별의 운동학

천문학에서, 별의 운동학은 우주를 통과하는 별의 운동학이나 움직임을 관찰하거나 측정하는 것입니다.

별의 운동학은 은하와 그 위성에서의 별의 속도 측정뿐만 아니라 더 멀리 있는 은하의 내부 운동학도 포함합니다.얇은 원반, 두꺼운 원반, 팽대부, 별의 후광을 포함한 우리 은하의 여러 하위 구성 요소에서 별의 운동학을 측정하면 우리 은하의 형성과 진화 역사에 대한 중요한 정보를 얻을 수 있습니다.운동학적 측정을 통해 은하수에서 탈출하는 초고속 별과 같은 특이한 현상도 확인할 수 있는데, 이는 은하수 중심에 있는 초대질량 블랙홀과 쌍성들이 중력을 맞닥뜨린 결과로 해석됩니다.

별의 운동학은 중력의 영향을 받는 별의 움직임에 대한 이론적 연구나 모델링과 관련된 항성 역학 주제와 관련이 있지만 별과 다릅니다.은하나 성단과 같은 항성 역학 모형은 종종 항성 운동학적 데이터와 비교되거나 테스트되어 진화 역사와 질량 분포를 연구하고 항성 궤도에 대한 중력의 영향을 통해 암흑 물질이나 초질량 블랙홀의 존재를 탐지합니다.

우주 속도

도플러 효과로 인한 스펙트럼 변화로부터 태양 쪽으로 또는 태양으로부터 멀어지는 별의 움직임의 구성 요소를 측정할 수 있습니다.가로 방향 또는 적절한 움직임은 더 먼 물체에 대해 일련의 위치 결정을 통해 찾아야 합니다.일단 시차 같은 측성학적 수단을 통해 별까지의 거리가 결정되면,^[1] 우주 속도는 계산될 수 있다.이것은 태양 또는 로컬 정지 표준(LSR)에 대한 별의 실제 운동입니다.후자는 일반적으로 은하 중심 주위를 낮은 속도 산포를 ^[2]가진 가까운 별들의 평균 속도로 원형 궤도를 따라가는 태양의 현재 위치에 있습니다.LSR에 대한 태양의 움직임은 "독특한 태양 운동"이라고 불립니다.

은하 좌표계의 우주 속도 성분은 일반적으로 U, V, W로 불리며, km/s 단위로 지정되며, U는 은하 중심 방향으로, V는 은하 회전 방향으로, W는 북극 ^[3]방향으로 각각 양수입니다.LSR에^[4] 대한 태양의 독특한 움직임은

(U, V, W) = (11.1, 12.24, 7.25) km/s,

통계적 불확실성(+0.69-0.75, +0.47-0.47, +0.37-0.36) km/s 및 체계적 불확실성(1, 2, 0.5)^[5] km/s. (V는 데넨 등이 1998년에 추정했던 것보다 7km/s 크다.)

운동학적 측정의 사용

별의 운동학은 별과 별들이 있는 은하에 대한 중요한 천체물리학적 정보를 제공합니다.천체물리학적 모델링과 결합된 별의 운동학 데이터는 은하계 전체에 대한 중요한 정보를 생성합니다.은하수를 포함한 은하계의 가장 안쪽 영역에서 측정된 별의 속도는 많은 은하들이 그 중심에 초거대 블랙홀을 가지고 있다는 증거를 제공했습니다.은하 후광 내와 같이 멀리 떨어진 은하의 후광 영역에서 공전하는 구상 성단의 속도 측정은 암흑 물질에 대한 증거를 제공합니다.이 두 경우 모두 별의 운동학이 별이 묶여 있는 전체적인 잠재력과 관련이 있을 수 있다는 중요한 사실에서 비롯됩니다.이는 은하계의 특정 영역에서 공전하는 별이나 별 그룹에 대해 정확한 별의 운동학적 측정이 이루어지면, 별이 묶여 있는 중력 전위가 궤도를 만들어내고 별의 움직임에 자극이 된다는 것을 감안할 때 중력 퍼텐셜과 질량 분포를 추정할 수 있다는 것을 의미합니다.천체물리학 시스템을 구축하기 위해 모델링과 결합된 운동학을 사용하는 예는 다음과 같습니다.

• 우리 은하 원반의 회전: 우리 은하 원반 안에 있는 별들의 적절한 움직임과 반지름 속도로 볼 때, 우리는 차등 회전이 있다는 것을 알 수 있습니다.별의 고유 운동과 반지름 속도를 세심한 모델링과 함께 측정하면 은하수 원반의 회전 사진을 얻을 수 있습니다.태양 주변의 은하 자전에 대한 국소적인 특성은 오르트 ^[6][7][8]상수에 포함되어 있습니다.
• 은하수의 구조적 구성 요소: 별의 운동학을 이용하여 천문학자들은 별들의 뚜렷한 운동학적 집단의 관점에서 전체적인 은하 구조를 설명하는 모델을 만듭니다.이는 이러한 별개의 집단이 종종 은하의 특정 영역에 위치하기 때문에 가능합니다.예를 들어, 은하계에는 세 가지 주요 구성 요소가 있으며, 각각은 고유한 별 운동학을 가지고 있습니다: 원반, 후광, 팽대부 또는 막대.이러한 운동학적 집단은 우리 은하에 있는 항성 집단과 밀접한 관련이 있으며, 운동과 화학적 조성 사이에 강한 상관관계를 형성하고 있으며, 따라서 서로 다른 형성 메커니즘을 나타냅니다.우리은하의 경우, 원반별의 ${\displaystyle {속도}_{}}$는 ${\displaystyle \mathrm{V}}$ ${\displaystyle =}$ ${\displaystyle \mathrm{220}{}^{}k{\mathrm{}}^{}}$ ${\displaystyle {\mathrm{m}}^{}}$ s -$$${\displaystyle 1^{}}$ {\$displaystyle \mathrm {V}$${\displaystyle {}_{}}$ $220~\mathrm {km}$ ~\mathrm ${s}$^{-$1}$이며$,$ V $=$ ${\displaystyle \mathrm{50}}$ k -${\displaystyle {}^{}}$1 \$mathrm$ {$style}$에 상대적인 ${\displaystyle {\mathrm{RMS}}_{}}$(루트 ${\displaystyle {\mathrm{평균}}_{}}$ 제곱) 속도이다.울레이션 별, 속도는 V ${\displaystyle {R\mathrm{}}_{}}$ ${\displaystyle {\mathrm{M}}_{}}$ ${\displaystyle {\mathrm{S}}_{}}$ ${\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle \text{150}\mathrm{}}$ k ${\displaystyle m{\mathrm{}}^{}}$s -$$ ({$displaystyle \mathrm {V_{$RMS$})$=$150~\mathrm {km}$ ~\$mathrm {s} ^{-1})$의 더 큰 상대 RMS 속도로 무작위로 배향되며 순 원형 ^[9]속도는 없습니다.은하계 별의 후광은 은하의 외부 영역까지 확장되는 궤도를 가진 별들로 구성되어 있습니다.이러한 별들 중 일부는 은하 중심에서 멀리 떨어진 궤도를 계속 도는 반면, 다른 별들은 은하 중심에서 다양한 거리를 이동하는 궤도에 있습니다.이 별들은 평균 자전이 거의 또는 전혀 없습니다.이 그룹에 속한 많은 별들은 오래 전에 형성된 구상성단에 속하며, 따라서 뚜렷한 형성 역사를 가지고 있으며, 이는 그들의 운동학 및 낮은 금속성으로부터 추측할 수 있다.후광은 안쪽 후광과 바깥쪽 후광으로 더 세분될 수 있으며, 안쪽 후광은 은하수에 대한 순 순 순행 운동을 가지고 바깥쪽은 순 역행 운동을 ^[10]가지고 있다.
• 외부 은하:외부 은하의 분광학적 관찰을 통해 그들이 포함하는 별의 부피 운동을 특징지을 수 있습니다.외부은하의 이러한 항성 집단은 일반적으로 개별 별(가장 가까운 은하 제외)의 움직임을 추적할 수 있는 수준까지 분해되지 않는 반면, 시선에 따라 통합된 항성 집단의 운동학 측정은 평균 속도와 속도 산포를 포함한 정보를 제공합니다.그 위에 은하 내 질량 분포를 추론할 수 있습니다.위치 함수로서의 평균 속도 측정은 은하의 조직 속도에 대해 적색 편이/청색 편이인 은하의 다른 영역과 함께 은하의 회전에 대한 정보를 제공합니다.
• 대량 분포:구상 성단과 근처 위성 왜소 은하들의 궤도와 같은 추적 물체의 운동학적 측정을 통해 우리는 은하수나 다른 은하들의 질량 분포를 결정할 수 있습니다.이것은 운동학적 측정과 동적 모델링을 결합함으로써 달성됩니다.

