Википедија

Ѕвездена кинематика

Во астрономијата, ѕвездената кинематика е набљудувачко проучување или мерење на кинематиката или движењата на ѕвездите низ вселената.

Барнардовата Ѕвезда, покажувајќи положба на секои 5 години во периодот 1985–2005 година. Барнардовата Ѕвезда е ѕвезда со највисоко сопствено движење.[1]

Ѕвездената кинематика го опфаќа мерењето на ѕвездените брзини во Млечниот Пат и неговите сателити, како и внатрешната кинематика на подалечните галаксии. Мерењето на кинематиката на ѕвездите во различни помали составни делови на Млечниот Пат, вклучувајќи го тенкиот диск, дебелиот диск, испакнатоста и ѕвездениот ореол обезбедува важни информации за образувањето и еволутивната историја на нашата галаксија. Кинематичките мерења, исто така, можат да идентификуваат егзотични феномени како што се ѕвездите со хипербрзина кои бегаат од Млечниот Пат, кои се толкуваат како резултат на гравитациските средби на двојните ѕвезди со супермасивната црна дупка во Галактичкото Средиште.

Ѕвездената кинематика е поврзана, но различна од темата на ѕвездената динамика, која вклучува теоретско проучување или моделирање на движењата на ѕвездите под влијание на гравитацијата. Ѕвездено-динамични модели на системи како што се галаксии или ѕвездени јата често се споредувани со или испитувани против ѕвездено-кинематички податоци за да биде проучувана нивната еволутивна историја и масовната распространетост и да биде откриено присуството на темна материја или супермасивни црни дупки преку нивното гравитациско влијание врз ѕвездените орбити.

Вселенска брзина

уреди
 
Врска помеѓу правилното движење и компонентите на брзината на телото. При емисија, телото било на растојание d од Сонцето и се движел со аголна брзина μ радијан/s, односно μ = vt / d со vt = компонентата на брзината попречно до линијата на видот од Сонцето. (Дијаграмот илустрира агол μ избришан во единица време при тангентна брзина vt.

Компонентата на движењето на ѕвездите кон или подалеку од Сонцето, позната како радијална брзина, може да биде мерена од поместувањето на спектарот предизвикано од Доплеровиот ефект. Попречното или сопственото движење мора да биде најдено со преземање низа положбени определби против подалечните тела. Откако ќе биде одредено растојанието до ѕвездата преку астрометриски средства како што е паралаксата, брзината на вселената може да биде пресметана.[2] Ова е „вистинското движење“ на ѕвездата во однос на Сонцето или месниот стандард на одмор (МСО). Последново обично е земано како положба на сегашната местоположба на Сонцето која следи кружна орбита околу галактичкото средиште со средна брзина на оние блиски ѕвезди со дисперзија со мала брзина.[3] Движењето на Сонцето во однос на МСО е нарекувано „необично сончево движење“.

Компонентите на брзината на вселената во галактичкиот координатен систем на Млечниот Пат обично се означени U, V и W, дадени во км/с, со U позитивен во насока на галактичкото средиште, V позитивен во насока на галактичкото вртење, и W позитивни во правец на Северниот Галактички Пол.[4] Необичното движење на Сонцето во однос на МСО е[5]

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) км/с,

со статистичка неизвесност (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) км/с и систематска неизвесност (1, 2, 0,5) км/с. (Забележете дека V е 7 км/с поголема од проценетата во 1998 година од страна на Дехнен и соработниците.[6])

Употреба на кинематички мерења

уреди

Ѕвездената кинематика дава важни астрофизички информации за ѕвездите и галаксиите во кои тие живеат. Податоците од ѕвездената кинематика во комбинација со астрофизичкото моделирање произведуваат важни информации за галактичкиот систем како целина. Измерените ѕвездени брзини во највнатрешните региони на галаксиите, вклучувајќи го и Млечниот Пат, обезбедиле докази дека многу галаксии имаат супермасивни црни дупки во нивното средиште. Во подалечните региони на галаксиите, како што е во рамките на галактичкиот ореол, мерењата на брзината на збиените јата кои кружат во овие ореолски региони на галаксиите обезбедуваат докази за темната материја. И двата случаи произлегуваат од клучниот факт дека ѕвездената кинематика може да биде поврзана со севкупниот потенцијал во кој се врзани ѕвездите. Ова значи дека ако се направени точни мерења на ѕвездената кинематика за ѕвезда или група ѕвезди кои кружат во одреден регион на галаксијата, гравитациониот потенцијал и распределбата на масата може да бидат заклучени со оглед на тоа дека гравитацискиот потенцијал во кој е врзана ѕвездата ја произведува нејзината орбита и служи како поттик за неговото ѕвездено движење. Примери за користење на кинематика во комбинација со моделирање за да биде изграден астрофизички систем се:

