Звёздная кинематика

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Звёздная кинематика — раздел астрономии, изучающий кинематику или движение звёзд в пространстве. Предметом исследования кинематики звёзд включает в себя измерение скоростей звёзд Млечного Пути и его галактик-спутников наряду с измерением внутренней кинематики более далёких галактик. Определение кинематических свойств звёзд в различных компонентах Млечного Пути, включая тонкий диск, толстый диск, балдж и звёздное гало, предоставляет важную информацию о формировании и эволюции Галактики. Данные о кинематике также помогают обнаружить такие экзотические объекты, как сверхскоростные звёзды, наличие которых обычно объясняют результатом гравитационного взаимодействия двойной звезды и сверхмассивной чёрной дыры, Sgr A* в центре Галактики.

Звёздная кинематика связана (хотя и отличается) с предметом звёздной динамики, использующей теоретическое изучение или моделирование движений звёзд под действием гравитации. Модели звёздной динамики таких систем, как галактики или звёздные скопления, часто сопоставляют с кинематическими данными для исследования эволюции и распределения массы, а также для выявления наличия тёмной материи или сверхмассивных чёрных дыр по их гравитационному влиянию на орбиты звёзд.

Пространственная скорость[править | править вики-текст]

Соотношение между собственным движением и компонентами скорости объекта. В момент испускания излучения объект находился на расстоянии d от Солнца и двигался с угловой скоростью μ радиан/с, то есть μ = vt/d, где vt = трансверсальная (тангенциальная) компонента скорости по отношению к лучу зрения. (Схема показывает угол μ в виде сектора, заметаемого за единицу времени тангенциальной скоростью vt.)

Компонента движения звезды к или от Солнца, известная как лучевая скорость, может быть измерена по смещению линий в спектре вследствие эффекта Доплера. Трансверсальную компоненту (или собственное движение) можно определить по серии определений положения объекта относительно более далёких объектов. При определении расстояния до звезды астрометрическими методами (такими как определение параллакса) можно определить пространственную скорость.[1] При этом мы получим оценку движения звезды относительно Солнца или местного стандарта покоя. Местный стандарт покоя определяют как точку около современного положения Солнца, движущуюся по круговой орбите вокруг центра Галактики со скоростью, равной среднему значению для ближайших к Солнцу звёзд с малой дисперсией скоростей.[2] Движение Солнца относительно МСП называется пекулярным движением Солнца.

Компоненты пространственной скорости Млечного Пути в галактической системе координат обычно обозначаются как U, V и W и измеряются в км/с, причём U положительно в направлении на центр Галактики, V положительно в направлении вращения Галактики, W положительно в направлении северного полюса Галактики.[3] Пекулярное движение Солнца относительно МСП равно[4]

(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25) км/с,

со статистической неопределённостью (+0,69−0,75, +0,47−0,47, +0,37−0,36) км/с и систематической неопределённостью (1, 2, 0,5) км/с. (Заметим, что V на 7 км/с превышает оценку, полученную в 1999 году Дененом (англ. Dehnen) и коллегами[5]).

Звёзды Млечного Пути можно разделить на два типа населения в соответствии с металличностью или долей элементов тяжелее гелия. Среди ближайших звёзд было обнаружено, что население первого типа, то есть звёзды с большей металличностью, обладают меньшими радиальными скоростями, чем более старые представители второго типа населения. Последние находятся на эллиптических орбитах, наклонённых к плоскости Млечного Пути.[6] Сравнение кинематических характеристик ближайших звёзд привело к обнаружение звёздных ассоциаций. Вероятно это группы звёзд, имеющих общее место рождения в гигантском молекулярном облаке.[7]

В Млечном Пути существуют три основных кинематических компонента: диск, гало и балдж (с перемычкой). Эти компоненты тесно связаны со звёздными населениями Млечного Пути, образуя сильную корреляцию между параметрами движения и химическим составом. Гало можно разделить на внутреннее и внешнее, при этом внутреннее гало будет обладать упорядоченным движением в ту же сторону, что и вращение Млечного Пути, а внешнее гало будет обладать ретроградным движением.[8]

Звёзды с высокими скоростями[править | править вики-текст]

В зависимости от определения к звёздам с высокой скоростью относят звезды, двигающиеся со скоростью, на 65-100 км/с превышающей среднюю скорость звёзд в окрестности Солнца. Иногда скорость определяют как сверхзвуковую относительно окружающей межзвёздной среды. Существует три типа звёзд с высокими скоростями: убегающие звёзды, звёзды гало и сверхскоростные звёзды.

