографий (онлайн). Том 5. Астрономическое общество Тихого океана. ISBN 978-1-58381-678-3,печатное издание: ISBN 978-1-58381-671-4 
  63. ^ Аллерс, КН; Лю, Майкл К. (2013-07-09). "Исследование ультрахолодных карликов в ближнем инфракрасном диапазоне". The Astrophysical Journal . 772 (2): 79. arXiv : 1305.4418 . Bibcode :2013ApJ...772...79A. doi :10.1088/0004-637X/772/2/79. ISSN  0004-637X. S2CID  59289573.
  64. ^ Шиллинг, Говерт (12 января 2022 г.). «Звездные потоки раскрывают свои секреты». Sky & Telescope . Получено 13 декабря 2022 г. .
  65. ^ abc Сон, Инсок; и др. (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 др. (февраль 2010 г.). «Свидетельство приливного мусора от ω Cen в группе Каптейна». The Astronomical Journal . 139 (2): 636–645. arXiv : 0910.3735 . Bibcode : 2010AJ....139..636W. doi : 10.1088/0004-6256/139/2/636. S2CID  119217292.
  67. ^ Макдональд, А. Р. Э.; Херншоу, Дж. Б. (август 1983 г.). «Движущаяся группа звезд Вольф 630». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 204 (3): 841–852. Bibcode : 1983MNRAS.204..841M. doi : 10.1093/mnras/204.3.841 .

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки