Kinematik bintang

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.

 

Bintang Barnard, menunjukkan kedudukan setiap 5 tahun dalam tempoh 1985–2005. Bintang Barnard ialah bintang dengan gerakan wajar paling tinggi.[1]

Dalam astronomi, kinematik bintang (Jawi: ‏کينيماتيک بينتڠ‎‎) ialah kajian pemerhatian atau pengukuran kinematik atau gerakan bintang merentasi ruang angkasa.

Kinematik bintang merangkumi pengukuran halaju bintang di Bima Sakti dan satelitnya serta kinematik dalaman galaksi yang lebih jauh. Pengukuran kinematik bintang dalam subkomponen berbeza Bima Sakti termasuk cakera nipis, cakera tebal, bonjolan dan halo bintang memberikan maklumat penting tentang pembentukan dan sejarah evolusi Galaksi kita. Pengukuran kinematik juga boleh mengenal pasti fenomena eksotik seperti bintang hiperhalaju yang melarikan diri dari Bima Sakti, yang ditafsirkan sebagai hasil pertemuan graviti antara bintang binari dengan lubang hitam supermasif di Pusat Galaksi.

Kinematik bintang mempunyai kaitan tetapi berbeza daripada subjek dinamik bintang, yang melibatkan kajian teori atau pemodelan pergerakan bintang di bawah pengaruh graviti. Model sistem dinamik bintang seperti galaksi atau gugusan bintang sering dibandingkan dengan atau diuji terhadap data kinematik bintang untuk mengkaji sejarah evolusi dan taburan jisim mereka, dan untuk mengesan kehadiran jirim gelap atau lubang hitam supermasif melalui pengaruh gravitinya pada bintang orbit.

Halaju ruang[sunting | sunting sumber]

Perkaitan antara komponen gerakan wajar dan komponen halaju sesuatu objek. Pada pelepasan, objek berada pada jarak d dari Matahari, dan bergerak pada kadar sudut μ radian/s, iaitu, μ = vt / d dengan vt = komponen halaju melintang ke garisan penglihatan dari Matahari. (Rajah menggambarkan sudut μ yang dicakup dalam unit masa pada halaju tangen vt.)

Komponen gerakan bintang ke arah atau menjauhi Matahari, yang dikenali sebagai halaju jejarian, boleh diukur daripada anjakan spektrum yang disebabkan oleh kesan Doppler. Gerakan wajar atau secara melintang mesti ditemui dengan mengambil satu siri penentuan kedudukan terhadap objek yang lebih jauh. Setelah jarak ke bintang ditentukan melalui cara astrometri seperti paralaks, halaju ruang boleh dikira.[2] Inilah pergerakan sebenar bintang secara relatif berbanding Matahari atau piawaian rehat tempatan (LSR). LSR ini biasanya diambil sebagai kedudukan mengikut Matahari sekarang yang melalui orbit bulat mengelilingi Pusat Galaksi pada halaju purata bintang-bintang berdekatan dengan penyebaran halaju yang rendah.[3] Pergerakan Matahari relatif dengan LSR dipanggil "gerakan suria khusus".

Komponen halaju ruang dalam sistem koordinat Galaksi Bima Sakti biasanya ditetapkan U, V, dan W, diberikan dalam km/s, dengan U positif ke arah Pusat Galaksi, V positif ke arah putaran galaksi, dan W positif ke arah Kutub Galatik Utara.[4] Pergerakan pelik Matahari berkenaan dengan LSR ialah[5]

(U, V, W) = (11.1, 12.24, 7.25) km/s,

dengan ketidakpastian statistik (+0.69−0.75, +0.47−0.47, +0.37−0.36) km/s dan ketidakpastian sistematik (1, 2, 0.5) km/s. (Perhatikan bahawa V ialah 7 km/s lebih besar daripada yang dianggarkan pada tahun 1998 oleh Dehnen et al.[6])

Penggunaan ukuran kinematik[sunting | sunting sumber]

Kinematik bintang menghasilkan maklumat astrofizik penting tentang bintang, dan galaksi tempat ia berada. Data kinematik bintang digabungkan dengan pemodelan astrofizik menghasilkan maklumat penting tentang sistem galaksi secara keseluruhan. Halaju bintang yang diukur di kawasan paling dalam di dalam sesebuah galaksi termasuk Bima Sakti telah memberikan bukti bahawa banyak galaksi menempatkan lubang hitam supermasif di pusatnya. Di kawasan galaksi yang lebih jauh seperti dalam halo galaksi, ukuran halaju kelompok globul yang mengorbit di kawasan halo galaksi ini memberikan bukti kewujudan jirim gelap. Kedua-dua kes ini berasal daripada fakta utama bahawa kinematik bintang boleh dikaitkan dengan potensi keseluruhan tempat bintang terikat. Ini bermakna jika ukuran kinematik bintang yang tepat dibuat untuk sesebuah bintang atau kumpulan bintang yang mengorbit di kawasan tertentu galaksi, potensi kegravitian dan taburan jisim boleh disimpulkan memandangkan potensi kegravitian tempat bintang terikat menghasilkan orbitnya dan berfungsi sebagai dorongan untuk gerakan bintangnya. Contoh penggunaan kinematik digabungkan dengan pemodelan untuk membina sistem astrofizik termasuk:

  • Putaran cakera Bima Sakti: Daripada gerakan wajar dan halaju jejari bintang dalam cakera Bima Sakti seseorang boleh menunjukkan bahawa terdapat putaran pembezaan. Apabila menggabungkan ukuran pergerakan bintang yang betul dan halaju jejarinya, bersama-sama dengan pemodelan yang teliti, adalah mungkin untuk mendapatkan gambaran putaran cakera Bima Sakti. Watak tempatan putaran galaksi dalam kejiranan suria terkandung dalam pemalar Oort.[7][8][9]
  • Komponen struktur Bima Sakti: Menggunakan kinematik bintang, ahli astronomi membina model yang berusaha untuk menerangkan keseluruhan struktur galaksi dari segi populasi kinematik bintang yang berbeza. Ini mungkin kerana populasi yang berbeza ini selalunya terletak di kawasan tertentu galaksi. Sebagai contoh, dalam Bima Sakti, terdapat tiga komponen utama, masing-masing mempunyai kinematik bintang tersendiri: cakera, halo dan bonjolan atau bar. Kumpulan kinematik ini berkait rapat dengan populasi bintang di Bima Sakti, membentuk korelasi yang kuat antara gerakan dan komposisi kimia, dengan itu menunjukkan mekanisme pembentukan yang berbeza. Untuk Bima Sakti, kelajuan bintang cakera adalah dan halaju RMS (punca min kuasa dua) berbanding kelajuan ini . Untuk bintang populasi bonjolan, halaju berorientasikan secara rawak dengan halaju RMS relatif yang lebih besar dan tiada halaju bulat bersih.[10] Halo bintang Galaksi terdiri daripada bintang dengan orbit yang memanjang ke kawasan luar galaksi. Sesetengah bintang ini akan terus mengorbit jauh dari pusat galaksi, manakala yang lain berada pada trajektori yang membawanya ke pelbagai jarak dari pusat galaksi. Bintang-bintang ini mempunyai sedikit atau tiada putaran purata. Banyak bintang dalam kumpulan ini tergolong dalam kelompok globul yang terbentuk lama dahulu dan dengan itu mempunyai sejarah pembentukan yang berbeza, yang boleh disimpulkan daripada kinematik dan kelogaman yang lemah. Halo boleh dibahagikan lagi kepada halo dalam dan luar, dengan halo dalam mempunyai gerakan progred bersih berkenaan dengan Bima Sakti dan gerakan mundur bersih di luar.[11]
  • Galaksi luar: Pemerhatian spektroskopi galaksi luar memungkinkan untuk mencirikan pergerakan pukal bintang yang terkandung di dalamnya. Walaupun populasi bintang dalam galaksi luar ini secara amnya tidak diselesaikan ke tahap di mana seseorang boleh menjejaki pergerakan bintang individu (kecuali untuk galaksi yang paling hampir), pengukuran kinematik populasi bintang bersepadu di sepanjang garis penglihatan menyediakan maklumat termasuk min halaju dan serakan halaju yang kemudiannya boleh digunakan untuk membuat kesimpulan taburan jisim dalam galaksi. Pengukuran halaju purata sebagai fungsi kedudukan memberikan maklumat tentang putaran galaksi, dengan kawasan galaksi yang berbeza yang dianjak merah/dianjak biru berhubung dengan halaju sistemik galaksi.
  • Taburan jisim: Melalui pengukuran kinematik objek pengesan seperti gugusan globular dan orbit galaksi kerdil satelit berdekatan, kita boleh menentukan taburan jisim Bima Sakti atau galaksi lain. Ini dicapai dengan menggabungkan ukuran kinematik dengan pemodelan dinamik.

Kemajuan terkini kerana Gaia[sunting | sunting sumber]

Jangkaan pergerakan 40,000 bintang dalam 400 ribu tahun akan datang, seperti yang ditentukan oleh Gaia EDR3

Pada tahun 2018, keluaran data Gaia yang ke-2 telah menghasilkan bilangan ukuran kinematik bintang berkualiti tinggi yang belum pernah ada sebelumnya serta ukuran paralaks bintang yang akan meningkatkan pemahaman kita tentang struktur Bima Sakti. Data Gaia juga telah membolehkan untuk menentukan gerakan wajarl bagi banyak objek yang gerakan wajarnya sebelum ini tidak diketahui, termasuk gerakan wajar mutlak bagi 75 buah kelompok globul yang mengorbit pada jarak sejauh 21 kpc.[12] Di samping itu, gerakan wajar mutlak bagi galaksi sferoid kerdil berdekatan juga telah diukur, memberikan berbilang pengesan jisim untuk Bima Sakti.[13] Peningkatan dalam pengukuran tepat pergerakan mutlak yang betul pada jarak yang begitu besar ini merupakan peningkatan besar berbanding tinjauan yang lalu, seperti yang dijalankan dengan Teleskop Angkasa Hubble.

Jenis kinematik bintang[sunting | sunting sumber]

Bintang dalam galaksi boleh dikelaskan berdasarkan kinematiknya. Sebagai contoh, bintang-bintang di Bima Sakti boleh dibahagikan kepada dua populasi umum, berdasarkan kelogamannya, atau perkadaran unsur dengan nombor atom lebih tinggi daripada helium. Di antara bintang-bintang yang berdekatan, didapati bahawa bintang populasi I dengan kemetalan yang lebih tinggi biasanya terletak dalam cakera bintang manakala bintang populasi II yang lebih tua berada dalam orbit rawak dengan putaran bersih yang sedikit.[14] Yang terakhir ini mempunyai orbit elips yang condong ke satah Bima Sakti.[14] Perbandingan kinematik bintang berdekatan juga telah membawa kepada pengenalpastian persatuan bintang. Inilah kumpulan bintang yang berkemungkinan besar yang berkongsi titik asal yang sama dalam awan molekul gergasi.[15]

Terdapat banyak cara tambahan untuk mengelaskan bintang berdasarkan komponen halajunya yang diukur, dan ini memberikan maklumat terperinci tentang sifat masa pembentukan bintang, lokasinya sekarang, dan struktur umum galaksi. Apabila bintang bergerak dalam galaksi, potensi graviti terlicin semua bintang lain dan jisim lain dalam galaksi memainkan peranan yang dominan dalam menentukan gerakan bintang.[16] Kinematik bintang boleh memberikan pandangan tentang lokasi di mana bintang terbentuk dalam galaksi. Pengukuran kinematik bintang individu boleh mengenal pasti bintang yang merupakan luar biasa seperti bintang berkelajuan tinggi yang bergerak lebih pantas daripada jirannya yang berdekatan.

Bintang berkelajuan tinggi[sunting | sunting sumber]

Bergantung pada takrifan, bintang berkelajuan tinggi ialah bintang yang bergerak lebih laju daripada 65 km/s hingga 100 km/s berbanding dengan pergerakan purata bintang lain dalam kejiranan bintang itu. Halaju juga kadangkala ditakrifkan sebagai relatif supersonik kepada medium antara bintang di sekelilingnya. Tiga jenis bintang berkelajuan tinggi ialah: bintang lari, bintang halo dan bintang hiperhalaju. Bintang berkelajuan tinggi telah dikaji oleh Jan Oort, yang menggunakan data kinematik mereka untuk meramalkan bahawa bintang berkelajuan tinggi mempunyai halaju tangen yang sangat sedikit.[17]

Bintang yang melarikan diri[sunting | sunting sumber]

Empat bintang lari bergerak melalui kawasan gas antara bintang yang padat dan mencipta gelombang haluan terang dan ekor gas bercahaya yang mengekori. Bintang-bintang dalam imej Teleskop Angkasa Hubble NASA ini adalah antara 14 bintang muda yang melarikan diri yang dikesan oleh Kamera Lanjutan untuk Tinjauan antara Oktober 2005 dan Julai 2006.

Bintang lari ialah bintang yang bergerak melalui angkasa dengan halaju tinggi yang luar biasa berbanding dengan medium antara bintang di sekelilingnya. Gerakan wajar bagi bintang yang melarikan diri selalunya menghala jauh dari persatuan bintang, yang mana bintang itu pernah menjadi ahli, sebelum ia dilontarkan keluar.

Mekanisme yang boleh menimbulkan bintang lari termasuk:

  • Interaksi graviti antara bintang dalam sistem bintang boleh mengakibatkan pecutan besar satu atau lebih bintang yang terlibat. Dalam sesetengah kes, bintang mungkin dikeluarkan.[18] Ini boleh berlaku dalam sistem bintang yang kelihatan stabil dengan hanya tiga bintang, seperti yang diterangkan dalam kajian masalah tiga jasad dalam teori graviti.[19]
  • Perlanggaran atau pertemuan rapat antara sistem bintang, termasuk galaksi, boleh mengakibatkan gangguan kedua-dua sistem, dengan beberapa bintang dipercepatkan ke halaju tinggi, atau bahkan dikeluarkan. Contoh berskala besar ialah interaksi graviti antara Bima Sakti dan Awan Magellan Besar.[20]
  • Letupan supernova dalam sistem berbilang bintang boleh mempercepatkan kedua-dua sisa supernova dan bintang yang tinggal ke halaju tinggi.[21][22]

Pelbagai mekanisme boleh mempercepatkan bintang lari yang sama. Sebagai contoh, bintang besar yang pada asalnya dilontarkan kerana interaksi graviti dengan jiran bintangnya sendiri mungkin menjadi supernova, menghasilkan sisa dengan halaju yang dimodulasi oleh tendangan supernova. Jika supernova ini berlaku di sekitar bintang lain yang sangat dekat, kemungkinan besar ia boleh menghasilkan lebih banyak pelarian dalam proses itu.

Contoh set bintang lari yang berkaitan ialah kes AE Aurigae, 53 Arietis dan Mu Columbae, yang kesemuanya bergerak menjauhi satu sama lain pada halaju lebih 100 km/s (sebagai perbandingan, Matahari bergerak melalui Bima Sakti pada kira-kira 20 km/s lebih pantas daripada purata tempatan). Menjejaki pergerakan mereka ke belakang, laluan mereka bersilang berhampiran dengan Orion Nebula kira-kira 2 juta tahun dahulu. Lingkaran Barnard dipercayai saki-baki supernova yang melancarkan bintang-bintang lain.

Contoh lain ialah objek sinar-X Vela X-1, di mana teknik fotodigital mendedahkan kehadiran hiperbola kejutan busur supersonik biasa.

Halo bintang[sunting | sunting sumber]

Bintang halo ialah bintang yang sangat tua yang tidak mengikuti orbit bulat mengelilingi pusat Bima Sakti dalam cakeranya. Sebaliknya, bintang halo bergerak dalam orbit elips, selalunya condong ke cakera, yang membawa mereka jauh di atas dan di bawah satah Bima Sakti. Walaupun halaju orbitnya berbanding dengan Bima Sakti mungkin tidak lebih laju daripada bintang cakera, laluan berbeza mereka menghasilkan halaju relatif yang tinggi.

Contoh biasa ialah bintang halo yang melalui cakera Bima Sakti pada sudut yang curam. Salah satu daripada 45 yang terdekat bintang, dipanggil Bintang Kapteyn, ialah contoh bintang berkelajuan tinggi yang terletak berhampiran Matahari: Halaju jejari yang diperhatikan ialah -245 km/s, dan komponen halaju ruangnya ialah u = +19 km/s, v = −288 km/s, dan w = −52 km/s.

Bintang hiperhalaju[sunting | sunting sumber]

Kedudukan dan trajektori 20 bintang berkelajuan tinggi seperti yang dibina semula daripada data yang diperoleh oleh Gaia, ditindan di atas pemandangan artistik Bima Sakti

Bintang hiperhalaju (Inggeris: hypervelocity star; ditetapkan sebagai HVS atau HV dalam katalog bintang) mempunyai halaju yang jauh lebih tinggi daripada populasi bintang yang lain di galaksi. Sesetengah bintang ini mungkin melebihi halaju lepasan galaksi.[23] Dalam Bima Sakti, bintang biasanya mempunyai halaju dalam tertib 100 km/s, manakala bintang hiperhalaju biasanya mempunyai halaju pada tertib 1000 km/s. Kebanyakan bintang yang bergerak pantas ini dianggap dihasilkan berhampiran pusat Bima Sakti, kawasan yang terdapat lebih banyak populasi objek jenis ini berbanding daripada kawasan luar jauh. Salah satu bintang yang paling cepat diketahui dalam galaksi kita ialah sub-kerdil kelas O US 708, yang bergerak menjauhi Bima Sakti dengan jumlah halaju sekitar 1200 km/s.

Jack G. Hills pertama kali meramalkan kewujudan HVS pada tahun 1988.[24] Ini kemudiannya disahkan pada tahun 2005 oleh Warren Brown, Margaret Geller, Scott Kenyon, dan Michael Kurtz.[25] Setakat 2008, 10 buah HVS yang tidak terikat telah diketahui, salah satunya dipercayai berasal dari Awan Magellan Besar dan bukannya Bima Sakti.[26] Pengukuran lanjut meletakkan asalnya dalam Bima Sakti.[27] Disebabkan ketidakpastian tentang taburan jisim dalam Bima Sakti, sukar untuk menentukan sama ada HVS itu tidak terikat. Lima buah lagi bintang berkelajuan tinggi yang diketahui mungkin tidak terikat dari Bima Sakti, dan 16 HVS dianggap terikat. HVS (HVS2) terdekat yang diketahui pada masa ini ialah kira-kira 19 kpc dari Matahari.

Setakat 1 September 2017, terdapat kira-kira 20 buah bintang hiperhalaju yang telah diperhatikan. Walaupun kebanyakan ini diperhatikan dalam Hemisfera Utara, masih ada kemungkinan bahawa terdapat HVS hanya boleh diperhatikan dari Hemisfera Selatan.[28]

Dipercayai bahawa kira-kira 1,000 buah HVS yang wujud di Bima Sakti.[29] Memandangkan terdapat kira-kira 100 buah bilion bintang di Bima Sakti, ini adalah pecahan yang sangat kecil (~0.000001%). Keputusan daripada data Gaia keluaran kedua (DR2) menunjukkan bahawa kebanyakan bintang jenis lewat berkelajuan tinggi mempunyai kebarangkalian tinggi untuk terikat dengan Bima Sakti.[30] Walau bagaimanapun, calon bintang hiperhalaju jauh lebih berkemungkinan untuk ditemui.[31]

Pada Mac 2019, LAMOST-HVS1 dilaporkan sebagai bintang hiperhalaju yang disahkan dikeluarkan daripada cakera bintang Bima Sakti.[32]

Pada Julai 2019, ahli astronomi melaporkan menemui bintang jenis A, S5-HVS1, mengembara 1,755 km/s (3,930,000 mph), lebih pantas daripada mana-mana bintang lain yang dikesan setakat ini. Bintang itu berada dalam buruj Grus (atau Kren) di langit selatan dan kira-kira 29,000 ly (1.8×109 AU) dari Bumi. Ia mungkin telah dikeluarkan dari Bima Sakti selepas berinteraksi dengan Sagittarius A*, lubang hitam supermasif di tengah galaksi.[33][34][35][36][37]

Asal usul bintang hiperhalaju[sunting | sunting sumber]
Bintang pelarian memecut dari 30 Doradus. Imej diambil oleh Teleskop Angkasa Hubble.

HVS dipercayai kebanyakannya berasal daripada pertemuan rapat bintang binari dengan lubang hitam supermasif di tengah Bima Sakti. Salah satu daripada dua bintang teman telah ditangkap secara graviti oleh lubang hitam (dalam erti kata memasuki orbit di sekelilingnya), manakala yang lain melarikan diri dengan halaju tinggi, menjadi HVS. Gerakan sedemikian adalah serupa dengan perbandingan penangkapan dan pelepasan objek antaranajam oleh sesebuah bintang.

HVS yang disebabkan oleh Supernova juga mungkin wujud, walaupun ia kebarangkalian jarang berlaku. Dalam senario ini, HVS dikeluarkan daripada sistem binari rapat akibat bintang pendamping yang mengalami letupan supernova. Halaju lontar sehingga 770 km/s, seperti yang diukur dari kerangka rehat galaksi, adalah mungkin untuk bintang B jenis lewat.[38] Mekanisme ini boleh menerangkan asal usul HVS yang dikeluarkan dari cakera galaksi.

HVS yang dikenali ialah bintang jujukan utama dengan jisim beberapa kali ganda daripada Matahari. HVS dengan jisim yang lebih kecil juga dijangka dan calon HVS kerdil G/K telah ditemui.

HVS yang telah masuk ke Bima Sakti berasal dari galaksi kerdil Awan Magellan Besar. Apabila galaksi kerdil membuat pendekatan paling dekat dengan pusat Bima Sakti, ia mengalami tarikan graviti yang kuat. Tarikan ini meningkatkan tenaga beberapa bintangnya sehingga ia membebaskan seluruh galaksi kerdil dan dilemparkan ke ruang angkasa lepas, disebabkan oleh kesan rangsangan.[39]

Beberapa bintang neutron disimpulkan mengembara dengan kelajuan yang sama. Ini boleh dikaitkan dengan HVS dan mekanisme pelepasan HVS. Bintang neutron adalah sisa letupan supernova, dan kelajuan melampaunya berkemungkinan besar hasil daripada letupan supernova yang tidak simetri atau kehilangan rakan terdekat mereka semasa letupan supernova yang membentuknya. Bintang neutron RX J0822-4300, yang diukur untuk bergerak pada kelajuan rekod melebihi 1,500 km/s (0.5% daripada kelajuan cahaya) pada tahun 2007 oleh Balai Cerap X-ray Chandra, dianggap telah dihasilkan dengan cara pertama.[40]

Satu teori mengenai penyalaan supernova Jenis Ia mengaitkan permulaan penggabungan antara dua kerdil putih dalam sistem bintang binari, mencetuskan letupan kerdil putih yang lebih besar. Jika kerdil putih yang kurang besar tidak dimusnahkan semasa letupan, ia tidak lagi terikat secara graviti pada pasangannya yang musnah, menyebabkan ia meninggalkan sistem tesebut sebagai bintang hiperhalaju dengan halaju orbit pra-letupan 1000–2500 km/s. Pada 2018, tiga buah bintang seperti itu ditemui menggunakan data daripada satelit Gaia.[41]

Kumpulan kinematik[sunting | sunting sumber]

Satu set bintang dengan pergerakan angkasa dan umur yang serupa dikenali sebagai kumpulan kinematik.[42] Ini ialah bintang yang boleh berkongsi asal usul yang sama, seperti penyejatan kelompok terbuka, sisa kawasan pembentuk bintang atau koleksi pecahan pembentukan bintang bertindih pada tempoh masa yang berbeza di kawasan bersebelahan.[43] Kebanyakan bintang dilahirkan dalam awan molekul yang dikenali sebagai tapak semaian bintang. Bintang-bintang yang terbentuk dalam awan sedemikian membentuk kelompok terbuka terikat secara graviti yang mengandungi berpuluh-puluh hingga beribu-ribu ahli dengan umur dan komposisi yang serupa. Kelompok ini biasanya semakin lama semakin terpisah Kumpulan bintang muda yang terlepas dari kelompok, atau tidak lagi terikat antara satu sama lain, membentuk persatuan bintang. Apabila bintang-bintang ini semakin tua dan tersebar, persatuan mereka tidak lagi kelihatan dan mereka menjadi kumpulan bintang yang bergerak.

Ahli astronomi dapat menentukan sama ada bintang adalah ahli kumpulan kinematik kerana mereka berkongsi umur, kelogaman dan kinematik yang sama (halaju jejarian dan gerakan yang betul). Apabila bintang dalam kumpulan bergerak terbentuk dalam jarak yang hampir dan pada masa yang hampir sama dari awan gas yang sama, walaupun kemudiannya terganggu oleh daya pasang surut, mereka berkongsi ciri yang sama.[44]

Persatuan bintang[sunting | sunting sumber]

Persatuan bintang ialah kelompok bintang yang sangat longgar, yang bintangnya berkongsi asal yang sama, tetapi telah menjadi tidak terikat secara graviti dan masih bergerak bersama-sama melalui angkasa. Persatuan dikenal pasti terutamanya oleh vektor pergerakan biasa dan umur mereka. Pengenalpastian mengikut komposisi kimia juga digunakan untuk mengambil kira keahlian persatuan.