  • Вртење на дискот на Млечниот Пат: Од сопствените движења и радијалните брзини на ѕвездите во дискот на Млечниот пат може да биде покажано дека постои диференцијално вртење. Кога се комбинирани овие мерења на сопственото движење на ѕвездите и нивните радијални брзини, заедно со внимателно моделирање, можно е да биде добиена слика од вртењето на дискот на Млечниот Пат. Месната одлика на галактичкото вртење во сончевото соседство е инкапсулирано во Ортовите константи.[7][8][9]
  • Структурни составни делови на Млечниот Пат: Користејќи ја ѕвездената кинематика, астрономите конструираат модели кои се обидуваат да ја објаснат целокупната галактичка структура во смисла на различни кинематски ѕвездени населенија. Ова е можно затоа што овие различни населенија често се наоѓаат во одредени региони на галаксиите. На пример, во рамките на Млечниот Пат, постојат три основни составни делови, секоја со своја посебна ѕвездена кинематика: диск, ореол и испакнатина. Овие кинематички групи се тесно поврзани со ѕвездените населенија во Млечниот Пат, правејќи силна корелација помеѓу движењето и хемискиот состав, што укажува на различни механизми на образување. За Млечниот Пат, брзината на ѕвездите на дискот е   и брзина на RMS (квадратна средина) во однос на оваа брзина од  . За ѕвездите со испакнати населенија, брзините се случајно ориентирани со поголема релативна брзина на квадратна средина од   и нема нето кружна брзина.[10] Галактичкиот ѕвезден ореол се состои од ѕвезди со орбити кои се протегаат до надворешните области на галаксијата. Некои од овие ѕвезди постојано ќе кружат далеку од галактичкото средиште, додека други се на траектории што ги носат на различни растојанија од галактичкото средиште. Овие ѕвезди имаат мало или никакво просечно вртење. Многу ѕвезди во оваа група припаѓаат на збиени јата кои биле образувани многу одамна и затоа имаат посебна историја на образување, што може да биде заклучено од нивната кинематика и слабата металичност. Ореолот може дополнително да биде поделен на внатрешен и надворешен ореол, при што внатрешниот ореол има нето проградно движење во однос на Млечниот Пат, а надворешниот нето повратно движење.[11]
  • Надворешни галаксии : Спектроскопските набљудувања на надворешните галаксии овозможуваат да бида карактеризирани масовните движења на ѕвездите што ги содржат. Додека овие ѕвездени населенија во надворешните галаксии обично не се решени до ниво каде што може да биде следено движењето на поединечните ѕвезди (освен за најблиските галаксии), мерењата на кинематиката на интегрираното ѕвездено население долж линијата на видот обезбедуваат информации вклучувајќи ја и просечната брзината и раширувањето на брзината која потоа може да биде користено за да биде заклучена распределбата на масата во галаксијата. Мерењето на средната брзина како функција на положбата дава информации за ротацијата на галаксијата, со посебни области на галаксијата кои се црвено или сино поместени во однос на системската брзина на галаксијата.
  • Распределба на масата: Преку мерење на кинематиката на телата во трага, како што се збиените јата и орбитите на блиските сателитски џуџести галаксии, можеме да ја одредиме распределбата на масата на Млечниот Пат или другите галаксии. Ова е постигнувано со комбинирање на кинематички мерења со динамичко моделирање.

Неодамнешните достигнувања поради Гаја

уреди
 
Очекувано движење на 40.000 ѕвезди во следните 400 илјади години, како што е определено од Гаја EDR3.

Во 2018 година, второто објавување на податоците на сателитот Гаја (Gaia Data Release 2; GAIA DR2) означило значителен напредок во ѕвездената кинематика, нудејќи богат сет на прецизни мерења. Ова издание вклучувало подробни ѕвездени кинематички и ѕвездени податоци за паралакса, кои придонесуваат за поизразено разбирање на структурата на Млечниот Пат. Имено, тоа го олеснило одредувањето на правилни движења за бројни небесни тела, вклучувајќи ги и апсолутните сопствени движења на 75 збиени јата сместени на растојанија кои се протегаат до   и светла граница на   .[12] Понатаму, сеопфатната база на податоци на Гаја овозможила мерење на апсолутно правилни движења во блиските џуџести сфероидни галаксии, служејќи како клучни показатели за разбирање на распределбата на масата во Млечниот Пат.[13] GAIA DR3 го подобрила квалитетот на претходно објавените податоци со обезбедување подробни астрофизички параметри.[14] Додека целосната GAIA DR4 допрва треба да биде претставена, најновото издание нуди подобрени сознанија за белите џуџиња, ѕвездите со хипербрзина, космолошките гравитациски леќи и историјата на спојување на Галаксијата.[15]

Ѕвездени кинематички видови

уреди

Ѕвездите во галаксиите може да бидат класифицирани врз основа на нивната кинематика. На пример, ѕвездите во Млечниот Пат можат да се поделат на две општи населенија, врз основа на нивната металичност или пропорција на елементи со атомски број поголем од хелиумот. Помеѓу блиските ѕвезди, откриено е дека ѕвездите од населението I со поголема металичност воглавно се наоѓаат во ѕвездениот диск додека постарите ѕвезди од населението II се во случајни орбити со мала нето вртење.[16] Последните имаат елипсовидни орбити кои се наклонети кон рамнината на Млечниот Пат.[16] Споредбата на кинематиката на блиските ѕвезди, исто така, довело до идентификација на ѕвездени здруженија. Ова се најверојатно групи ѕвезди кои имаат заедничка точка на потекло во џиновските молекуларни облаци.[17]

Постојат многу дополнителни начини за класификација на ѕвездите врз основа на нивните составни делови на измерената брзина, а тоа дава детални информации за природата на времето на образување на ѕвездата, нејзината сегашна местоположба и општата структура на галаксијата. Додека ѕвездата се движи во галаксијата, измазнетиот гравитациски потенцијал на сите други ѕвезди и другата маса во галаксијата игра доминантна улога во одредувањето на движењето на ѕвездите.[18] Ѕвездената кинематика може да обезбеди увид во местото каде била образувана ѕвездата во галаксијата. Мерењата на кинематиката на поединечна ѕвезда може да идентификуваат ѕвезди кои се необични оддалечени, како што е ѕвездата со голема брзина што се движи многу побрзо од нејзините соседи.

Ѕвезди со голема брзина

уреди

Во зависност од дефиницијата, ѕвезда со голема брзина е ѕвезда што се движи побрзо од 65 км/с до 100 км/с во однос на просечното движење на другите ѕвезди во соседството на ѕвездата. Брзината понекогаш е дефинирана и како суперсонична во однос на околната меѓуѕвездена средина. Трите видови ѕвезди со голема брзина се: ѕвезди-бегалки, ореолски ѕвезди и хипербрзи ѕвезди. Ѕвездите со голема брзина биле проучувани од Јан Орт, кој ги користел нивните кинематички податоци за да предвиди дека ѕвездите со голема брзина имаат многу мала тангентна брзина.[19]

Ѕвезди-бегалки

уреди
 
Четири ѕвезди-бегалки движејќи се низ региони на густ меѓуѕвезден гас и создавајќи светли лачни бранови и заостанати опашки од блескав гас. Ѕвездите на овие снимки на вселенскиот телескоп „Хабл“ на НАСА се меѓу 14-те млади побегнати ѕвезди забележани од Напредната камера за истражувања помеѓу октомври 2005 и јули 2006 година.

Ѕвезда-бегалка е таа која се движи низ вселената со ненормално висока брзина во однос на околната меѓуѕвездена средина. Сопственото движење на забегана ѕвезда честопати покажува точно подалеку од ѕвезденото здружение, чиј член порано била ѕвездата, пред да биде исфрлена.

Механизмите кои можат да доведат до појава на ѕвезда-бегалка се:

  • Гравитациските заемодејствија помеѓу ѕвездите во ѕвезден систем може да резултираат со големи забрзувања на една или повеќе од вклучените ѕвезди. Во некои случаи, ѕвездите може дури и да бидат исфрлени.[20] Ова може да се случи во навидум стабилни ѕвездени системи од само три ѕвезди, како што е опишано во студиите за проблемот со три тела во гравитациската теорија.[21]
  • Судир или блиска средба меѓу ѕвездените системи, вклучувајќи ги и галаксиите, може да резултира со нарушување на двата системи, при што некои од ѕвездите ќе бидат забрзани до големи брзини, па дури и исфрлени. Пример од големи размери е гравитациското заемодејство помеѓу Млечниот Пат и Големиот Магеланов Облак.[22]
  • Експлозија на супернова во повеќеѕвезден систем може да го забрза и остатокот од суперновата и преостанатите ѕвезди до големи брзини.[23][24]

Повеќе механизми може да ја забрзаат истата ѕвезда-бегалка. На пример, масивна ѕвезда која првично била исфрлена поради гравитациските заемодејствија со нејзините ѕвездени соседи може самата да стане супернова, создавајќи остаток со брзина модулирана од ударот на суперновата. Ако оваа супернова се појави во многу блиска близина на други ѕвезди, можно е да произведе повеќе бегство во постапката.

Пример за поврзана група на забегани ѕвезди е случајот со AE Кочијаш, 53 Овен и Ми Гулаб, од кои сите се оддалечуваат една од друга со брзини од над 100 км/с (за споредба, Сонцето се движи низ Млечниот Пат со околу 20 км/с побрзо од месниот просек). Следејќи ги нивните движења назад, нивните патеки се вкрстуваат во близина на маглината Орион околу 2 пред милиони години. Верувано е дека Барнардовата Јамка е остаток од суперновата што ги лансирала другите ѕвезди.

Друг пример е рендгенското тело Vela X-1, каде фотодигиталните техники откриваат присуство на вообичаена суперсонична лачна шоковска хипербола.

Ореолски ѕвезди

уреди

Ореолските ѕвезди се многу стари ѕвезди кои не следат кружни орбити околу средиштето на Млечниот Пат во неговиот диск. Наместо тоа, ореолските ѕвезди патуваат во елиптични орбити, често наклонети кон дискот, што ги носи многу над и под рамнината на Млечниот Пат. Иако нивните орбитални брзини во однос на Млечниот Пат можеби не се поголеми од ѕвездите на дискот, нивните различни патеки резултираат со високи релативни брзини.

Вообичаени примери се ореолските ѕвезди кои минуваат низ дискот на Млечниот Пат под стрмни агли. Една од најблиските 45 ѕвезди, наречена Каптајнова Ѕвезда, е пример за ѕвезда со голема брзина кои лежат во близина на Сонцето: Неговата забележана радијална брзина е -245 км/с, а компонентите на неговата вселенска брзина се u = +19 км/с, v = −288 км/с, и w = −52 км/с.

Хипербрзи ѕвезди

уреди
 
Положби и траектории на 20 ѕвезди со голема брзина како што се реконструирани од податоците добиени од сателитот Гаја, преклопени на врвот на уметничкиот поглед на Млечниот Пат.

Хипербрзите ѕвезди (ХБЅ; означувани како HVS или HV во англиските ѕвездени каталози) имаат значително повисоки брзини од остатокот од ѕвезденото население на галаксијата. Некои од овие ѕвезди може дури и да ја надминат брзината на бегство на галаксијата.[25] Во Млечниот Пат, ѕвездите обично имаат брзини од редот на 100 км/с, додека ѕвездите со хипербрзина обично имаат брзини од редот на 1000 км/с. Сметано е дека повеќето од овие ѕвезди кои брзо се движат се настанати во близина на средиштето на Млечниот Пат, каде што има поголемо население на овие тела отколку подалеку. Една од најбрзите познати ѕвезди во нашата галаксија е подџуџето US 708 од О-класа, кое се оддалечува од Млечниот Пат со вкупна брзина од околу 1200 км/с.

Џек Г. Хилс првпат го предвидел постоењето на хипербрзите ѕвезди во 1988 година.[26] Ова подоцна било потврдено во 2005 година од Ворен Браун, Маргарет Гелер, Скот Кенјон и Мајкл Курц.[27] Согласно 2008 година, биле познати 10 неврзани хипербрзи планети, од кои е верувано дека потекнува од Големиот Магеланов Облак, а не од Млечниот Пат.[28] Понатамошните мерења го поставиле неговото потекло во Млечниот Пат.[29] Поради несигурноста за распределбата на масата во Млечниот Пат, тешко е да биде утврдено дали една ХБЅ е неврзана. Уште пет познати ѕвезди со голема брзина можеби се неврзани од Млечниот Пат, а е сметано дека се врзани 16 ХБЅ. Најблиската моментално позната хипербрза ѕвезда (HVS2) е околу 19 kpc од Сонцето.

