Преглед на кодот на Ѕвездена кинематика

[[Податотека:Barnard2005.gif|мини| [[Барнардова Ѕвезда|Барнардовата Ѕвезда]], покажувајќи положба на секои 5 години во периодот 1985–2005 година. Барнардовата Ѕвезда е ѕвезда со највисоко [[сопствено движење]].<ref name="Kaler">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/barnard.html|title=Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)|last=Kaler|first=James B.|date=ноември 2005|work=Stars|publisher=James B. Kaler|archive-url=https://web.archive.org/web/20060905110505/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/barnard.html|archive-date=5 септември 2006|accessdate=12 July 2018}}</ref>]]
Во [[астрономија]]та, '''ѕвездената кинематика''' е набљудувачко проучување или мерење на [[кинематика]]та или движењата на [[Ѕвезда|ѕвездите]] низ [[вселената]].

Ѕвездената кинематика го опфаќа мерењето на ѕвездените [[Брзина|брзини]] во [[Млечен Пат|Млечниот Пат]] и неговите [[Список на придружни галаксии на Млечниот Пат|сателити]], како и внатрешната кинематика на подалечните [[Галаксија|галаксии]]. Мерењето на кинематиката на ѕвездите во различни помали составни делови на Млечниот Пат, вклучувајќи го тенкиот диск, дебелиот диск, [[Галактичка испакнатина|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 [[Двојна ѕвезда|двојните ѕвезди]] со супермасивната црна дупка во [[Галактичко Средиште|Галактичкото Средиште]].

Ѕвездената кинематика е поврзана, но различна од темата на [[Ѕвездена динамика|ѕвездената динамика]], која вклучува теоретско проучување или моделирање на движењата на ѕвездите под влијание на [[гравитација]]та. 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 [[Супермасивна црна дупка|супермасивни црни дупки]] преку нивното гравитациско влијание врз ѕвездените орбити.

== Вселенска брзина ==
[[Податотека:Proper_motion.JPG|мини|250x250пкс| 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 = v<sub>t</sub> / d'' со ''v<sub>t</sub>'' = компонентата на брзината попречно до линијата на видот од Сонцето. (Дијаграмот илустрира агол ''μ'' избришан во единица време при тангентна брзина ''v<sub>t</sub>''.]]
Компонентата на движењето на ѕвездите кон или подалеку од Сонцето, позната како [[радијална брзина]], може да биде мерена од поместувањето на спектарот предизвикано од [[Доплеров ефект|Доплеровиот ефект]]. Попречното или [[Сопствено движење|сопственото движење]] мора да биде најдено со преземање низа положбени определби против подалечните тела. Откако ќе биде одредено растојанието до ѕвездата преку [[Астрометрија|астрометриски]] средства како што е [[паралакса]]та, брзината на вселената може да биде пресметана.<ref name="atoe05">{{Наведена мрежна страница|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/proper_motion.html|title=Stellar Motions (Extension)|date=2005-08-18|work=Australia Telescope Outreach and Education|publisher=Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation|archive-url=https://web.archive.org/web/20130606071716/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/proper_motion.html|archive-date=2013-06-06|accessdate=1 септември 2024}}</ref> Ова е „вистинското движење“ на ѕвездата во однос на [[Сонце]]то 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.<ref name="araa29">{{Наведено списание|last=Fich, Michel|last2=Tremaine, Scott|date=1991|title=The mass of the Galaxy|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=29|issue=1|pages=409–445|bibcode=1991ARA&A..29..409F|doi=10.1146/annurev.aa.29.090191.002205}}</ref> Движењето на Сонцето во однос на МСО е нарекувано „необично сончево движење“.

Компонентите на брзината на вселената во [[Галактички координатен систем|галактичкиот координатен систем]] на [[Млечен Пат|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 [[Млечен Пат|галактичкото вртење]], и W позитивни во правец на Северниот Галактички Пол.<ref name="aj93_2">{{Наведено списание|last=Johnson, Dean R. H.|last2=Soderblom, David R.|date=1987|title=Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group|journal=Astronomical Journal|volume=93|issue=2|pages=864–867|bibcode=1987AJ.....93..864J|doi=10.1086/114370}}</ref> Необичното движење на Сонцето во однос на МСО е<ref name="mnras403">{{Наведено списание|last=Schönrich, Ralph|last2=Binney, James|last3=Dehnen, Walter|date=2010|title=Local kinematics and the local standard of rest|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=403|issue=4|pages=1829–1833|arxiv=0912.3693|bibcode=2010MNRAS.403.1829S|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x|doi-access=free}}</ref>

: (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.<ref name="mnras298">{{Наведено списание|last=Dehnen, Walter|last2=Binney, James J.|date=1998|title=Local stellar kinematics from HIPPARCOS data|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=298|issue=2|pages=387–394|arxiv=astro-ph/9710077|bibcode=1998MNRAS.298..387D|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x|doi-access=free}}</ref>)