Gaia에 의한 최근의 진보

2018년 Gaia 데이터 발표 2는 전례 없이 많은 고품질 별의 운동학적 측정값과 별의 시차 측정값을 산출하여 은하수의 구조에 대한 이해를 크게 높일 것입니다.Gaia 데이터는 또한 21kpc의 ^[11]거리를 선회하는 75개의 구상 성단의 절대 고유 운동을 포함하여 이전에는 고유 운동이 알려지지 않았던 많은 물체의 고유 운동을 결정할 수 있게 했다.또한 가까운 왜소구형 은하의 절대 고유 운동도 측정되어 우리 ^[12]은하에 여러 개의 질량을 제공합니다.이렇게 먼 거리에서 절대 고유 운동을 정확하게 측정하는 것은 허블 우주 망원경으로 수행한 것과 같은 과거 조사보다 크게 개선된 것입니다.

별의 운동학적 유형

은하 내 별은 운동학에 따라 분류될 수 있습니다.예를 들어, 은하수에 있는 별들은 그들의 금속성이나 헬륨보다 높은 원자 번호를 가진 원소의 비율에 따라 두 개의 일반적인 집단으로 나눌 수 있습니다.가까운 별들 중에서 금속 함량이 더 높은 종족 I 별은 일반적으로 항성 원반에 위치하는 반면 나이 든 종족 II 별들은 ^[13]순회전이 거의 없는 무작위 궤도에 있는 것으로 밝혀졌다.후자는 은하수 ^[13]평면으로 기울어진 타원 궤도를 가지고 있습니다.근처 별들의 운동학을 비교한 결과 성협이 확인되었습니다.이들은 거대한 분자 ^[14]구름에서 공통적인 기원을 공유하는 별들의 집단일 가능성이 가장 높습니다.

측정된 속도 성분을 바탕으로 별을 분류하는 많은 추가적인 방법이 있으며, 이것은 별의 생성 시간, 현재 위치, 은하의 일반적인 구조에 대한 자세한 정보를 제공합니다.별이 은하 내에서 이동함에 따라, 다른 모든 별들과 은하 내 다른 질량의 평활화된 중력 전위가 ^[15]별의 움직임을 결정하는 데 지배적인 역할을 합니다.별의 운동학은 은하 내에서 별이 형성된 위치에 대한 통찰력을 제공할 수 있습니다.개별 별의 운동학을 측정하면 가까운 이웃 별보다 훨씬 빠르게 움직이는 고속 별과 같은 특이한 별들을 식별할 수 있습니다.

고속성

정의에 따르면, 고속별은 별 근처에 있는 다른 별들의 평균 운동과 비교하여 65km/s에서 100km/s 이상으로 빠르게 움직이는 별입니다.속도는 때때로 주변 성간 매체에 대해 초음속으로 정의되기도 한다.고속성 별에는 세 가지 유형이 있습니다: 도망성 별, 후광성 별, 고속성 별입니다.Jan Oort는 고속성 별들이 ^[16]접선 속도가 매우 낮다는 것을 예측하기 위해 운동학적 자료를 사용하여 고속성 별들을 연구했습니다.

도망자 별

도망가는 별은 주변 성간 매체에 비해 비정상적으로 빠른 속도로 우주를 이동하는 별입니다.도망치는 별의 고유 움직임은 종종 별이 내던지기 전에 이전에 구성원이었던 항성 성협에서 정확히 떨어져 있는 지점을 가리킵니다.

도망별을 발생시킬 수 있는 메커니즘은 다음과 같습니다.

• 항성계의 별들 사이의 중력 상호작용은 관련된 별들 중 하나 이상의 큰 가속을 야기할 수 있습니다.어떤 경우에는 별들이 ^[17]방출될 수도 있다.이것은 중력 ^[18]이론의 삼체 문제에 대한 연구에서 설명되었듯이, 단지 세 개의 별들로 이루어진 겉보기에 안정된 항성계에서 발생할 수 있습니다.
• 은하계를 포함한 항성계 간의 충돌이나 근접한 조우 때문에 두 계가 교란될 수 있으며, 일부 별은 고속으로 가속되거나 심지어 방출될 수도 있습니다.큰 규모의 예는 은하수와 ^[19]대마젤란 은하 사이의 중력 상호작용입니다.
• 다중성계의 초신성 폭발은 초신성 잔해와 남아있는 별 모두를 빠른 ^[20][21]속도로 가속시킬 수 있습니다.

여러 개의 메커니즘이 동일한 도망별을 가속할 수 있습니다.예를 들어, 원래 이웃 별과의 중력 상호작용으로 인해 방출된 거대한 별은 초신성으로 인해 초신성 킥에 의해 속도가 변조된 잔해를 만들어 낼 수 있습니다.만약 이 초신성이 다른 별들의 가장 가까운 곳에서 일어난다면, 그 과정에서 더 많은 가출이 발생할 수도 있습니다.

관련된 일련의 도망별의 예로는 AE Aurige, 53 Arietis, Mu Columbae가 있는데, 이들은 모두 100km/s 이상의 속도로 서로 멀어지고 있습니다(비교하자면, 태양은 지역 평균보다 약 20km/s 더 빠르게 은하수를 통과합니다).그들의 움직임을 거슬러 올라가면, 그들의 경로는 약 2백만 년 전 오리온 성운 근처에서 교차합니다.Barnard's Loop은 다른 별들을 발사한 초신성의 잔해로 여겨진다.

또 다른 예로는 X선 물체 벨라 X-1이 있는데, 여기서 광다이얼 기술은 전형적인 초음속 활 충격 쌍곡선의 존재를 드러냅니다.

헤일로 별

헤일로별은 원반 안에 있는 은하수의 중심 주위를 도는 원형 궤도를 따르지 않는 매우 오래된 별입니다.대신, 헤일로 별들은 종종 원반 쪽으로 기울어진 타원 궤도로 이동하는데, 이것은 은하수 평면의 위아래로 그들을 데려갑니다.은하에 대한 공전 속도는 원반 별보다 빠르지 않을 수 있지만, 서로 다른 경로로 인해 높은 상대 속도가 발생합니다.

전형적인 예로는 은하수 원반을 가파른 각도로 통과하는 후광별이 있습니다.가장 가까운 45개의 별들 중 하나인 캅테인의 별은 태양 근처에 있는 높은 궤도 별들의 예입니다: 관측된 반지름 속도는 -245 km/s이며, 우주 속도의 구성 요소는 u = +19 km/s, v = -288 km/s, w = -52 km/s입니다.

초고속성

고속성 별(항성 목록에서는 HV 또는 HV로 표기)은 은하 내 다른 항성 집단보다 상당히 빠른 속도를 가지고 있습니다.이 별들 중 일부는 ^[22]은하의 탈출 속도를 초과할 수도 있습니다.우리 은하에서, 별들의 속도는 보통 100km/s인 반면, 초고속 별들의 속도는 보통 1000km/s입니다.이 빠르게 움직이는 별들 대부분은 은하수 중심 근처에서 생성되며, 은하수 중심부에는 멀리 있는 것보다 더 많은 수의 천체들이 살고 있습니다.우리 은하에서 가장 빠른 별 중 하나는 O-클래스 준왜소 US 708로, 총 속도는 약 1200km/s입니다.

잭 G. 힐스는 1988년에 처음으로 ^[23]HVS의 존재를 예측했다.이것은 나중에 2005년 워렌 브라운, 마가렛 겔러, 스콧 케니언, 마이클 ^[24]커츠에 의해 확인되었다.2008년 ^[update]현재 10개의 결합되지 않은 HVS가 알려져 있으며, 그 중 하나는 ^[25]은하수가 아닌 대마젤란운에서 유래한 것으로 추정됩니다.추가 측정 결과 그 기원은 은하수 ^[26]안에 있었다.은하수 내의 질량 분포에 대한 불확실성으로 인해, HVS가 결합되어 있지 않은지 여부를 결정하는 것은 어렵습니다.추가로 알려진 5개의 고속별이 은하수에서 결합되어 있지 않을 수 있으며, 16개의 HVS가 결합되어 있는 것으로 생각됩니다.현재 알려진 가장 가까운 HVS(HVS2)는 태양으로부터 약 19kpc 떨어져 있다.

2017년 9월^[update] 1일 현재 약 20개의 초고속별이 관측되었다.이들 대부분은 북반구에서 관측되었지만,^[27] 남반구에서만 관측할 수 있는 HVS가 존재할 가능성은 여전히 남아 있습니다.

은하수에는 ^[28]약 1,000개의 HVS가 존재하는 것으로 알려져 있다.우리 은하에 약 1000억 개의 별이 있다는 것을 고려하면, 이는 아주 작은 부분(~0.000001%)이다.Gaia(DR2)의 두 번째 데이터 발표 결과에 따르면 대부분의 고속 후기형 별들은 은하수와 ^[29]결합할 가능성이 높은 것으로 나타났습니다.하지만 먼 거리의 초고속 스타 후보들이 더 ^[30]유망하다.

2019년 3월, LAMOST-HVS1은 우리은하의 ^[31]항성 원반에서 방출된 것으로 확인되었다.

2019년 7월 천문학자들은 A형 별 S5-HVS1이 지금까지 발견된 어떤 별보다 빠른 1,755 km/s(3,930,000 mph)를 이동한다고 보고했다.이 별은 남쪽 하늘의 그루스(또는 두루미) 별자리에 있으며 지구에서 약 29,000년(1.8×10AU⁹) 떨어져 있습니다.은하 ^{[32][33][34][35][36]}중심에 있는 초대질량 블랙홀인 궁수자리 A*와 상호작용한 후 은하수에서 방출되었을 수 있습니다.

고속성 원점

HVS는 주로 우리 은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀과 쌍성들을 가까이서 만나면서 생겨난 것으로 알려져 있습니다.두 파트너 중 하나는 블랙홀에 의해 중력적으로 포착되고(주위 궤도에 진입하는 의미), 다른 하나는 고속으로 탈출하여 HVS가 됩니다.이러한 조작은 항성이 성간 물체를 포착하고 방출하는 것과 유사합니다.

초신성에 의해 유도되는 HVS는 아마도 드물지만 가능할 수도 있다.이 시나리오에서는 초신성 폭발을 겪는 동반성의 결과로 가까운 쌍성계에서 HVS가 방출됩니다.은하 휴식 프레임에서 측정한 최대 770 km/s의 방출 속도는 늦은 ^[37]B-별의 경우 가능하다.이 메커니즘은 은하 원반에서 방출되는 HVS의 기원을 설명할 수 있습니다.