Убегающие звезды[править | править вики-текст]

Четыре убегающие звезды, движущиеся сквозь области плотного межзвёздного газа и создающие яркие ударные волны и хвосты светящегося газа. Данные звёзды, изображения которых получены телескопом «Хаббл», являются одними из 14 молодых убегающих звёзд, выявленных камерой "Advanced Camera for Surveys" с октября 2005 года по июль 2006 года.

Убегающей звездой является звезда, двигающаяся в пространстве с крайне высокой скоростью относительно окружающей межзвёздной среды. Собственное движение убегающей звезды зачастую указывает прямо от звёздной ассоциации, к которой раньше принадлежала убегающая звезда.

Существуют два возможных механизма образования убегающей звезды:

  • в первом сценарии тесное сближение двух двойных звёзд может привести к разрушению обеих систем, при этом некоторые звёзды могут быть выброшены с высокими скоростями;
  • во втором сценарии вспышка сверхновой в кратной звёздной системе может привести к движению оставшихся компонентов с большими скоростями.[9][10]

Хотя возможнв оба механизма, но астрономы обычно рассматривают механизм возникновения убегающих звёзд при вспышках сверхновых.

Одним из примеров множества убегающих звёзд может служить случай AE Возничего, 53 Овна и мю Голубя, которые удаляются друг от друга со скоростями более 100 км/с (для сравнения, Солнце движется в Млечном Пути со скоростью, на 20 км/с превышающей среднюю местную скорость). Прослеживание движений данных звёзд в обратную сторону показало, что их траектории пересекались вблизи туманности Ориона около 2 миллионов лет назад. Петля Барнарда считается остатком сверхновой, приведшей к ускорению остальных звёзд.

Другим примером является рентгеновский источник Паруса X-1, в котором фотоцифровые технологии выявили наличие типичной сверхзвуковой ударной волны.

Звёзды гало[править | править вики-текст]

Звёзды с высокими скоростями являются очень старыми звёздами, чьё движение сильно отличается от солнечного или от движения звёзд в солнечной окрестности, находящихся на схожих круговых орбитах вокруг центра Млечного Пути. Высокоскоростные звёзды обычно двигаются по эллиптическим орбитам вне плоскости Млечного Пути. Хотя полные скорости этих звёзд могут не превышать скорость Солнца, разница орбит приводит к высоким относительным скоростям.

Типичными примерами являются звёзды гало, проходящие сквозь диск Млечного Пути под большим углом. Одна из 45 ближайших звёзд, звезда Каптейна, является высокоскоростной звездой. Её наблюдаемая лучевая скорость равна −245 км/с, компоненты пространственной скорости равны U = 19 км/с, V = -288 км/с, W = -52 км/с.

Сверхскоростные звёзды[править | править вики-текст]

Сверхскоростные звёзды (англ. Hypervelocity stars, HVS или HV) являются звёздами со скоростями, существенно отличающимися от ожидаемых для звезды при нормальном распределении звёзд в галактике. Подобные звёзды могут обладать настолько большими скоростями, что превосходят скорость убегания для галактики.[11] Обычные звёзды Млечного Пути обладают скоростями порядка 100 км/с, а сверхскоростные звёзды, особенно вблизи центра Млечного Пути, обладают скоростями порядка 1000 км/с.

На существование сверхскоростных звёзд впервые указал Джек Хиллс в 1988 году,[12] а затем их существование подтвердили Уоррен Браун, Маргарет Геллер, Скотт Кеньон и Майкл Курц в 2005 году.[13] По состоянию на 2008 год было известно 10 несвязанных сверхскоростных звёзд, одна из которых считается происходящей из Большого Магелланова Облака.[14] В дальнейшем измерения показали, что эта звезда всё же принадлежит Млечному Пути.[15] Вследствие неопределённости распределения массы в Млечном Пути определение связанности сверхскоростной звезды затруднено. Пять дополнительно известных сверхскоростных звёзд могут не быть гравитационно связанными с Млечным Путём, 16 же считаются связанными. Ближайшая к Солнцу известная сверхскоростная звезда (HVS2) расположена на расстоянии 19 кпк от Солнца.