== Употреба на кинематички мерења ==
Ѕвездената кинематика дава важни [[Астрофизика|астрофизички]] информации за [[Ѕвезда|ѕвездите]] и [[Галаксија|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 [[Супермасивна црна дупка|супермасивни црни дупки]] во нивното средиште. Во подалечните региони на галаксиите, како што е во рамките на [[Галактички ореол|галактичкиот ореол]], мерењата на брзината на [[Збиено ѕвездено јато|збиените]] [[Ѕвездено јато|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 [[Маса (физика)|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 [[Сопствено движење|сопствените движења]] и [[Радијална брзина|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 [[Радијална брзина|радијални брзини]], заедно со внимателно моделирање, можно е да биде добиена слика од вртењето на [[Дискова галаксија|дискот]] на Млечниот Пат. Месната одлика на галактичкото вртење во [[Месен Меѓуѕвезден Облак|сончевото соседство]] е инкапсулирано во Ортовите константи.<ref>{{Наведено списание|last=Oort|first=JH|date=1927|title=Observational evidence confirming Lindblad's hypothesis of a rotation of the galactic system|url=http://adsabs.harvard.edu/pdf/1927BAN.....3..275O|journal=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|volume=3|pages=275–282|bibcode=1927BAN.....3..275O}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Li|first=C|last2=Zhao|first2=G|last3=Yang|first3=C|date=2019|title=Galactic Rotation and the Oort Constants in the Solar Vicinity|journal=The Astrophysical Journal|volume=872|page=205|bibcode=2019ApJ...872..205L|doi=10.3847/1538-4357/ab0104|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Olling|first=RP|last2=Merrifield|first2=MR|date=1998|title=Refining the Oort and Galactic constants|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=297|issue=3|pages=943–952|arxiv=astro-ph/9802034|bibcode=1998MNRAS.297..943O|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01577.x|doi-access=free}}</ref>
* '''Структурни составни делови на Млечниот Пат''': Користејќи ја ѕвездената кинематика, [[астроном]]ите конструираат модели кои се обидуваат да ја објаснат целокупната галактичка структура во смисла на различни кинематски [[Ѕвездено население|ѕвездени населенија]]. Ова е можно затоа што овие различни населенија често се наоѓаат во одредени региони на галаксиите. На пример, во рамките на [[Млечен Пат|Млечниот Пат]], постојат три основни составни делови, секоја со своја посебна ѕвездена кинематика: [[Галактички диск|диск]], [[Галактички ореол|ореол]] и [[Галактичка испакнатина|испакнатина]]. Овие кинематички групи се тесно поврзани со ѕвездените населенија во Млечниот Пат, правејќи силна корелација помеѓу движењето и [[Хемија|хемискиот]] состав, што укажува на различни механизми на образување. За Млечниот Пат, брзината на ѕвездите на дискот е <math>\mathrm{V} = 220 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{ s} ^{-1}</math> и брзина на RMS (квадратна средина) во однос на оваа брзина од <math>\mathrm{V_{RMS}} = 50 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{ s} ^{-1}</math>. За ѕвездите со испакнати населенија, брзините се случајно ориентирани со поголема релативна брзина на квадратна средина од <math>\mathrm{V_{RMS}} = 150 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{s}^{-1}</math> и нема нето кружна брзина.<ref>{{Наведена книга|title=Galactic Dynamics|last=Binney|first=James|last2=Tremaine|first2=Scott|publisher=Princeton University Press|year=2008|isbn=9780691130279|pages=16–19}}</ref> 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]].<ref>{{Наведено списание|last=Carollo|first=Daniela|displayauthors=etal|date=2007|title=Two Stellar Components in the Halo of the Milky Way|journal=Nature|volume=450|issue=7172|pages=1020–1025|arxiv=0706.3005|bibcode=2007Natur.450.1020C|doi=10.1038/nature06460|pmid=18075581}}</ref>
* '''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 поместување|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 [[Придружна галаксија|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 ==
[[Податотека:Gaia’s_stellar_motion_for_the_next_400_thousand_years_ESA22358019.png|мини|250x250пкс| 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 [[Ѕвездена паралакса|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 [[Збиено ѕвездено јато|збиени јата]] сместени на растојанија кои се протегаат до <math>G=21</math> и светла граница на <math>G\approx</math><math>3</math>.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr2|title=Gaia DR2 contents – Gaia – Cosmos|work=www.cosmos.esa.int|language=en-GB|accessdate=2024-03-08}}</ref> Понатаму, сеопфатната база на податоци на Гаја овозможила мерење на апсолутно правилни движења во блиските [[Џуџеста сфероидна галаксија|џуџести сфероидни галаксии]], служејќи како клучни показатели за разбирање на распределбата на масата во Млечниот Пат.<ref>{{Наведено списание|last=Watkins|first=Laura|displayauthors=etal|date=мај 2018|title=Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions|journal=The Astrophysical Journal|volume=873|issue=2|pages=118|arxiv=1804.11348|bibcode=2019ApJ...873..118W|doi=10.3847/1538-4357/ab089f|doi-access=free}}</ref> GAIA DR3 го подобрила квалитетот на претходно објавените податоци со обезбедување подробни [[Астрофизика|астрофизички]] параметри.<ref>{{Наведено списание|last=Fouesneau|first=M.|last2=Frémat|first2=Y.|last3=Andrae|first3=R.|last4=Korn|first4=A. J.|last5=Soubiran|first5=C.|last6=Kordopatis|first6=G.|last7=Vallenari|first7=A.|last8=Heiter|first8=U.|last9=Creevey|first9=O. L.|date=2023-06-01|title=Gaia Data Release 3 – Apsis. II. Stellar parameters|url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2023/06/aa43919-22/aa43919-22.html|journal=Astronomy & Astrophysics|language=en|volume=674|pages=A28|arxiv=2206.05992|bibcode=2023A&A...674A..28F|doi=10.1051/0004-6361/202243919|issn=0004-6361}}</ref> Додека целосната GAIA DR4 допрва треба да биде претставена, најновото издание нуди подобрени сознанија за [[Бело џуџе|белите џуџиња]], ѕвездите со хипербрзина, космолошките гравитациски леќи и историјата на спојување на [[Галаксија]]та.<ref>{{Наведено списание|last=Hodgkin|first=S. T.|last2=Harrison|first2=D. L.|last3=Breedt|first3=E.|last4=Wevers|first4=T.|last5=Rixon|first5=G.|last6=Delgado|first6=A.|last7=Yoldas|first7=A.|last8=Kostrzewa-Rutkowska|first8=Z.|last9=Wyrzykowski|first9=Ł|date=2021-08-01|title=Gaia Early Data Release 3 - Gaia photometric science alerts|url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2021/08/aa40735-21/aa40735-21.html|journal=Astronomy & Astrophysics|language=en|volume=652|pages=A76|arxiv=2106.01394|bibcode=2021A&A...652A..76H|doi=10.1051/0004-6361/202140735|issn=0004-6361}}</ref>

== Ѕвездени кинематички видови ==
[[Ѕвезда|Ѕвездите]] во [[Галаксија|галаксиите]] може да бидат класифицирани врз основа на нивната [[кинематика]]. На пример, ѕвездите во [[Млечниот Пат]] можат да се поделат на две општи [[Ѕвездено население|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]].<ref name="pasp69_406">{{Наведено списание|last=Johnson|first=Hugh M.|date=1957|title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=69|issue=406|page=54|bibcode=1957PASP...69...54J|doi=10.1086/127012|doi-access=free}}</ref> Последните имаат елипсовидни орбити кои се наклонети кон рамнината на Млечниот Пат.<ref name="pasp69_406" /> Споредбата на кинематиката на блиските ѕвезди, исто така, довело до идентификација на [[Ѕвездено здружение|ѕвездени здруженија]]. Ова се најверојатно групи ѕвезди кои имаат заедничка точка на потекло во џиновските молекуларни облаци.<ref name="AS1998">{{Наведено списание|last=Elmegreen, B.|last2=Nikolaevich Efremov, Y.|date=1998|title=The Formation of Star Clusters|url=http://www.americanscientist.org/issues/feature/the-formation-of-star-clusters/2|journal=American Scientist|volume=86|issue=3|page=264|bibcode=1998AmSci..86..264E|doi=10.1511/1998.3.264|archive-url=https://web.archive.org/web/20160701133534/http://www.americanscientist.org/issues/feature/the-formation-of-star-clusters/2|archive-date=2016-07-01|access-date=1 септември 2024}}</ref>

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.<ref>{{Наведена книга|title=Galaxies in the Universe|last=Sparke|first=L. S.|last2=Gallagher|first2=J. S.|publisher=Cambridge University Press|year=2007|isbn=978-0521671866|location=[[Соединети Држави]]|page=111|author-link=Линда Спарк}}</ref> 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 ===
Во зависност од [[дефиниција]]та, 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.<ref>{{Наведена книга|title=Galactic Astronomy|last=Binney|first=James|last2=Merrifield|first2=Michael|publisher=Princeton University Press|year=1998|isbn=978-0691004020|pages=16–17}}</ref>