Согласно 1 септември 2017 година, имало околу 20 забележани ѕвезди со хипербрзина. Иако повеќето од нив биле забележани во северната полутопка, останува можноста дека има хипербрзи ѕвезди што може да бидат набљудувани само од јужната полутопка.[30]

Верувано е дека околу 1.000 хипербрзи ѕвезди постојат во Млечниот Пат.[31] Имајќи предвид дека на Млечниот Пат има околу 100 милијарди ѕвезди, ова е мал дел (~0,000001%). Резултатите од второто објавување податоци на Гаја покажуваат дека повеќето ѕвезди од доцниот вид со голема брзина имаат голема веројатност да бидат врзани за Млечниот Пат.[32] Сепак, кандидатите за далечни хипербрзи ѕвезди се повеќе ветувачки.[33]

Во март 2019 година, било објавено дека LAMOST-HVS1 е ѕвезда со потврдена хипербрзина исфрлена од ѕвездениот диск на Млечниот Пат.[34]

Во јули 2019 година, астрономите објавиле дека пронашле ѕвезда од видот А, S5-HVS1, која патувала 1м755 км/с, побрзо од која било друга ѕвезда откриена досега. Ѕвездата е во соѕвездието Жерав на јужното небо и е околу 29,000 светлосни години (1.8×109 АЕ) од Земјата. Можеби е исфрлен од Млечниот Пат по заемодејствие со Стрелец А*, супермасивната црна дупка во средиштето на галаксијата.[35][36][37][38][39]

Потекло на хипербрзите ѕвезди
уреди
 
Ѕвезда-бегалка забрзувајќи од 30 Златна Рипка. Сликата направена од вселенскиот телескоп „Хабл“.

Верувано дека ХБЅ главно потекнуваат од блиски средби на двојни ѕвезди со супермасивната црна дупка во средиштето на Млечниот Пат. Еден од двајцата партнери е гравитациски заробен од црната дупка (во смисла на влегување во орбитата околу неа), додека другиот бега со голема брзина, станувајќи ХБЅ. Ваквите маневри се близначни на фаќањето и исфрлањето на меѓуѕвездените тела од страна на една ѕвезда.

Хипербрзите ѕвезди индуцирани од супернова, исто така, може да бидат можни, иако тие се претпоставува дека се ретки. Во ова сценарио, една ХБЅ е исфрлена од близок двоен систем како резултат на придружната ѕвезда подложени на експлозија на супернова. Брзини на исфрлање до 770 км/с, мерено од рамката на галактичкиот одмор, се можни за ѕвезди од доцниот вид B.[40] Овој механизам може да го објасни потеклото на хипербрзи ѕвезди кои се исфрлани од галактичкиот диск.

Познатите хипербрзи ѕвезди се ѕвезди од главната низа со маса неколку пати поголема од онаа на Сонцето. Очекувани и хипербрзи ѕвезди со помали маси, а пронајдени се и кандидати кои се G/K-џуџести хипербрзи ѕвезди.

Некои хипербрзи ѕвезди можеби потекнуваат од нарушена џуџеста галаксија. Кога најблиску се доближува до средиштето на Млечниот Пат, некои од неговите ѕвезди се ослободиле и биле фрлени во вселената, поради ефектот на тргнување сличен на маневар.[41]

Претпоставувано е дека некои неутронски ѕвезди патуваат со слична брзина. Ова може да биде поврзано со хипербрзите ѕвезди и нивниот механизам за исфрлање. Неутронските ѕвезди се остатоци од експлозии на супернова, а нивните крајни брзини се многу веројатно резултат на несиметрична експлозија на супернова или губење на нивниот близок партнер за време на експлозиите на супернова што ги образуваат. Неутронската ѕвезда RX J0822-4300, која била измерена дека се движи со рекордна брзина од над 1.500 км/с (0,5% од брзината на светлината) во 2007 година од Чандранската набљудувачница со рендгенски зраци, сметано е дека е направена на првиот начин.[42]

Една теорија во врска со палењето на суперновата од видот Iа го повикува почетокот на спојување помеѓу две бели џуџиња во двоен ѕвезден систем, што ја активира експлозијата на помасивното бело џуџе. Ако помалку масивното бело џуџе не биде уништено за време на експлозијата, тоа повеќе нема да биде гравитациски врзано за неговиот уништен придружник, што ќе предизвика да го напушти системот како ѕвезда со хипербрзина со својата орбитална брзина пред експлозијата од 1000–2500 км/с. Во 2018 година, три такви ѕвезди биле откриени со помош на податоци од сателитот Гаја.[43]

Делумен список на хипербрзи ѕвезди
уреди

Согласно 2014 година, биле познати дваесет хипербрзи ѕвезди.[31][44]

  • HVS 1 – (SDSS J090744.99+024506.8) (позната како Отпадничката Ѕвезда (The Outcast Star)) – првата ѕвезда со хипербрзина што е откриена[27]
  • HVS 2 – (SDSS J093320.86+441705.4 или US 708)
  • HVS 3 – (HE 0437-5439) – веројатно од Големиот Магеланов Облак[28]
  • 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)

Кинематички групи

уреди

Збир на ѕвезди со слично вселенско движење и старост е познат како кинематичка група.[45] Станува збор за ѕвезди кои би можеле да имаат заедничко потекло, како што е испарувањето на расеано јато, остатоците од регионот на образувањето ѕвезди или збирки на преклопувачки пукања на образувањето ѕвезди во различни временски периоди во соседните региони.[46] Повеќето ѕвезди се раѓаат во молекуларни облаци познати како ѕвездени расадници. Ѕвездите настанати во таков облак составуваат гравитациски врзани расеани јата кои содржат десетици до илјадници членови со слична возраст и состав. Овие јата се разединуваат со времето. Групите млади ѕвезди кои бегаат од јатото, или повеќе не се врзани една за друга, образуваат ѕвездени здруженија. Како што овие ѕвезди стареат и се распрснуваат, нивната поврзаност повеќе не е лесно видлива и тие стануваат подвижни групи на ѕвезди.

Астрономите се способни да утврдат дали ѕвездите се членови на кинематска група затоа што имаат иста старост, металичност и кинематика (радијална брзина и сопствено движење). Бидејќи ѕвездите во подвижната група биле образувани во близина и речиси во исто време од истиот гасен облак, иако подоцна биле нарушени од плимните сили, тие споделуваат слични особини.[47]

Ѕвездени здруженија

уреди
Главна статија: Ѕвездено здружение

Ѕвезденото здружение е многу лабаво ѕвездено јато, чии ѕвезди делат заедничко потекло и сè уште се движат заедно низ вселената, но станале гравитациски неврзани. Здруженијата првенствено се идентификувани според нивните заеднички вектори на движење и возрасти. Идентификацијата по хемиски состав исто така се користи за да се земе предвид членството во здружението.