Persatuan bintang pertama kali ditemui oleh ahli astronomi Armenia Viktor Ambartsumian pada tahun 1947.[45] Nama biasa untuk persatuan menggunakan nama atau singkatan buruj (atau buruj) ia berada; jenis persatuan, dan, kadangkala, pengecam berangka.

Jenis[sunting | sunting sumber]

Pemandangan VISTA inframerah ESO tentang tapak semaian cemerlang di Monoceros

Viktor Ambartsumian mula-mula mengkategorikan persatuan bintang kepada dua kumpulan, OB dan T, berdasarkan sifat bintang mereka.[45] Kategori ketiga, R, kemudiannya dicadangkan oleh Sidney van den Bergh untuk persatuan yang menerangi nebula pantulan.[46] Persatuan OB, T, dan R membentuk kesinambungan kumpulan bintang muda. Tetapi pada masa ini tidak pasti sama ada ia adalah urutan evolusi, atau mewakili beberapa faktor lain.[47] Sesetengah kumpulan juga memaparkan sifat kedua-dua persatuan OB dan T, jadi pengkategorian tidak selalunya jelas.

persatuan OB[sunting | sunting sumber]

Carina OB1, persatuan OB yang besar

Persatuan muda akan mengandungi 10 hingga 100 buah bintang besar kelas spektrum O dan B, dan dikenali sebagai persatuan OB Selain itu, persatuan ini juga mengandungi ratusan atau ribuan buah bintang berjisim rendah dan pertengahan. Ahli persatuan dipercayai terbentuk dalam jumlah kecil yang sama di dalam awan molekul gergasi. Sebaik sahaja habuk dan gas di sekeliling diterbangkan, bintang yang tinggal menjadi tidak terikat dan mula hanyut.[48] Adalah dipercayai bahawa majoriti semua bintang di Bima Sakti terbentuk dalam persatuan OB.[48] Bintang kelas O berumur pendek, dan akan luput sebagai supernova selepas kira-kira satu juta tahun. Akibatnya, persatuan OB pada umumnya hanya berumur beberapa juta tahun atau kurang. Bintang OB dalam persatuan itu akan membakar semua bahan api mereka dalam masa sepuluh juta tahun. (Bandingkan ini dengan usia semasa Matahari pada kira-kira lima bilion tahun.)

Satelit Hipparcos menyediakan ukuran yang menempatkan sedozen persatuan OB dalam 650 parsecs Matahari.[49] Persatuan OB terdekat ialah persatuan Scorpius–Centaurus, terletak kira-kira 400 tahun cahaya dari Matahari.[50]

Persatuan OB juga telah ditemui di Awan Magellan Besar dan Galaksi Andromeda. Persatuan ini boleh menjadi agak jarang kedudukannya, merangkumi diameter 1,500 tahun cahaya.[15]

Persatuan T[sunting | sunting sumber]

Kumpulan bintang muda boleh mengandungi sejumlah bintang T Tauri bayi yang masih dalam proses memasuki jujukan utama. Populasi jarang sehingga seribu bintang T Tauri ini dikenali sebagai persatuan T. Contoh terdekat ialah persatuan T Taurus-Auriga (persatuan T Tau–Aur T), terletak pada jarak 140 parsek dari Matahari.[51] Contoh lain persatuan T termasuk persatuan T R Corona Australis, persatuan T Lupus, persatuan T Chamaeleon T dan persatuan Velorum T. Persatuan T sering dijumpai di sekitar awan molekul tempat ia terbentuk. Beberapa buah peratuan, tetapi tidak semua, juga mengandungi bintang kelas O–B. Ahli kumpulan mempunyai umur dan asal yang sama, komposisi kimia yang sama, dan amplitud dan arah yang sama dalam vektor halaju mereka.

Persatuan R[sunting | sunting sumber]

Persatuan bintang yang menerangi nebula pantulan dipanggil persatuan R, nama yang dicadangkan oleh Sidney van den Bergh selepas dia mendapati bahawa bintang dalam nebula ini mempunyai taburan yang tidak seragam.[46] Kumpulan bintang muda ini mengandungi bintang jujukan utama yang tidak cukup besar untuk menyuraikan awan antara bintang di tempat ia terbentuk.[47] Ini membolehkan sifat-sifat awan gelap yang berada di sekelilingnya diperiksa oleh ahli astronomi. Memandangkan persatuan R lebih banyak daripada persatuan OB, ia boleh digunakan untuk mengesan struktur lengan lingkaran galaksi.[52] Contoh persatuan R ialah Monoceros R2, terletak 830 ± 50 parsek dari Matahari.[47]

Kumpulan bergerak[sunting | sunting sumber]

Ursa Major Moving Group, kumpulan bergerak bintang yang paling hampir dengan Bumi

Jika sisa-sisa persatuan bintang hanyut melalui Bima Sakti sebagai himpunan yang agak koheren, maka ia dipanggil kumpulan bergerak atau kumpulan kinematik. Kumpulan bergerak boleh jadi tua, seperti kumpulan bergerak HR 1614 yang berusia dua bilion tahun, atau muda, seperti Kumpulan Bergerak AB Dor pada hanya 120 juta tahun.