Считается, что около 1000 сверхскоростных звёзд существует в Млечном Пути.[16]

Причины возникновения сверхскоростных звёзд[править | править вики-текст]

Считается, что сверхскоростные звёзды возникают при тесных сближениях двойных звёзд со сверхмассивной чёрной дырой в центре Млечного Пути. Один из двух компонентов захватывается чёрной дырой, а другой вылетает с высокой скоростью. Захваченный компонент может перейти на орбиту вокруг чёрной дыры. Однако, это может происходить только в том случае, если двойная звезда падает прямо на чёрную дыру с очень далёкого расстояния, в других случаях звезда не наберёт необходимую скорость.

Сверхскоростные звёзды, созданные вспышками сверхновых, также могут существовать, однако более редко. В данном сценарии сверхскоростные звёзды выбрасываются из тесной двойной системы в результате вспышки сверхновой звезды-компаньона. Скорости выбросов достигают 770 км/с относительно галактической системы покоя, что возможно для поздних B-звёзд.[17] Данный механизм может объяснить причины возникновения высокоскоростных звёзд, выбрасываемых из диска Галактики.

Известные сверхскоростные звёзды являются звёздами главной последовательности с массами, в несколько раз превышающими солнечную. Сверхскоростные звёзды меньших масс также могут существовать, а кандидаты в сверхскоростные звёзды, являющиеся G/K-карликами уже были обнаружены.

Предполагалось, что сверхскоростные звёзды Млечного Пути являются результатом прохождения вращающейся карликовой галактики вблизи Млечного Пути. Когда карликовая галактика проходит наиболее близко к центру Млечного Пути, она испытывает сильное гравитационное возмущение. Энергия некоторых звёзд при этом меняется настолько сильно, что они освобождаются от карликовой галактики и улетают в свободное пространство.[18]

Некоторые нейтронные звёзды могут двигаться с похожими скоростями. Они могут быть связаны со сверхскоростными звёздами и механизмом их выброса. Нейтронные звёзды представляют собой остатки вспышек сверхновой, а их экстремально высокие скорости, вероятно, являются результатом асимметричной вспышки сверхновой или потери компаньона при вспышке сверхновой. Нейтронная звезда RX J0822-4300, чья скорость по измерениям 2007 года составляет рекордные 1500 км/с (0,5% c), вероятно была образована первым способом.[19]

Некоторые типы сверхновых, как считается, возникают в случае, если белый карлик сталкивается со звездой-компаньоном и поглощает внешнее вещество звезды-компаньона. При этом обе звезды имеют очень высокие орбитальные скорости. Потеря массы белым карликом во время вспышки сверхновой приводит к тому, что звезда-компаньон покидает орбиту с прежней высокой скоростью в несколько сотен км/с, становясь сверхскоростной звездой. Остаток сверхновой превращается в быстро двигающуюся нейтронную звезду. Вероятно, данный механизм является наиболее вероятной причиной возникновения большей части сверхскоростных звёзд и быстрых нейтронных звёзд.

Примеры сверхскоростных звёзд[править | править вики-текст]

По состоянию на 2014 год было известно 20 сверхскоростных звёзд:[20][21]

Кинематические группы[править | править вики-текст]

Группа звёзд, обладающих сходным движением в пространстве и возрастом, называется кинематической группой.[22] Данные звёзды могут иметь общее происхождение, такое как испарение рассеянного скопления, остатки области звездообразования или объединение областей вспышек звездообразования, происходивших в разное время.[23] Большее число звёзд рождалось внутри молекулярных облаков. Образующиеся внутри такого облака звёзды составляют гравитационно связанные рассеянные скопления, содержащие от десятков до тысяч звёзд с похожим химическим составом и возрастом. Со временем такие скопления разрушаются. Группы молодых звёзд при этом покидают скопление или перестают быть связанными друг с другом, формируя звёздные ассоциации. По мере старения таких звёзд ассоциация перестаёт быть различимой, оставляя отдельные движущиеся группы звёзд.