Ѕвездените здруженија за прв пат биле откриени од ерменскиот астроном Виктор Амбарцумјан во 1947 година.[48] Конвенционалното име за здружение ги користи имињата или кратенките на соѕвездието (или соѕвездијата) во кои се наоѓаат; видот здружение, а понекогаш и бројчан идентификатор.

Видови

уреди
 
Инфрацрвен поглед од Видливиот и инфрацрвен телескоп за астрономија на Европската јужна набљудувачница, кон ѕвезден расадник во Еднорог.

Виктор Амбарцумјан најпрво ги категоризирал здруженијата на ѕвездите во две групи, OB и T, врз основа на својствата на нивните ѕвезди.[48] Третата категорија, R, подоцна била предложена од Сидни ван ден Берг за здруженија кои ги осветлуваат отсјајните маглини.[49] Здруженијата OB, T и R образуваат продолжение на млади ѕвездени групирања. Но, моментално е неизвесно дали тие се еволутивна низа или претставуваат некој друг фактор на работа.[50] Некои групи исто така прикажуваат својства на здруженијата OB и T, така што категоризацијата не е секогаш јасна.

OB-здруженија

уреди
 
Кобилица OB1, големо здружение OB.

Младите здруженија ќе содржат од 10 до 100 масивни ѕвезди од спектарна класа O и B, и се познати како здруженија OB. Покрај тоа, овие здруженија содржат и стотици или илјадници ѕвезди со мала и средна маса. Верувано е дека членовите на здружението се настанати во ист мал волумен во џиновски молекуларен облак. Откако околната прашина и гас ќе бидат издувани, преостанатите ѕвезди се неврзани и почнуваат да се оддалечуваат.[51] Верувано е дека поголемиот дел од сите ѕвезди во Млечниот Пат биле настанати во здруженија OB.[51] Ѕвездите од О-класа се краткотрајни и ќе истечат како супернови по околу еден милион години. Како резултат на тоа, здруженијата OB обично се на возраст од само неколку милиони години или помалку. Ѕвездите OB во здружението ќе го изгорат целото гориво во рок од десет милиони години. (Споредете го ова со сегашната возраст на Сонцето од околу пет милијарди години.)

Сателитот „Хипаркос“ обезбедил мерења кои нашол десетина здруженија OB на 650 парсеци од Сонцето.[52] Најблиското здружение OB е здружението Скорпија-Кентаур, која се наоѓа на околу 400 светлосни години од Сонцето.[53]

Здружениејата OB биле пронајдени и во Големиот Магеланов Облак и Галаксијата Андромеда. Овие здруженија можат да бидат прилично ретки, со пречник од 1.500 светлосни години.[17]

T-здруженија

уреди

Младите ѕвездени групи може да содржат голем број на новородени ѕвезди од видот Т Бик кои сè уште се во постапка на влегување во главната низа. Овие ретки населенија до илјада ѕвезди од видот Т Бик се познати како здруженија T. Најблискиот пример е здружението T Бик-Кочијаш, која се наоѓа на растојание од 140 парсеци од Сонцето.[54] Други примери на здруженија Т се: здружението T R Јужна Круна, здружението T Волк, здружението T Камелеон и здружението T Едро. Здруженијата Т често се наоѓаат во близина на молекуларниот облак од кој настанале. Некои, но не сите, вклучуваат ѕвезди од класата O-B. Членовите на групата имаат иста возраст и потекло, ист хемиски состав и иста амплитуда и насока во нивниот вектор на брзина.

R-здруженија

уреди

Здруженијата на ѕвезди кои ги осветлуваат отсјајните маглини се нарекувани здруженија R, име предложено од Сидни ван ден Берг откако открил дека ѕвездите во овие маглини имаат нееднаква распределба.[49] Овие млади ѕвездени групи содржат ѕвезди од главната низа кои не се доволно масивни за да ги растераат меѓуѕвездените облаци во кои настанале.[50] Ова овозможува астрономите да ги испитаат својствата на околниот темен облак. Бидејќи здруженијата R се пообилни од здруженијата OB, тие можат да бидат користени за да биде следена структурата на галактичките спирални краци.[55] Пример за здружение R е Еднорог R2, сместен на 830 ± 50 парсеци од Сонцето.[50]

Движечки групи

уреди
Повеќе информации: Список на блиски ѕвездени здруженија и движечки групи
 
Движечката група Голема Мечка, најблиската ѕвездена група која се движи до Земјата.

Ако остатоците од ѕвезденото здружение се движат низ Млечниот Пат како донекаде сплотен склоп, тогаш тие се нарекувани движечка група или кинематичка група. Движечките групи може да бидат стари, како што е движечката група HR 1614 на две милијарди години, или млади, како што е движечката група AB Златна Рипка со само 120 години милиони години.

Движечките групи биле интензивно проучувани од Олин Егген во 1960-тите.[56] Списокот на најблиските млади групи во движење е составен од Лопез-Сантијаго и соработниците.[45] Најблиску е Движечката група Голема Мечка која ги вклучува сите ѕвезди во астеризмот Плуг / Голема Кола освен Дубхе и η Голема Мечка. Ова е доволно блиску што Сонцето лежи во неговите надворешни рабови, без да биде дел од групата. Оттука, иако членовите се концентрирани на деклинации близу 60°С, некои оддалечени се подалеку низ небото како Јужен Триаголник на 70°С.

Списокот на млади движечки групи постојано се развива. Банјановата алатка Σ[57] моментално наведува 29 блиски млади подвижни групи.[59][58] Неодамнешните дополнувања на блиските подвижни групи се Здружението Летечка Риба-Кобилица, откриено преку Гаја,[60] и Здружението Аргус, потврдено преку Гаја.[61] Подвижните групи понекогаш може дополнително да бидат поделени на помали различни групи. Било откриено дека комплексот на Големото јужно младо здружение е поделен на подвижните групи Кобилица, Колумба и Тукан-Часовник. Трите здруженија не се многу различни едни од други и имаат слични кинематички својства.[62]

Младите движечки групи имаат добро позната возраст и можат да помогнат во карактеризацијата на предметите со возраст што е тешко да биде проценето, како што се кафеавите џуџиња.[63] Членовите на блиските млади групи кои се движат се исто така кандидати за директно снимени протопланетарни дискови, како што се TW Хидра или директно отсликани вонсончеви планети, како што се Бета Сликар b или GU Риби b.