==== Ѕвезди-бегалки ====
[[Податотека:Hs-2009-03-a-web_print.jpg|мини|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 [[Хабл (вселенски телескоп)|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.]]
[[Sвезда-бегалка|Ѕвезда-бегалка]] е таа која се движи низ вселената со ненормално висока [[брзина]] во однос на околната меѓуѕвездена средина. [[Сопствено движење|Сопственото движење]] на забегана ѕвезда честопати покажува точно подалеку од [[Ѕвездено здружение|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.<ref>{{Наведено списание|last=Oh|first=Seungkyung|last2=Kroupa|first2=Pavel|last3=Pflamm-Altenburg|first3=Jan|date=2015|title=Dependency of Dynamical Ejections of O Stars on the Masses of Very Young Star Clusters|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=805|issue=2|page=92|arxiv=1503.08827|bibcode=2015ApJ...805...92O|doi=10.1088/0004-637X/805/2/92|issn=0004-637X}}</ref> 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.<ref>{{Наведено списание|last=Gvaramadze|first=Vasilii V.|last2=Gualandris|first2=Alessia|date=2010-09-30|title=Very massive runaway stars from three-body encounters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=410|issue=1|pages=304–312|arxiv=1007.5057|bibcode=2011MNRAS.410..304G|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17446.x|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>
* 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 [[Млечен Пат|Млечниот Пат]] и [[Голем Магеланов Облак|Големиот Магеланов Облак]].<ref>{{Наведено списание|last=Boubert|first=D.|last2=Erkal|first2=D.|last3=Evans|first3=N. W.|last4=Izzard|first4=R. G.|date=2017-04-10|title=Hypervelocity runaways from the Large Magellanic Cloud|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=469|issue=2|pages=2151–2162|arxiv=1704.01373|bibcode=2017MNRAS.469.2151B|doi=10.1093/mnras/stx848|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>
* Експлозија на [[супернова]] во [[Ѕвезден систем|повеќеѕвезден систем]] може да го забрза и остатокот од суперновата и преостанатите ѕвезди до големи брзини.<ref>{{Наведено списание|last=Blaauw|first=A.|year=1961|title=On the origin of the O- and B-type stars with high velocities (the run-away stars), and some related problems|journal=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|volume=15|page=265|bibcode=1961BAN....15..265B}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Tauris|first=T.M.|last2=Takens|first2=R.J.|year=1998|title=Runaway velocities of stellar components originating from disrupted binaries via asymmetric supernova explosions|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=330|pages=1047–1059|bibcode=1998A&A...330.1047T}}</ref>

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, [[Сонце]]то 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 [[маглина]]та [[Орион (маглина)|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 ====
[[Галактички ореол|Ореолските]] [[ѕвезди]] се многу стари ѕвезди кои не следат кружни [[орбити]] околу средиштето на [[Млечниот Пат]] во неговиот [[Галактички диск|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 {{Безпрелом|{{mvar|u}} {{=}} +19 км/с,}} {{Безпрелом|{{mvar|v}} {{=}} −288 км/с,}} и {{Безпрелом|{{mvar|w}} {{=}} −52 км/с.}}

==== Хипербрзи ѕвезди ====
[[Податотека:Sprinting_stars_in_the_Milky_Way_ESA400471.jpg|мини|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 [[Англиски јазик|англиските]] [[Ѕвезден каталог|ѕвездени каталози]]) имаат значително повисоки брзини од остатокот од [[Ѕвездено население|ѕвезденото население]] на [[галаксија]]та. Некои од овие ѕвезди може дури и да ја надминат [[Втора космичка брзина|брзината на бегство]] на галаксијата.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.spacedaily.com/reports/Two_Exiled_Stars_Are_Leaving_Our_Galaxy_Forever.html|title=Two Exiled Stars Are Leaving Our Galaxy Forever|date=Jan 27, 2006|work=Space Daily|accessdate=2009-09-24}}</ref> 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.<ref>{{Наведено списание|last=Hills|first=J. G.|date=1988|title=Hyper-velocity and tidal stars from binaries disrupted by a massive Galactic black hole|url=https://zenodo.org/record/1233107|journal=Nature|volume=331|issue=6158|pages=687–689|bibcode=1988Natur.331..687H|doi=10.1038/331687a0}}</ref> Ова подоцна било потврдено во 2005 година од Ворен Браун, Маргарет Гелер, Скот Кенјон и Мајкл Курц.<ref name="HVS1">{{Наведено списание|last=Brown|first=Warren R.|last2=Geller, Margaret J.|last3=Kenyon, Scott J.|last4=Kurtz, Michael J.|date=2005|title=Discovery of an Unbound Hypervelocity Star in the Milky Way Halo|journal=The Astrophysical Journal|volume=622|issue=1|pages=L33–L36|arxiv=astro-ph/0501177|bibcode=2005ApJ...622L..33B|doi=10.1086/429378}}</ref> Согласно 2008 година, биле познати 10 неврзани хипербрзи планети, од кои е верувано дека потекнува од [[Голем Магеланов Облак|Големиот Магеланов Облак]], а не од [[Млечен Пат|Млечниот Пат]].<ref name="HVS3">{{Наведено списание|last=Edelmann|first=H.|last2=Napiwotzki, R.|last3=Heber, U.|last4=Christlieb, N.|last5=Reimers, D.|displayauthors=4|date=2005|title=HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star|journal=The Astrophysical Journal|volume=634|issue=2|pages=L181–L184|arxiv=astro-ph/0511321|bibcode=2005ApJ...634L.181E|doi=10.1086/498940}}</ref> Понатамошните мерења го поставиле неговото потекло во Млечниот Пат.<ref name="Brown">{{Наведено списание|last=Brown|first=Warren R.|last2=Anderson|first2=Jay|last3=Gnedin|first3=Oleg Y.|last4=Bond|first4=Howard E.|last5=Geller|first5=Margaret J.|last6=Kenyon|first6=Scott J.|last7=Livio|first7=Mario|displayauthors=4|date=19 јули 2010|title=A Galactic Origin For HE 0437–5439, The Hypervelocity Star Near The Large Magellanic Cloud|journal=[[The Astrophysical Journal Letters]]|volume=719|issue=1|page=L23|arxiv=1007.3493|bibcode=2010ApJ...719L..23B|doi=10.1088/2041-8205/719/1/L23}}</ref> 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 [[Парсек|kpc]] од [[Сонцето]].