알려진 HVS는 질량이 태양의 몇 배인 주계열성이다.질량이 더 작은 HVS도 예상되며 G/K-왜소형 HVS 후보가 발견되었습니다.

은하수에 들어온 HVS는 왜소은하 대마젤란운에서 나왔습니다.왜소은하가 우리은하의 중심에 가장 가까이 다가갔을 때, 그것은 강한 중력을 받았다.이러한 예인력은 일부 별들의 에너지를 너무 많이 증가시켜 왜소은하로부터 완전히 벗어나 우주로 던져졌다. 이 ^[38]예인력은 새총과 같은 효과 때문이다.

일부 중성자별은 비슷한 속도로 이동하는 것으로 추정됩니다.이는 HVS 및 HVS 배출 메커니즘과 관련이 있을 수 있습니다.중성자별은 초신성 폭발의 잔재이며, 그들의 극단적인 속도는 비대칭 초신성 폭발이나 그들을 형성하는 초신성 폭발 동안 가까운 파트너를 잃은 결과일 가능성이 높다.2007년 찬드라 X선 관측소가 1,500km/s(빛 속도의 0.5%) 이상의 속도로 이동하는 것을 측정한 중성자별 RX J0822-4300은 최초의 방법으로 ^[39]생성된 것으로 생각된다.

Ia형 초신성의 발화에 관한 한 이론은 쌍성계에서 두 백색왜성의 합성을 일으켜 보다 질량이 큰 백색왜성의 폭발을 촉발한다.만약 폭발 중에 질량이 작은 백색왜성이 파괴되지 않는다면, 이 백색왜성은 더 이상 중력에 의해 파괴된 동반성에 속박되지 않고, 폭발 전 궤도 속도가 초당 1000-2500km인 초속성 항성계를 떠난다.2018년에는 가이아 ^[40]위성의 데이터를 사용하여 세 개의 그러한 별이 발견되었다.

HVS의 일부 목록

2014년 현재 20개의 HVS가 ^[41][28]알려져 있다.

• HVS 1 – (SDSS J090744).99+024506.8) (일명.k.a).왕따별) – 최초로 발견된^[24] 초고속별
• HVS 2 – (SDSS J093320.86+441705.4 또는 US 708)
• HVS 3 – (HE 0437-5439) – 대마젤란^[25] 구름에서 온 것 같습니다.
• 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)

키네마틱 군

우주의 움직임과 나이가 비슷한 일련의 별들은 운동학적 그룹으로 알려져 ^[42]있다.이들은 산개 성단의 증발, 별 형성 영역의 잔해, 인접한 ^[43]영역의 서로 다른 시간 주기에 겹치는 별 형성 폭발 집합과 같이 공통의 기원을 공유할 수 있는 별들입니다.대부분의 별들은 별의 육아실로 알려진 분자 구름 안에서 태어난다.이러한 구름 속에서 형성된 별들은 비슷한 나이와 조성을 가진 수십에서 수천 명의 구성원을 포함하는 중력에 묶여 있는 산개성단을 구성합니다.이 군집들은 시간과 관계가 없다.성단을 벗어나거나 더 이상 서로 얽매이지 않는 젊은 별 무리들은 성협을 형성합니다.이 별들이 나이가 들어 흩어지면서, 그들의 연관성은 더 이상 쉽게 드러나지 않고 움직이는 별 무리들이 됩니다.

천문학자들은 별들이 같은 나이, 금속성, 그리고 운동학을 공유하기 때문에 운동학적 그룹의 구성원인지 아닌지를 결정할 수 있다.움직이는 그룹의 별들은 같은 가스 구름으로부터 근접하게 그리고 거의 동시에 형성되었기 때문에, 나중에 조력에 의해 흐트러지기는 하지만,^[44] 비슷한 특성을 공유합니다.