Ѕвездени потоци

уреди

Ѕвездениот поток е здружение на ѕвезди кои кружат околу галаксија која некогаш била збиено јато или џуџеста галаксија која сега е растргната и испружена по нејзината орбита од плимните сили.[64]

Познати кинематички групи

уреди

Некои блиски кинематички групи се:[45]

 

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ Kaler, James B. (ноември 2005). „Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)“. Stars. James B. Kaler. Архивирано од изворникот на 5 септември 2006. Посетено на 12 July 2018.
  2. ↑ „Stellar Motions (Extension)“. Australia Telescope Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 2005-08-18. Архивирано од изворникот на 2013-06-06. Посетено на 1 септември 2024.
  3. ↑ Fich, Michel; Tremaine, Scott (1991). „The mass of the Galaxy“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 29 (1): 409–445. Bibcode:1991ARA&A..29..409F. doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002205.
  4. ↑ Johnson, Dean R. H.; Soderblom, David R. (1987). „Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group“. Astronomical Journal. 93 (2): 864–867. Bibcode:1987AJ.....93..864J. doi:10.1086/114370.
  5. ↑ Schönrich, Ralph; Binney, James; Dehnen, Walter (2010). „Local kinematics and the local standard of rest“. 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.
  6. ↑ Dehnen, Walter; Binney, James J. (1998). „Local stellar kinematics from HIPPARCOS data“. 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.
  7. ↑ Oort, JH (1927). „Observational evidence confirming Lindblad's hypothesis of a rotation of the galactic system“. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 3: 275–282. Bibcode:1927BAN.....3..275O.
  8. ↑ Li, C; Zhao, G; Yang, C (2019). „Galactic Rotation and the Oort Constants in the Solar Vicinity“. The Astrophysical Journal. 872: 205. Bibcode:2019ApJ...872..205L. doi:10.3847/1538-4357/ab0104.
  9. ↑ Olling, RP; Merrifield, MR (1998). „Refining the Oort and Galactic constants“. 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. ↑ Binney, James; Tremaine, Scott (2008). Galactic Dynamics. Princeton University Press. стр. 16–19. ISBN 9780691130279.
  11. ↑ Carollo, Daniela; и др. (2007). „Two Stellar Components in the Halo of the Milky Way“. Nature. 450 (7172): 1020–1025. arXiv:0706.3005. Bibcode:2007Natur.450.1020C. doi:10.1038/nature06460. PMID 18075581.
  12. ↑ „Gaia DR2 contents – Gaia – Cosmos“. www.cosmos.esa.int (англиски). Посетено на 2024-03-08.
  13. ↑ Watkins, Laura; и др. (мај 2018). „Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions“. The Astrophysical Journal. 873 (2): 118. arXiv:1804.11348. Bibcode:2019ApJ...873..118W. doi:10.3847/1538-4357/ab089f.
  14. ↑ Fouesneau, M.; Frémat, Y.; Andrae, R.; Korn, A. J.; Soubiran, C.; Kordopatis, G.; Vallenari, A.; Heiter, U.; Creevey, O. L. (2023-06-01). „Gaia Data Release 3 – Apsis. II. Stellar parameters“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 674: A28. arXiv:2206.05992. Bibcode:2023A&A...674A..28F. doi:10.1051/0004-6361/202243919. ISSN 0004-6361.
  15. ↑ Hodgkin, S. T.; Harrison, D. L.; Breedt, E.; Wevers, T.; Rixon, G.; Delgado, A.; Yoldas, A.; Kostrzewa-Rutkowska, Z.; Wyrzykowski, Ł (2021-08-01). „Gaia Early Data Release 3 - Gaia photometric science alerts“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 652: A76. arXiv:2106.01394. Bibcode:2021A&A...652A..76H. doi:10.1051/0004-6361/202140735. ISSN 0004-6361.
  16. ↑ 16,0 16,1 Johnson, Hugh M. (1957). „The Kinematics and Evolution of Population I Stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. Bibcode:1957PASP...69...54J. doi:10.1086/127012.
  17. ↑ 17,0 17,1 Elmegreen, B.; Nikolaevich Efremov, Y. (1998). „The Formation of Star Clusters“. American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. Архивирано од изворникот на 2016-07-01. Посетено на 1 септември 2024.
  18. ↑ Sparke, L. S.; Gallagher, J. S. (2007). Galaxies in the Universe. Соединети Држави: Cambridge University Press. стр. 111. ISBN 978-0521671866.
  19. ↑ Binney, James; Merrifield, Michael (1998). Galactic Astronomy. Princeton University Press. стр. 16–17. ISBN 978-0691004020.
  20. ↑ Oh, Seungkyung; Kroupa, Pavel; Pflamm-Altenburg, Jan (2015). „Dependency of Dynamical Ejections of O Stars on the Masses of Very Young Star Clusters“. The Astrophysical Journal (англиски). 805 (2): 92. arXiv:1503.08827. Bibcode:2015ApJ...805...92O. doi:10.1088/0004-637X/805/2/92. ISSN 0004-637X.
  21. ↑ Gvaramadze, Vasilii V.; Gualandris, Alessia (2010-09-30). „Very massive runaway stars from three-body encounters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 410 (1): 304–312. arXiv:1007.5057. Bibcode:2011MNRAS.410..304G. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17446.x. ISSN 0035-8711.
  22. ↑ Boubert, D.; Erkal, D.; Evans, N. W.; Izzard, R. G. (2017-04-10). „Hypervelocity runaways from the Large Magellanic Cloud“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 469 (2): 2151–2162. arXiv:1704.01373. Bibcode:2017MNRAS.469.2151B. doi:10.1093/mnras/stx848. ISSN 0035-8711.