Согласно 1 септември 2017 година, имало околу 20 забележани ѕвезди со хипербрзина. Иако повеќето од нив биле забележани во [[Северна полутопка|северната полутопка]], останува можноста дека има хипербрзи ѕвезди што може да бидат набљудувани само од [[Јужна Полутопка|јужната полутопка]].<ref>{{Наведено списание|date=1 септември 2017|title=The Milky Way's fastest stars are runaways|url=http://link.galegroup.com/apps/doc/A503468421/AONE?sid=AONE&xid=36de3c76|journal=Science and Children|page=14|access-date=1 септември 2024}}</ref>

Верувано е дека околу 1.000 хипербрзи ѕвезди постојат во Млечниот Пат.<ref name="apj671_2_1708">{{Наведено списание|last=Brown|first=Warren R.|last2=Geller|first2=Margaret J.|last3=Kenyon|first3=Scott J.|last4=Kurtz|first4=Michael J.|last5=Bromley|first5=Benjamin C.|date=2007|title=Hypervelocity Stars. III. The Space Density and Ejection History of Main-Sequence Stars from the Galactic Center|journal=The Astrophysical Journal|volume=671|issue=2|pages=1708–1716|arxiv=0709.1471|bibcode=2007ApJ...671.1708B|doi=10.1086/523642}}</ref> 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.<ref>{{Наведено списание|last=Boubert|first=Douglas|last2=Guillochon|first2=James|last3=Hawkins|first3=Keith|last4=Ginsburg|first4=Idan|last5=Evans|first5=N. Wyn|last6=Strader|first6=Jay|date=6 јуни 2018|title=Revisiting hypervelocity stars after Gaia DR2|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=479|issue=2|pages=2789–2795|arxiv=1804.10179|bibcode=2018MNRAS.479.2789B|doi=10.1093/mnras/sty1601|doi-access=free}}</ref> Сепак, кандидатите за далечни хипербрзи ѕвезди се повеќе ветувачки.<ref name="farfast">{{Наведено списание|last=de la Fuente Marcos|first=R.|last2=de la Fuente Marcos|first2=C.|date=8 јули 2019|title=Flying far and fast: the distribution of distant hypervelocity star candidates from ''Gaia'' DR2 data|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=627|pages=A104 (17 pp.)|arxiv=1906.05227|bibcode=2019A&A...627A.104D|doi=10.1051/0004-6361/201935008}}</ref>

Во март 2019 година, било објавено дека LAMOST-HVS1 е ѕвезда со потврдена хипербрзина исфрлена од ѕвездениот диск на Млечниот Пат.<ref name="PHYS-20190313">{{Наведени вести|url=https://phys.org/news/2019-03-massive-hyper-runaway-star-ejected-milky.html|title=Researchers confirm massive hyper-runaway star ejected from the Milky Way Disk|last=University of Michigan|date=13 март 2019|work=[[Phys.org]]|access-date=1 септември 2024|author-link=Универзитет во Мигичен}}</ref>

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 [[соѕвездие]]то [[Жерав (соѕвездие)|Жерав]] на јужното небо и е околу 29,000 [[светлосни години]] (1.8×10<sup>9</sup> [[Астрономска единица|АЕ]]) од [[Земја (планета)|Земјата]]. Можеби е исфрлен од Млечниот Пат по заемодејствие со Стрелец А*, [[Супермасивна црна дупка|супермасивната црна дупка]] во средиштето на галаксијата.<ref name="NYT-20191114">{{Наведени вести|url=https://www.nytimes.com/2019/11/14/science/stars-black-hole-milky-way.html|title=A Black Hole Threw a Star Out of the Milky Way Galaxy – So long, S5-HVS1, we hardly knew you.|last=Overbye|first=Dennis|date=14 ноември 2019|work=[[The New York Times]]|access-date=1 септември 2024|author-link=Денис Овербај}}</ref><ref name="MNRAS-20191109">{{Наведено списание|last=Koposov, Sergey E.|displayauthors=et al.|date=11 ноември 2019|title=Discovery of a nearby 1700 km/s star ejected from the Milky Way by Sgr A*|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|arxiv=1907.11725|doi=10.1093/mnras/stz3081|doi-access=free}}</ref><ref name="SA-20190731">{{Наведени вести|url=https://www.sciencealert.com/our-bossy-black-hole-kicked-out-a-star-and-it-s-shooting-through-the-galaxy-insanely-fast|title=Bizarre Star Found Hurtling Out of Our Galaxy Centre Is Fastest of Its Kind Ever Seen|last=Starr|first=Michelle|date=31 јули 2019|work=ScienceAlert.com|access-date=1 септември 2024}}</ref><ref name="NA-20191113">{{Наведени вести|url=https://newatlas.com/space/fastest-star-hypervelocity-ejected-milky-way/|title=Fastest star ever found is being flicked out of the Milky Way|last=Irving|first=Michael|date=13 ноември 2019|work=NewAtlas.com|access-date=1 септември 2024}}</ref><ref name="BA-20191113">{{Наведени вести|url=https://www.syfy.com/syfywire/our-local-supermassive-black-hole-shot-a-star-right-out-of-the-galaxy|title=Our Local Supermassive Black Hole Shot A Star Right Out Of THe Galaxy|last=Plait|first=Phil|date=13 ноември 2019|work=[[Bad Astronomy]]|access-date=1 септември 2024|author-link=Фил Плејт}}</ref>