Астрономы имеют возможность определить, принадлежат ли звёзды одной кинематической группе, поскольку для этого звёзды должны обладать одним возрастом, металличностью и собственным движением. Поскольку звёзды в движущейся группе образуются близко друг к другу и примерно в одно время, то обладают похожими характеристиками.[24]

Звёздные ассоциации[править | править вики-текст]

Звёздная ассоциация представляет собой слабо связанное скопление звёзд, имеющих одинаковое происхождение, но ставших гравитационно не связанными, хотя и движущимися совместно в пространстве. Ассоциации выделяют по общим векторам движения объектов и возрастам. Также используется анализ химического состава.

Впервые звёздные ассоциации были открыты В.А. Амбарцумяном в 1947 году.[25] Принято называть ассоциации по названию созвездия (или созвездий), в котором находится ассоциация, указывать тип ассоциации и, иногда, номер.

Типы[править | править вики-текст]

Область звездообразования в созвездии Единорога, изображение телескопа VISTA.

В.А. Амбарцумян разделил звёздные ассоциации на две группы, OB и T, на основе характеристик звёзд.[25] Третью категорию, R, позднее предложил Сидни ван ден Берг для тех ассоциаций, которые подсвечивают отражательные туманности.[26] OB-, T- и R-ассоциации образуют непрерывный спектр молодых звёздных групп. Пока не ясно, представляют ли эти категории эволюционную последовательность.[27] Некоторые группы проявляют свойства как OB-, так и T-ассоциаций, поэтому классификацию не всегда можно провести однозначно.

OB-ассоциации[править | править вики-текст]

Киль OB1, крупная OB-ассоциация.

Молодые ассоциации, содержащие 10–100 массивных звёзд спектральных классов O и B, называют OB-ассоциациями. Такие ассоциации содержат сотни или тысячи звёзд малых и промежуточных масс. Объекты ассоциации считаются сформировавшимися в одном и том же объёме внутри гигантского молекулярного облака. После того как из системы будет выметен газ и пыль, оставшиеся звёзды окажутся не связанными гравитационно и начнут разлетаться.[28] Считается, что большинство звёзд Млечного Пути образовалось внутри OB-ассоциаций.[28] Звёзды спектрального класса O живут малое время и взрываются как сверхновые примерно спустя миллион лет после образования. В результате, OB-ассоциации существуют всего несколько миллионов лет или меньше. O-B звёзды ассоциации исчерпают запасы вещества для ядерных реакций в течение 10 миллионов лет.

Спутник Hipparcos позволил провести измерения, определившие расположение десятка OB-ассоциаций в пределах 650 пк от Солнца.[29] Ближайшая OB-ассоциация — OB-ассоциация Скорпиона — Центавра, находящаяся на расстоянии 400 световых лет от Солнца.[30]

OB-ассоциации были обнаружены в Большом Магеллановом Облаке и Туманности Андромеды. Такие ассоциации могут быть довольно разреженными и достигать 1500 световых лет в диаметре.[31]

T-ассоциации[править | править вики-текст]

Молодые звёздные группы могут содержать ряд молодых звёзд типа T Тельца, находящихся в процессе перехода на главную последовательность. Группы звёзд численностью до тысячи звёзд типа T Тельца называются T-ассоциациями. Ближайшим к Солнцу примером такой ассоциации является ассоциация Тельца — Возничего, расположенная на расстоянии 140 пк от Солнца.[32] Другими примерами T-ассоциаций являются T-ассоциация R Южной Короны, T-ассоциация Волка, T-ассоциация Хамелеона, T-ассоциация Парусов. T-ассоциации часто обнаруживают в окрестности молекулярных облаков, из которых они образовались. Некоторые, хотя и не все включают O-B-звёзды. Представители ассоциации обладают близкими возрастами и химическим составом, а также направлением вектора скорости.

R-ассоциации[править | править вики-текст]

Ассоциации звёзд, подсвечивающих отражательные туманности, называют R-ассоциациями.[26] Эти молодые группы звёзд содержат звёзды главной последовательности, недостаточно массивные для разгона молекулярных облаков, в которых эти звёзды образовались.[27] Этот факт позволяет исследовать свойства окружающего звёзды облака. Поскольку R-ассоциации более многочисленны, чем OB-ассоциации, то их можно использовать для выявления структуры спиральных рукавов галактик.[33] Примером R-ассоциации является Единорог R2, находящийся на расстоянии 830 ± 50 пк от Солнца.[27]

Движущиеся группы[править | править вики-текст]

Если остатки звёздной ассоциации движутся в Млечном Пути когерентно, то они называются движущейся группой или кинематической группой. Движущиеся группы могут быть старыми, как HR 1614 возрастом 2 миллиарда лет, или молодыми, как группа AB Золотой Рыбы возрастом около 120 миллионов лет.