항성 성협

성협은 매우 느슨한 성단으로, 별들은 공통의 기원을 공유하지만 중력에 의해 결합되어 여전히 우주를 함께 이동하고 있습니다.연관성은 주로 일반적인 움직임 벡터와 나이에 의해 식별됩니다.화학 조성에 의한 식별은 협회 회원 자격을 고려하기 위해서도 사용된다.

성협은 ^[45]1947년 아르메니아 천문학자 빅토르 암바르수미안에 의해 처음 발견되었다.어소시에이션의 통례명에서는, 어소시에이션의 종류나 경우에 따라서는, 어소시에이션이 있는 어소시에이션의 이름이나 약어를 사용합니다.

종류들

빅토르 암바르수미안은 먼저 별의 ^[45]성협을 OB와 T의 두 그룹으로 분류했다.세 번째 범주인 R은 나중에 시드니 반 덴 버그가 반사 성운을 밝히는 ^[46]성협에 대해 제안했다.OB, T, R 성협은 젊은 항성군의 연속체를 형성합니다.그러나 그것들이 진화적 순서인지 아니면 ^[47]작용하고 있는 다른 요인인지는 현재 불확실하다.OB와 T의 관련성을 모두 표시하는 그룹도 있기 때문에 분류가 항상 명확하지는 않습니다.

OB 어소시에이션

젊은 성협은 분광형 O와 B의 질량이 큰 별 10개에서 100개를 포함할 것이며, OB 성협으로 알려져 있다.또한 이러한 성협에는 수백 또는 수천 개의 중질량별이 포함되어 있습니다.연합 구성원들은 거대한 분자 구름 안에서 같은 작은 부피 안에서 형성된다고 믿어진다.일단 주변의 먼지와 가스가 날아가면, 남아있는 별들은 결합되지 않고 떨어져 ^[48]나가기 시작합니다.우리 은하에 있는 대부분의 별들은 OB ^[48]성협에서 형성되었다고 믿어진다.O형 별은 수명이 짧으며 약 백만 년 후에 초신성으로 소멸됩니다.그 결과, OB 결합은 일반적으로 몇 백만 년 이하에 불과하다.성협의 O-B 별들은 1000만 년 이내에 모든 연료를 태울 것이다. (이는 태양의 현재 나이인 약 50억 년과 비교해도 된다.)

히파르코스 위성은 ^[49]태양으로부터 650파섹 이내에 있는 12개의 OB 성협을 찾아내는 측정치를 제공했다.가장 가까운 OB 성협은 전갈자리-센타우루스자리 성협으로 ^[50]태양으로부터 약 400광년 떨어져 있다.

OB 성협은 대마젤란 구름과 안드로메다 은하에서도 발견되었습니다.이러한 연관성은 ^[14]지름이 1,500 광년에 걸쳐 매우 희박할 수 있습니다.

T 어소시에이션

젊은 항성군에는 아직 주계열로 진입하는 과정에 있는 황소자리 T형 아기별이 다수 포함되어 있을 수 있습니다.최대 천 개의 황소자리 별들로 이루어진 이러한 희박한 집단은 T 성협으로 알려져 있습니다.가장 가까운 예는 ^[51]태양으로부터 140파섹 거리에 있는 황소자리-아우리가자리 T 성협(Tau-Auriga T 성협)이다.T 어소시에이션의 다른 예로는 R Corona Australis T 어소시에이션, 루푸스 T 어소시에이션, 카멜레온 T 어소시에이션 및 벨로럼 T 어소시에이션이 있습니다.T 결합은 종종 그것들이 형성된 분자 구름 근처에서 발견됩니다.일부(전부는 아니지만)에는 O-B급 별이 포함되어 있다.그룹 구성원들은 같은 나이와 기원, 같은 화학 성분, 그리고 속도의 벡터에서의 같은 진폭과 방향을 가지고 있다.