  23. ↑ Blaauw, A. (1961). „On the origin of the O- and B-type stars with high velocities (the run-away stars), and some related problems“. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 15: 265. Bibcode:1961BAN....15..265B.
  24. ↑ Tauris, T.M.; Takens, R.J. (1998). „Runaway velocities of stellar components originating from disrupted binaries via asymmetric supernova explosions“. Astronomy and Astrophysics. 330: 1047–1059. Bibcode:1998A&A...330.1047T.
  25. ↑ „Two Exiled Stars Are Leaving Our Galaxy Forever“. Space Daily. Jan 27, 2006. Посетено на 2009-09-24.
  26. ↑ Hills, J. G. (1988). „Hyper-velocity and tidal stars from binaries disrupted by a massive Galactic black hole“. Nature. 331 (6158): 687–689. Bibcode:1988Natur.331..687H. doi:10.1038/331687a0.
  27. ↑ 27,0 27,1 Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J.; Kurtz, Michael J. (2005). „Discovery of an Unbound Hypervelocity Star in the Milky Way Halo“. The Astrophysical Journal. 622 (1): L33–L36. arXiv:astro-ph/0501177. Bibcode:2005ApJ...622L..33B. doi:10.1086/429378.
  28. ↑ 28,0 28,1 Edelmann, H.; Napiwotzki, R.; Heber, U.; Christlieb, N.; и др. (2005). „HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star“. The Astrophysical Journal. 634 (2): L181–L184. arXiv:astro-ph/0511321. Bibcode:2005ApJ...634L.181E. doi:10.1086/498940.
  29. ↑ Brown, Warren R.; Anderson, Jay; Gnedin, Oleg Y.; Bond, Howard E.; и др. (19 јули 2010). „A Galactic Origin For HE 0437–5439, The Hypervelocity Star Near The Large Magellanic Cloud“. The Astrophysical Journal Letters. 719 (1): L23. arXiv:1007.3493. Bibcode:2010ApJ...719L..23B. doi:10.1088/2041-8205/719/1/L23.
  30. ↑ „The Milky Way's fastest stars are runaways“. Science and Children: 14. 1 септември 2017. Посетено на 1 септември 2024.
  31. ↑ 31,0 31,1 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.
  32. ↑ Boubert, Douglas; Guillochon, James; Hawkins, Keith; Ginsburg, Idan; Evans, N. Wyn; Strader, Jay (6 јуни 2018). „Revisiting hypervelocity stars after Gaia DR2“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 479 (2): 2789–2795. arXiv:1804.10179. Bibcode:2018MNRAS.479.2789B. doi:10.1093/mnras/sty1601.
  33. ↑ de la Fuente Marcos, R.; de la Fuente Marcos, C. (8 јули 2019). „Flying far and fast: the distribution of distant hypervelocity star candidates from Gaia DR2 data“. Astronomy and Astrophysics. 627: A104 (17 pp.). arXiv:1906.05227. Bibcode:2019A&A...627A.104D. doi:10.1051/0004-6361/201935008.
  34. ↑ University of Michigan (13 март 2019). „Researchers confirm massive hyper-runaway star ejected from the Milky Way Disk“. Phys.org. Посетено на 1 септември 2024.
  35. ↑ Overbye, Dennis (14 ноември 2019). „A Black Hole Threw a Star Out of the Milky Way Galaxy – So long, S5-HVS1, we hardly knew you“. The New York Times. Посетено на 1 септември 2024.
  36. ↑ Koposov, Sergey E.; и др. (11 ноември 2019). „Discovery of a nearby 1700 km/s star ejected from the Milky Way by Sgr A*“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. arXiv:1907.11725. doi:10.1093/mnras/stz3081.
  37. ↑ Starr, Michelle (31 јули 2019). „Bizarre Star Found Hurtling Out of Our Galaxy Centre Is Fastest of Its Kind Ever Seen“. ScienceAlert.com. Посетено на 1 септември 2024.
  38. ↑ Irving, Michael (13 ноември 2019). „Fastest star ever found is being flicked out of the Milky Way“. NewAtlas.com. Посетено на 1 септември 2024.
  39. ↑ Plait, Phil (13 ноември 2019). „Our Local Supermassive Black Hole Shot A Star Right Out Of THe Galaxy“. Bad Astronomy. Посетено на 1 септември 2024.
  40. ↑ Tauris, Thomas M. (2015). „Maximum speed of hypervelocity stars ejected from binaries“. Letters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 448 (1): L6–L10. arXiv:1412.0657. Bibcode:2015MNRAS.448L...6T. doi:10.1093/mnrasl/slu189.
  41. ↑ Maggie McKee (4 октомври 2008). „Milky Way's fastest stars may be immigrants“. New Scientist.
  42. ↑ Watzke, Megan (28 ноември 2007). „Chandra discovers cosmic cannonball“. Newswise.
  43. ↑ Shen, Ken J.; и др. (2018). „Three Hypervelocity White Dwarfs in Gaia DR2: Evidence for Dynamically Driven Double-degenerate Double-detonation Type Ia Supernovae“. The Astrophysical Journal. 865 (1): 15–28. arXiv:1804.11163. Bibcode:2018ApJ...865...15S. doi:10.3847/1538-4357/aad55b.
  44. ↑ Zheng Zheng (7 May 2014). „Nearest Bright 'Hypervelocity Star' Found“. News Center. University of Utah. Архивирано од изворникот на 1 ноември 2014. Посетено на 27 јуни 2014.
  45. ↑ 45,0 45,1 45,2 45,3 López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, M. J. (јуни 2006). „The Nearest Young Moving Groups“. The Astrophysical Journal. 643 (2): 1160–1165. arXiv:astro-ph/0601573. Bibcode:2006ApJ...643.1160L. doi:10.1086/503183.
  46. ↑ Montes, D.; и др. (ноември 2001). „Late-type members of young stellar kinematic groups – I. Single stars“. 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.