Движущиеся группы подробно исследовал Олин Эгген в 1960-е годы.[34] Список ближайших молодых движущихся групп составил López-Santiago и др.[35] Ближайшей группой является группа Большой Медведицы, включающая все звёзды астеризма Большой Ковш за исключением Дубхе и Бенетнаш. Солнце находится у внешних границ группы, но не входит в неё. Большая часть представителей группы расположена в области склонений +60°, но из-за близости группы к Солнцу некоторые её звёзды находятся даже в созвездии Южного Треугольника со склонениями около -70°.

Звёздные потоки[править | править вики-текст]

Звёздный поток представляет собой ассоциацию звёзд, обращающихся вокруг галактики и являвшихся когда-то шаровым скоплением или карликовой галактикой, которая была разорвана приливным влиянием и вытянута вдоль орбиты.

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Stellar Motions (Extension). Australia Telescope Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (18 августа 2005). Проверено 19 ноября 2008.
  2. Fich, Michel (1991). «The mass of the Galaxy». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 29 (1): 409–445. DOI:10.1146/annurev.aa.29.090191.002205. Bibcode1991ARA&A..29..409F.
  3. Johnson, Dean R. H. (1987). «Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group». Astronomical Journal 93 (2): 864–867. DOI:10.1086/114370. Bibcode1987AJ.....93..864J.
  4. Schönrich, Ralph (2010). «Local kinematics and the local standard of rest». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 403 (4): 1829–1833. arXiv:0912.3693. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x. Bibcode2010MNRAS.403.1829S.
  5. Dehnen, Walter (1999). «Local stellar kinematics from HIPPARCOS data». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 298 (2): 387–394. arXiv:astro-ph/9710077. DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x. Bibcode1998MNRAS.298..387D.
  6. Johnson, Hugh M. (1957). «The Kinematics and Evolution of Population I Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 69 (406). DOI:10.1086/127012. Bibcode1957PASP...69...54J.
  7. Elmegreen, B. (1999). «The Formation of Star Clusters». American Scientist 86 (3). DOI:10.1511/1998.3.264. Bibcode1998AmSci..86..264E.
  8. Carollo, Daniela (2007-12-13). «Two stellar components in the halo of the Milky Way». Nature 450 (7172): 1020–1025. arXiv:0706.3005. DOI:10.1038/nature06460. PMID 18075581. Bibcode2007Natur.450.1020C.
  9. Blaauw (1961), "On the origin of the O- and B-type stars with high velocities (the run-away stars), and some related problems" BAN 15, 265
  10. Tauris & Takens (1998), "Runaway velocities of stellar components originating from disrupted binaries via asymmetric supernova explosions" A&A 330, 1047
  11. Two Exiled Stars Are Leaving Our Galaxy Forever. Space Daily (27 января 2006). Проверено 24 сентября 2009.
  12. Hills, J. G. (1988). «Hyper-velocity and tidal stars from binaries disrupted by a massive Galactic black hole». Nature 331 (6158): 687–689. DOI:10.1038/331687a0. Bibcode1988Natur.331..687H.
  13. 1 2 Brown, Warren R. (2005). «Discovery of an Unbound Hypervelocity Star in the Milky Way Halo». Astrophysical Journal 622 (1): L33–L36. arXiv:astro-ph/0501177. DOI:10.1086/429378. Bibcode2005ApJ...622L..33B.
  14. 1 2 Edelmann, H. (2005). «HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star». Astrophysical Journal 634 (2): L181–L184. arXiv:astro-ph/0511321. DOI:10.1086/498940. Bibcode2005ApJ...634L.181E.
  15. (July 19, 2010) «A Galactic Origin For HE 0437–5439, The Hypervelocity Star Near The Large Magellanic Cloud». The Astrophysical Journal Letters 719: L23. arXiv:1007.3493. DOI:10.1088/2041-8205/719/1/L23. Bibcode2010ApJ...719L..23B.