R 어소시에이션

반사성운을 비추는 별의 성협은 R 성협이라고 불리는데, 시드니 반 덴 버그가 이 성운의 ^[46]별들이 불균일한 분포를 보인다는 것을 발견한 후 이 이름을 제안했습니다.이러한 젊은 항성군에는 그들이 형성한 ^[47]성간 구름을 분산시킬 수 있을 만큼 충분히 질량이 크지 않은 주계열성이 포함되어 있습니다.이것은 천문학자들이 주변 먹구름의 특성을 조사할 수 있게 해준다.R 성협은 OB 성협보다 풍부하기 때문에 은하 나선팔의 ^[52]구조를 추적하는 데 사용할 수 있습니다.R 성협의 예로는 ^[47]태양으로부터 830 ± 50 파섹 떨어진 곳에 위치한 외뿔소 R2가 있습니다.

그룹의 이동

항성 성협의 잔해가 은하수를 따라 다소 일관된 집합체로 표류한다면, 이들을 운동성 집단 또는 운동성 집단이라고 합니다.움직이는 그룹은 20억 년 전의 HR 1614 움직이는 그룹과 같이 나이가 많을 수도 있고, AB Dor 움직이는 그룹과 같이 1억 2천만 년 전의 젊은 그룹일 수도 있습니다.

움직이는 그룹은 1960년대에 ^[53]Olin Egen에 의해 집중적으로 연구되었다.가장 가까운 젊은 이동 그룹의 목록은 로페스-산티아고 ^[42]등에 의해 작성되었다.가장 가까운 별은 큰곰자리 알파와 큰곰자리 β를 제외한 쟁기자리/북두칠성의 모든 별들을 포함하는 큰곰자리 이동성단이다.이것은 태양이 그룹에 속하지 않고 바깥 가장자리에 있을 정도로 충분히 가깝습니다.따라서 구성원은 60°N 부근의 편경에 집중되어 있지만, 일부 특이치는 70°S의 삼각형자리 오스트랄레만큼 멀리 하늘을 가로질러 있다.

젊은 무빙 그룹의 목록은 끊임없이 진화하고 있다.Banyan Ⅱ 도구는^[54] 현재 근처의 29개의 젊은 이동^[56][55] 그룹을 나열하고 있습니다. 최근 인근 이동 그룹에 추가된 것은 가이아와 ^[57]함께 발견된 Volans-Carina Association(VCA)과 가이아와 함께 확인된 ^[58]Argus Association(ARG)입니다.이동 그룹은 때때로 더 작은 개별 그룹으로 세분될 수 있습니다.그레이트 오스트레일리아 청년 협회(GAA) 단지는 이동 그룹인 Carina, Columba, Tucana-Horogium으로 세분되는 것으로 밝혀졌다.세 개의 협회는 서로 별로 구별되지 않고 비슷한 운동학적 ^[59]특성을 가지고 있다.

젊은 이동성 그룹은 잘 알려진 나이를 가지고 있으며 ^[60]갈색 왜성과 같이 나이를 추정하기 어려운 물체의 특성화에 도움을 줄 수 있습니다.가까운 젊은 이동성단은 TW 히드라 같은 원시행성계 원반이나 베타 픽토리스 b 또는 GU Psc b와 같은 직접 촬영된 외계행성의 후보이기도 하다.

별의 흐름

항성류는 한때 구상성단이나 왜소은하였던 은하를 공전하는 별들의 연합체로, 지금은 조석력에 의해 궤도를 따라 갈라지고 뻗어 있습니다.

알려진 운동학적 그룹

인근 키네마틱 그룹은 다음과 같습니다.^[42]

「 」를 참조해 주세요.

• 아스트로메트리
• 가이아 (우주선)
• 히파르코스
• n체 문제
• 클러스터 잔차 열기
• 인근 항성 성협 및 이동성단 목록

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