===== Потекло на хипербрзите ѕвезди =====
[[Податотека:Runaway_star_speeding_from_30_Doradus.jpg|мини| Ѕвезда-бегалка забрзувајќи од 30 Златна Рипка. Сликата направена од [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Хабл“]].]]
Верувано дека ХБЅ главно потекнуваат од блиски средби на [[Двојна ѕвезда|двојни ѕвезди]] со [[Супермасивна црна дупка|супермасивната црна дупка]] во средиштето на [[Млечен Пат|Млечниот Пат]]. Еден од двајцата партнери е гравитациски заробен од [[Црна дупка|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.<ref>{{Наведено списание|last=Tauris|first=Thomas M.|year=2015|title=Maximum speed of hypervelocity stars ejected from binaries|department=Letters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=448|issue=1|pages=L6–L10|arxiv=1412.0657|bibcode=2015MNRAS.448L...6T|doi=10.1093/mnrasl/slu189|doi-access=free}}</ref> Овој механизам може да го објасни потеклото на хипербрзи ѕвезди кои се исфрлани од галактичкиот диск.

Познатите хипербрзи ѕвезди се ѕвезди [[Главна низа|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 [[Гравитациски маневар|сличен на маневар]].<ref>{{Наведени вести|url=https://www.newscientist.com/article/dn14934-milky-ways-fastest-stars-may-be-immigrants.html|title=Milky Way's fastest stars may be immigrants|last=Maggie McKee|date=4 октомври 2008|publisher=New Scientist}}</ref>

Претпоставувано е дека некои [[Неутронска ѕвезда|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 [[Брзина на светлината|брзината на светлината]]) во 2007 година од Чандранската набљудувачница со рендгенски зраци, сметано е дека е направена на првиот начин.<ref>{{Наведени вести|url=http://newswise.com/articles/view/535733/|title=Chandra discovers cosmic cannonball|last=Watzke|first=Megan|date=28 ноември 2007|publisher=Newswise}}</ref>

Една теорија во врска со палењето на суперновата од видот Iа го повикува почетокот на спојување помеѓу две [[Бело џуџе|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.<ref>{{Наведено списание|last=Shen, Ken J.|displayauthors=et al.|year=2018|title=Three Hypervelocity White Dwarfs in Gaia DR2: Evidence for Dynamically Driven Double-degenerate Double-detonation Type Ia Supernovae|journal=The Astrophysical Journal|volume=865|issue=1|pages=15–28|arxiv=1804.11163|bibcode=2018ApJ...865...15S|doi=10.3847/1538-4357/aad55b|doi-access=free}}</ref>

===== Делумен список на хипербрзи ѕвезди =====
Согласно 2014 година, биле познати дваесет хипербрзи ѕвезди.<ref name="apj671_2_1708">{{Наведено списание|last=Brown|first=Warren R.|last2=Geller|first2=Margaret J.|last3=Kenyon|first3=Scott J.|last4=Kurtz|first4=Michael J.|last5=Bromley|first5=Benjamin C.|date=2007|title=Hypervelocity Stars. III. The Space Density and Ejection History of Main-Sequence Stars from the Galactic Center|journal=The Astrophysical Journal|volume=671|issue=2|pages=1708–1716|arxiv=0709.1471|bibcode=2007ApJ...671.1708B|doi=10.1086/523642}}</ref><ref>{{Наведени вести|url=http://unews.utah.edu/news_releases/nearest-bright-hypervelocity-star-found/|title=Nearest Bright 'Hypervelocity Star' Found|last=Zheng Zheng|date=7 May 2014|work=News Center|access-date=27 јуни 2014|archive-url=https://web.archive.org/web/20141101165008/http://unews.utah.edu/news_releases/nearest-bright-hypervelocity-star-found/|archive-date=1 ноември 2014|publisher=University of Utah}}</ref>