  16. Brown, Warren R.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J. & Kurtz, Michael J. (December 2007), "Hypervelocity Stars. III. The Space Density and Ejection History of Main-Sequence Stars from the Galactic Center", The Astrophysical Journal Т. 671 (2): 1708–1716, DOI 10.1086/523642 
  17. Tauris (2015), "Maximum speed of hypervelocity stars ejected from binaries" MNRAS Letters, in press
  18. Maggie McKee. Milky Way's fastest stars may be immigrants, New Scientist (4 October 2008).
  19. Watzke, Megan. Chandra discovers cosmic cannonball, Newswise (28 November 2007).
  20. Zheng Zheng. Nearest Bright ‘Hypervelocity Star’ Found, News Center, University of Utah (7 May 2014).
  21. Warren R. Brown (10 September 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. DOI:10.1086/523642. Bibcode2007ApJ...671.1708B.
  22. López-Santiago, J. (June 2006). «The Nearest Young Moving Groups». The Astrophysical Journal 643 (2): 1160–1165. arXiv:astro-ph/0601573. DOI:10.1086/503183. Bibcode2006ApJ...643.1160L.
  23. Montes, D. (November 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. DOI:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. Bibcode2001MNRAS.328...45M.
  24. Johnston, Kathryn V. (1995). «Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo». The Astrophysical Journal 465. arXiv:astro-ph/9602060. DOI:10.1086/177418. Bibcode1996ApJ...465..278J.
  25. 1 2 Israelian, Garik (1997). «Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] –1996». Bulletin of the American Astronomical Society 29 (4): 1466–1467. Bibcode1997BAAS...29.1466I.
  26. 1 2 Herbst, W. (1976). «R associations. I – UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae». Astronomical Journal 80: 212–226. DOI:10.1086/111734. Bibcode1975AJ.....80..212H.
  27. 1 2 3 Herbst, W. (1976). «R associations. V. MON R2». Astronomical Journal 81. DOI:10.1086/111963. Bibcode1976AJ.....81..840H.
  28. 1 2 OB Associations. GAIA: Composition, Formation and Evolution of the Galaxy (6 апреля 2000). Проверено 14 ноября 2013.
  29. de Zeeuw, P. T. (1999). «A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations». The Astronomical Journal 117 (1): 354–399. arXiv:astro-ph/9809227. DOI:10.1086/300682. Bibcode1999AJ....117..354D.
  30. Maíz-Apellániz, Jesús (2001). «The Origin of the Local Bubble». The Astrophysical Journal 560 (1): L83–L86. arXiv:astro-ph/0108472. DOI:10.1086/324016. Bibcode2001ApJ...560L..83M.
  31. Elmegreen, B. (1999). «The Formation of Star Clusters». American Scientist 86 (3). DOI:10.1511/1998.3.264. Bibcode1998AmSci..86..264E. Проверено 2006-08-23.
  32. Frink, S. (1999). «New proper motions of pre-main-sequence stars in Taurus-Auriga». Astronomy and Astrophysics 325: 613–622. arXiv:astro-ph/9704281. Bibcode1997A&A...325..613F.
  33. Herbst, W. (1975). «R-associations III. Local optical spiral structure». Astronomical Journal 80. DOI:10.1086/111771. Bibcode1975AJ.....80..503H.
  34. Eggen, O.J. Moving Groups of Stars. Galactic structure, ed. Adriaan Blaauw and Maarten Schmidt. University of Chicago Press, Chicago, p. 111 (1965). Bibcode1965gast.conf..111E
  35. López-Santiago, J (2006). «The Nearest Young Moving Groups». The Astrophysical Journal 643 (2): 1160–1165. arXiv:astro-ph/0601573. DOI:10.1086/503183. Bibcode2006ApJ...643.1160L.

Литература[править | править вики-текст]

  • Blaauw A., Morgan W.W. (1954), The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula, Astrophysical Journal, v.119, p. 625
  • Hoogerwerf R., de Bruijne J.H.J., de Zeeuw P.T. (2000), The Origin of Runaway Stars, Astrophysical Journal, v. 544, p. L133
  • (2006) «A Successful Targeted Search for Hypervelocity Stars». Astrophys. J. 640: 35-. arXiv:astro-ph/0601580. DOI:10.1086/503279. Bibcode2006ApJ...640L..35B.
  • (2005) «HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star». The Astrophysical Journal 634 (2): L181–L184. arXiv:astro-ph/0511321. DOI:10.1086/498940. Bibcode2005ApJ...634L.181E.

Ссылки[править | править вики-текст]