  47. ↑ Johnston, Kathryn V. (1996). „Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo“. The Astrophysical Journal. 465: 278. arXiv:astro-ph/9602060. Bibcode:1996ApJ...465..278J. doi:10.1086/177418.
  48. ↑ 48,0 48,1 Israelian, Garik (1997). „Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] –1996“. Bulletin of the American Astronomical Society. 29 (4): 1466–1467. Bibcode:1997BAAS...29.1466I.
  49. ↑ 49,0 49,1 Herbst, W. (1976). „R associations. I – UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae“. Astronomical Journal. 80: 212–226. Bibcode:1975AJ.....80..212H. doi:10.1086/111734.
  50. ↑ 50,0 50,1 50,2 Herbst, W.; Racine, R. (1976). „R associations. V. MON R2“. Astronomical Journal. 81: 840. Bibcode:1976AJ.....81..840H. doi:10.1086/111963.
  51. ↑ 51,0 51,1 „OB Associations“ (PDF). GAIA: Composition, Formation and Evolution of the Galaxy. 2000-04-06. Посетено на 1 септември 2024.
  52. ↑ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; и др. (1999). „A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations“. The Astronomical Journal. 117 (1): 354–399. arXiv:astro-ph/9809227. Bibcode:1999AJ....117..354D. doi:10.1086/300682.
  53. ↑ Maíz-Apellániz, Jesús (2001). „The Origin of the Local Bubble“. The Astrophysical Journal. 560 (1): L83–L86. arXiv:astro-ph/0108472. Bibcode:2001ApJ...560L..83M. doi:10.1086/324016.
  54. ↑ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K. (1999). „New proper motions of pre-main-sequence stars in Taurus-Auriga“. Astronomy and Astrophysics. 325: 613–622. arXiv:astro-ph/9704281. Bibcode:1997A&A...325..613F. Архивирано од изворникот на 2010-08-07. Посетено на 2009-10-12.
  55. ↑ Herbst, W. (1975). „R-associations III. Local optical spiral structure“. Astronomical Journal. 80: 503. Bibcode:1975AJ.....80..503H. doi:10.1086/111771.
  56. ↑ Eggen, O.J. (1965). „Moving groups of stars“. Во Blaauw, Adriaan; Schmidt, Maarten (уред.). Observational Aspects of Galactic Structure: Lecture notes reported by participants. Chicago: University of Chicago Press. стр. 111. Bibcode:1965gast.book..111E.
  57. ↑ „BANYAN Σ“. www.exoplanetes.umontreal.ca. Посетено на 1 септември 2024.
  58. ↑ 58,0 58,1 Gagné, Jonathan; Mamajek, Eric E.; Malo, Lison; Riedel, Adric; Rodriguez, David; Lafrenière, David; и др. (2018-03-21). „The BANYAN Σ multivariate Bayesian algorithm to identify members of young associations with 150 pc“. The Astrophysical Journal. BANYAN XI (англиски). 856 (1): 23. arXiv:1801.09051. Bibcode:2018ApJ...856...23G. doi:10.3847/1538-4357/aaae09. ISSN 0004-637X. S2CID 119185386.
  59. ↑ See Gagné, Jonathan; Mamajek, Eric E.; Malo, Lison; Riedel, Adric; Rodriguez, David; Lafrenière, David; Faherty, Jacqueline K.; Roy-Loubier, Olivier; Pueyo, Laurent; Robin, Annie C.; Doyon, René (2018). „Figures 4 & 5 of Gagné et al. 2018a“. The Astrophysical Journal. 856 (1): 23. arXiv:1801.09051. Bibcode:2018ApJ...856...23G. doi:10.3847/1538-4357/aaae09. S2CID 119185386.[58]
  60. ↑ Gagné, Jonathan; Faherty, Jacqueline K.; Mamajek, Eric E. (2018-10-01). „Volans-Carina: A new 90 Myr old stellar association at 85 pc“. The Astrophysical Journal (англиски). 865 (2): 136. arXiv:1808.04420. Bibcode:2018ApJ...865..136G. doi:10.3847/1538-4357/aadaed. ISSN 0004-637X.
  61. ↑ Zuckerman, B. (2018-12-31). „The nearby, young, Argus association: Membership, age, and dusty debris disks“. The Astrophysical Journal. 870 (1): 27. arXiv:1811.01508. doi:10.3847/1538-4357/aaee66. ISSN 1538-4357.
  62. ↑ Torres, C.A.O.; Quast, G.R.; Melo, C.H.F.; Sterzik, M.F. (2008-08-25). Young, nearby, loose associations. arXiv:0808.3362. Bibcode:2008hsf2.book..757T  in  Reipurth, Bo, уред. (2008). Handbook of Star Forming Regions: Volume II, The Southern Sky. Monograph Publications (online). Volume 5. Astronomical Society of the Pacific. ISBN 978-1-58381-678-3, printed: ISBN 978-1-58381-671-4
  63. ↑ Allers, K.N.; Liu, Michael C. (2013-07-09). „A near-infrared spectroscopic study of young field ultra-cool dwarfs“. The Astrophysical Journal (англиски). 772 (2): 79. arXiv:1305.4418. Bibcode:2013ApJ...772...79A. doi:10.1088/0004-637X/772/2/79. ISSN 0004-637X.
  64. ↑ Schilling, Govert (12 јануари, 2022). „Stellar streams are revealing their secrets“. Sky & Telescope. Посетено на 1 септември 2024. Проверете ги датумските вредности во: |date= (help)
  65. ↑ 65,0 65,1 65,2 Song, Inseok; и др. (декември 2003). „New Members of the TW Hydrae Association, β Pictoris Moving Group, and Tucana/Horologium Association“ (PDF). The Astrophysical Journal. 599 (1): 342–350. Bibcode:2003ApJ...599..342S. doi:10.1086/379194. S2CID 51833191.
  66. ↑ Wylie-de Boer, Elizabeth; и др. (February 2010). „Evidence of Tidal Debris from ω Cen in the Kapteyn Group“. 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. ↑ McDonald, A. R. E.; Hearnshaw, J. B. (August 1983). „The Wolf 630 moving group of stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 204 (3): 841–852. Bibcode:1983MNRAS.204..841M. doi:10.1093/mnras/204.3.841.

Дополнителна книжевност

уреди

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвездена_кинематика&oldid=5273911“