* HVS 1 – (SDSS J090744.99+024506.8) (позната како Отпадничката Ѕвезда (The Outcast Star)) – првата ѕвезда со хипербрзина што е откриена<ref name="HVS1">{{Наведено списание|last=Brown|first=Warren R.|last2=Geller, Margaret J.|last3=Kenyon, Scott J.|last4=Kurtz, Michael J.|date=2005|title=Discovery of an Unbound Hypervelocity Star in the Milky Way Halo|journal=The Astrophysical Journal|volume=622|issue=1|pages=L33–L36|arxiv=astro-ph/0501177|bibcode=2005ApJ...622L..33B|doi=10.1086/429378}}</ref>
* HVS 2 – (SDSS J093320.86+441705.4 или US 708)
* HVS 3 – (HE 0437-5439) – веројатно од [[Голем Магеланов Облак|Големиот Магеланов Облак]]<ref name="HVS3">{{Наведено списание|last=Edelmann|first=H.|last2=Napiwotzki, R.|last3=Heber, U.|last4=Christlieb, N.|last5=Reimers, D.|displayauthors=4|date=2005|title=HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star|journal=The Astrophysical Journal|volume=634|issue=2|pages=L181–L184|arxiv=astro-ph/0511321|bibcode=2005ApJ...634L.181E|doi=10.1086/498940}}</ref>
* 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 ==
Збир на [[ѕвезди]] со слично вселенско движење и старост е познат како кинематичка група.<ref name="Santiago">{{Наведено списание|last=López-Santiago, J.|last2=Montes, D.|last3=Crespo-Chacón, I.|last4=Fernández-Figueroa, M. J.|date=јуни 2006|title=The Nearest Young Moving Groups|journal=The Astrophysical Journal|volume=643|issue=2|pages=1160–1165|arxiv=astro-ph/0601573|bibcode=2006ApJ...643.1160L|doi=10.1086/503183}}</ref> Станува збор за ѕвезди кои би можеле да имаат заедничко потекло, како што е испарувањето на [[Расеано ѕвездено јато|расеано јато]], остатоците од регионот на [[Ѕвездообразба|образувањето ѕвезди]] или збирки на преклопувачки пукања на образувањето ѕвезди во различни временски периоди во соседните региони.<ref name="mnras328_1_45">{{Наведено списание|last=Montes|first=D.|last2=López-Santiago|first2=J.|last3=Gálvez|first3=M. C.|last4=Fernández-Figueroa|first4=M. J.|last5=De Castro|first5=E.|last6=Cornide|first6=M.|displayauthors=1|date=ноември 2001|title=Late-type members of young stellar kinematic groups – I. Single stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=328|issue=1|pages=45–63|arxiv=astro-ph/0106537|bibcode=2001MNRAS.328...45M|doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x|doi-access=free}}</ref> Повеќето ѕвезди се раѓаат во [[Молекуларен облак|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 [[Ѕвездено здружение|ѕвездени здруженија]]. Како што овие ѕвезди стареат и се распрснуваат, нивната поврзаност повеќе не е лесно видлива и тие стануваат подвижни групи на ѕвезди.

[[Астроном]]ите 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.<ref>{{Наведено списание|last=Johnston|first=Kathryn V.|year=1996|title=Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo|journal=The Astrophysical Journal|volume=465|page=278|arxiv=astro-ph/9602060|bibcode=1996ApJ...465..278J|doi=10.1086/177418}}</ref>

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

Ѕвездените здруженија за прв пат биле откриени од [[Ерменија|ерменскиот]] астроном Виктор Амбарцумјан во 1947 година.<ref name="baas29">{{Наведено списание|last=Israelian|first=Garik|date=1997|title=Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] –1996|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=29|issue=4|pages=1466–1467|bibcode=1997BAAS...29.1466I}}</ref> Конвенционалното име за здружение ги користи имињата или кратенките на [[соѕвездие]]то (или соѕвездијата) во кои се наоѓаат; видот здружение, а понекогаш и бројчан идентификатор.

==== Видови ====
[[Податотека:Infrared_VISTA_view_of_a_nearby_star_formation_in_Monoceros.jpg|мини| Инфрацрвен поглед од Видливиот и инфрацрвен телескоп за астрономија на Европската јужна набљудувачница, кон ѕвезден расадник во [[Еднорог (соѕвездие)|Еднорог]].]]
Виктор Амбарцумјан најпрво ги категоризирал здруженијата на ѕвездите во две групи, OB и T, врз основа на својствата на нивните ѕвезди.<ref name="baas29">{{Наведено списание|last=Israelian|first=Garik|date=1997|title=Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] –1996|journal=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=29|issue=4|pages=1466–1467|bibcode=1997BAAS...29.1466I}}</ref> Третата категорија, R, подоцна била предложена од Сидни ван ден Берг за здруженија кои ги осветлуваат [[Отсјајна маглина|отсјајните маглини]].<ref name="ra1">{{Наведено списание|last=Herbst|first=W.|date=1976|title=R associations. I – UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae|journal=Astronomical Journal|volume=80|pages=212–226|bibcode=1975AJ.....80..212H|doi=10.1086/111734|doi-access=free}}</ref> 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.<ref name="Mon R2">{{Наведено списание|last=Herbst, W.|last2=Racine, R.|date=1976|title=R associations. V. MON R2|journal=Astronomical Journal|volume=81|page=840|bibcode=1976AJ.....81..840H|doi=10.1086/111963|doi-access=free}}</ref> Некои групи исто така прикажуваат својства на здруженијата OB и T, така што категоризацијата не е секогаш јасна.