Kumpulan bergerak telah dipelajari secara intensif oleh Olin Eggen pada tahun 1960-an.[53] Senarai kumpulan bergerak muda terdekat telah disusun oleh López-Santiago et al.[42] Yang paling dekat ialah Kumpulan Bergerak Ursa Major yang merangkumi semua bintang dalam asterisme Plow / Big Dipper kecuali α Ursae Majoris dan η Ursae Majoris. Ini cukup dekat sehingga Matahari terletak di pinggir luarnya, tanpa menjadi sebahagian daripada kumpulan itu. Oleh itu, walaupun ahlinya tertumpu pada deklinasi berhampiran 60°U, beberapa ahli kumpulannya terpisah berada jauh merentasi langit seperti Triangulum Australe pada 70°S.

Senarai kumpulan bergerak muda sentiasa berkembang. Alat Banyan Σ[54] kini menyenaraikan 29 buah kumpulan bergerak muda berdekatan.[56] Tambahan terkini kepada kumpulan bergerak berdekatan ialah Persatuan Volans-Carina (VCA), ditemui dengan Gaia,[57] dan Persatuan Argus (ARG), disahkan dengan Gaia.[58] Kumpulan yang bergerak kadangkala boleh dibahagikan lagi dalam kumpulan berbeza yang lebih kecil. Kompleks Persatuan Muda Austral Besar (GAYA) didapati terbahagi kepada kumpulan bergerak Carina, Columba, dan Tucana-Horologium. Tiga Persatuan itu tidak begitu berbeza antara satu sama lain, dan mempunyai sifat kinematik yang serupa.[59]

Kumpulan muda bergerak mempunyai umur yang terkenal dan boleh membantu dengan pencirian objek dengan umur yang sukar dianggarkan, seperti kerdil perang.[60] Ahli kumpulan bergerak muda yang berdekatan juga merupakan calon untuk cakera protoplanet yang diimej secara langsung, seperti TW Hydrae atau eksoplanet yang diimej terus, seperti Beta Pictoris b atau GU Psc b.

Jaluran bintang[sunting | sunting sumber]

Jaluran bintang ialah gabungan bintang-bintang yang mengorbit galaksi yang dahulunya merupakan kelompok globular atau galaksi kerdil yang kini telah terkoyak dan teregang di sepanjang orbitnya oleh daya pasang surut.[61]

Kumpulan kinematik yang dikenali[sunting | sunting sumber]

Beberapa kumpulan kinematik berdekatan termasuk:[42]

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Kaler, James B. (November 2005). "Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)". Stars. James B. Kaler. Diarkibkan daripada yang asal pada 5 September 2006. Dicapai pada 12 July 2018.
  2. ^ "Stellar Motions (Extension)". Australia Telescope Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 2005-08-18. Diarkibkan daripada yang asal pada 2013-06-06. Dicapai pada 2008-11-19.
  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. m/s. 16–19. ISBN 9780691130279.
  11. ^ Carollo, Daniela (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. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  12. ^ Schoenrich, R.; Binney, J.; Dehnen, W.; De Bruijne, J. H.J.; Mignard, F.; Drimmel, R.; Babusiaux, C.; Bailer-Jones, C. A.L.; Bastian, U. (2016). "Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 595: A2. arXiv:1609.04172. Bibcode:2016A&A...595A...2G. doi:10.1051/0004-6361/201629512. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  13. ^ Watkins, Laura (May 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. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  14. ^ a b 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.
  15. ^ a b 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. Diarkibkan daripada yang asal pada 2016-07-01. Dicapai pada 2006-08-23.
  16. ^ Sparke, L. S.; Gallagher, J. S. (2007). Galaxies in the Universe. United States: Cambridge University Press. m/s. 111. ISBN 978-0521671866.
  17. ^ Binney, James; Merrifield, Michael (1998). Galactic Astronomy. Princeton University Press. m/s. 16–17. ISBN 978-0691004020.
  18. ^ 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 (dalam bahasa Inggeris). 805 (2): 92. arXiv:1503.08827. Bibcode:2015ApJ...805...92O. doi:10.1088/0004-637X/805/2/92. ISSN 0004-637X.
  19. ^ Gvaramadze, Vasilii V.; Gualandris, Alessia (2010-09-30). "Very massive runaway stars from three-body encounters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (dalam bahasa Inggeris). 410 (1): 304–312. arXiv:1007.5057. Bibcode:2011MNRAS.410..304G. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17446.x. ISSN 0035-8711.
  20. ^ 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 (dalam bahasa Inggeris). 469 (2): 2151–2162. arXiv:1704.01373. Bibcode:2017MNRAS.469.2151B. doi:10.1093/mnras/stx848. ISSN 0035-8711.
  21. ^ 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.
  22. ^ 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.
  23. ^ "Two Exiled Stars Are Leaving Our Galaxy Forever". Space Daily. Jan 27, 2006. Dicapai pada 2009-09-24.
  24. ^ 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.
  25. ^ 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.
  26. ^ Edelmann, H.; Napiwotzki, R.; Heber, U.; Christlieb, N.; Reimers, D. (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. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  27. ^ Brown, Warren R.; Anderson, Jay; Gnedin, Oleg Y.; Bond, Howard E.; Geller, Margaret J.; Kenyon, Scott J.; Livio, Mario (July 19, 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. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  28. ^ "The Milky Way's fastest stars are runaways". Science and Children: 14. 1 Sep 2017. Dicapai pada 11 Feb 2018.
  29. ^ 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.
  30. ^ Boubert, Douglas; Guillochon, James; Hawkins, Keith; Ginsburg, Idan; Evans, N. Wyn; Strader, Jay (6 June 2018). "Revisiting hypervelocity stars after Gaia DR2". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (dalam bahasa Inggeris). 479 (2): 2789–2795. arXiv:1804.10179. Bibcode:2018MNRAS.479.2789B. doi:10.1093/mnras/sty1601.
  31. ^ de la Fuente Marcos, R.; de la Fuente Marcos, C. (8 July 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.
  32. ^ University of Michigan (13 March 2019). "Researchers confirm massive hyper-runaway star ejected from the Milky Way Disk". Phys.org. Dicapai pada 13 March 2019.
  33. ^ Overbye, Dennis (14 November 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. Dicapai pada 18 November 2019.
  34. ^ Koposov, Sergey E. (11 November 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. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  35. ^ Starr, Michelle (31 July 2019). "Bizarre Star Found Hurtling Out of Our Galaxy Centre Is Fastest of Its Kind Ever Seen". ScienceAlert.com. Dicapai pada 18 November 2019.
  36. ^ Irving, Michael (13 November 2019). "Fastest star ever found is being flicked out of the Milky Way". NewAtlas.com. Dicapai pada 18 November 2019.
  37. ^ Plait, Phil (13 November 2019). "Our Local Supermassive Black Hole Shot A Star Right Out Of THe Galaxy". Bad Astronomy. Dicapai pada 19 November 2019.
  38. ^ 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.
  39. ^ Maggie McKee (4 October 2008). "Milky Way's fastest stars may be immigrants". New Scientist.
  40. ^ Watzke, Megan (28 November 2007). "Chandra discovers cosmic cannonball". Newswise.
  41. ^ Shen, Ken J. (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. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  42. ^ a b c López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, M. J. (June 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.
  43. ^ Montes, D.; López-Santiago, J.; Gálvez, M. C.; Fernández-Figueroa, M. J.; De Castro, E.; Cornide, M. (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. Bibcode:2001MNRAS.328...45M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  44. ^ 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.
  45. ^ a b 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.
  46. ^ a b 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.
  47. ^ a b c Herbst, W.; Racine, R. (1976). "R associations. V. MON R2". Astronomical Journal. 81: 840. Bibcode:1976AJ.....81..840H. doi:10.1086/111963.
  48. ^ a b "OB Associations" (PDF). GAIA: Composition, Formation and Evolution of the Galaxy. 2000-04-06. Dicapai pada 2013-11-14.
  49. ^ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. (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. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  50. ^ 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.
  51. ^ 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. Diarkibkan daripada yang asal pada 2010-08-07. Dicapai pada 2009-10-12.
  52. ^ Herbst, W. (1975). "R-associations III. Local optical spiral structure". Astronomical Journal. 80: 503. Bibcode:1975AJ.....80..503H. doi:10.1086/111771.
  53. ^ Eggen, O.J. (1965). "Moving groups of stars". Dalam Blaauw, Adriaan & Schmidt, Maarten (penyunting). Observational Aspects of Galactic Structure: Lecture notes reported by participants. Chicago: University of Chicago Press. m/s. 111. Bibcode:1965gast.book..111E.
  54. ^ "BANYAN Σ". www.exoplanetes.umontreal.ca. Dicapai pada 2019-11-15.
  55. ^ Gagné, Jonathan; Mamajek, Eric E.; Malo, Lison; Riedel, Adric; Rodriguez, David; Lafrenière, David; dll. (2018-03-21). "The BANYAN Σ multivariate Bayesian algorithm to identify members of young associations with 150 pc". The Astrophysical Journal. BANYAN XI (dalam bahasa Inggeris). 856 (1): 23. arXiv:1801.09051. Bibcode:2018ApJ...856...23G. doi:10.3847/1538-4357/aaae09. ISSN 0004-637X. S2CID 119185386.
  56. ^ 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.[55]
  57. ^ 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 (dalam bahasa Inggeris). 865 (2): 136. arXiv:1808.04420. Bibcode:2018ApJ...865..136G. doi:10.3847/1538-4357/aadaed. ISSN 0004-637X.
  58. ^ 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.
  59. ^ 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, penyunting (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
  60. ^ Allers, K.N.; Liu, Michael C. (2013-07-09). "A near-infrared spectroscopic study of young field ultra-cool dwarfs". The Astrophysical Journal (dalam bahasa Inggeris). 772 (2): 79. arXiv:1305.4418. Bibcode:2013ApJ...772...79A. doi:10.1088/0004-637X/772/2/79. ISSN 0004-637X.
  61. ^ Schilling, Govert (January 12, 2022). "Stellar streams are revealing their secrets". Sky & Telescope. Dicapai pada December 13, 2022.

Bacaan lanjut[sunting | sunting sumber]

Pautan luar[sunting | sunting sumber]

Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Kinematik_bintang&oldid=6062340"