==== OB-здруженија ====
[[Податотека:Carina_Nebula.jpg|мини|Кобилица OB1, големо здружение OB.]]
Младите здруженија ќе содржат од 10 до 100 масивни ѕвезди од [[Ѕвездена класификација|спектарна класа]] O и [[Ѕвездена класификација|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 [[Вселенска прашина|прашина]] и [[гас]] ќе бидат издувани, преостанатите ѕвезди се неврзани и почнуваат да се оддалечуваат.<ref name="GAIA">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.rssd.esa.int/SA/GAIA/docs/docs_from_Livelink/report-science.pdf|title=OB Associations|date=2000-04-06|publisher=GAIA: Composition, Formation and Evolution of the Galaxy|accessdate=1 септември 2024}}</ref> Верувано е дека поголемиот дел од сите ѕвезди во Млечниот Пат биле настанати во здруженија OB.<ref name="GAIA" /> Ѕвездите од О-класа се краткотрајни и ќе истечат како [[Супернова|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 [[Сонце]]то од околу пет милијарди години.)

[[Вештачки сателит|Сателитот]] „[[Хипаркос]]“ обезбедил мерења кои нашол десетина здруженија OB на 650 [[Парсек|парсеци]] од Сонцето.<ref>{{Наведено списание|last=de Zeeuw, P. T.|last2=Hoogerwerf, R.|last3=de Bruijne, J. H. J.|last4=Brown, A. G. A.|last5=Blaauw, A.|displayauthors=4|date=1999|title=A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations|journal=The Astronomical Journal|volume=117|issue=1|pages=354–399|arxiv=astro-ph/9809227|bibcode=1999AJ....117..354D|doi=10.1086/300682}}</ref> Најблиското здружение OB е здружението Скорпија-Кентаур, која се наоѓа на околу 400 [[Светлосна година|светлосни години]] од [[Сонце]]то.<ref>{{Наведено списание|last=Maíz-Apellániz|first=Jesús|date=2001|title=The Origin of the Local Bubble|journal=The Astrophysical Journal|volume=560|issue=1|pages=L83–L86|arxiv=astro-ph/0108472|bibcode=2001ApJ...560L..83M|doi=10.1086/324016}}</ref>

Здружениејата OB биле пронајдени и во [[Голем Магеланов Облак|Големиот Магеланов Облак]] и [[Андромеда (галаксија)|Галаксијата Андромеда]]. Овие здруженија можат да бидат прилично ретки, со [[пречник]] од 1.500 светлосни години.<ref name="AS1998">{{Наведено списание|last=Elmegreen, B.|last2=Nikolaevich Efremov, Y.|date=1998|title=The Formation of Star Clusters|url=http://www.americanscientist.org/issues/feature/the-formation-of-star-clusters/2|journal=American Scientist|volume=86|issue=3|page=264|bibcode=1998AmSci..86..264E|doi=10.1511/1998.3.264|archive-url=https://web.archive.org/web/20160701133534/http://www.americanscientist.org/issues/feature/the-formation-of-star-clusters/2|archive-date=2016-07-01|access-date=1 септември 2024}}</ref>

==== T-здруженија ====
Младите ѕвездени групи може да содржат голем број на новородени [[Ѕвезда од типот на T Бик|ѕвезди од видот Т Бик]] кои сè уште се во постапка на влегување во [[Главна низа|главната низа]]. Овие ретки [[Ѕвездено население|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 [[Парсек|парсеци]] од Сонцето.<ref>{{Наведено списание|last=Frink, S.|last2=Roeser, S.|last3=Neuhaeuser, R.|last4=Sterzik, M. K.|date=1999|title=New proper motions of pre-main-sequence stars in Taurus-Auriga|url=http://www.ari.uni-heidelberg.de/publikationen/pap1997/1997021/1997021.htm|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=325|pages=613–622|arxiv=astro-ph/9704281|bibcode=1997A&A...325..613F|archive-url=https://web.archive.org/web/20100807172951/http://www.ari.uni-heidelberg.de/publikationen/pap1997/1997021/1997021.htm|archive-date=2010-08-07|access-date=2009-10-12}}</ref> 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 ====
Здруженијата на ѕвезди кои ги осветлуваат [[Отсјајна маглина|отсјајните]] [[Маглина|маглини]] се нарекувани здруженија R, име предложено од Сидни ван ден Берг откако открил дека ѕвездите во овие маглини имаат нееднаква распределба.<ref name="ra1">{{Наведено списание|last=Herbst|first=W.|date=1976|title=R associations. I – UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae|journal=Astronomical Journal|volume=80|pages=212–226|bibcode=1975AJ.....80..212H|doi=10.1086/111734|doi-access=free}}</ref> Овие млади ѕвездени групи содржат ѕвезди од главната низа кои не се доволно масивни за да ги растераат меѓуѕвездените облаци во кои настанале.<ref name="Mon R2">{{Наведено списание|last=Herbst, W.|last2=Racine, R.|date=1976|title=R associations. V. MON R2|journal=Astronomical Journal|volume=81|page=840|bibcode=1976AJ.....81..840H|doi=10.1086/111963|doi-access=free}}</ref> 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.<ref>{{Наведено списание|last=Herbst|first=W.|date=1975|title=R-associations III. Local optical spiral structure|journal=Astronomical Journal|volume=80|page=503|bibcode=1975AJ.....80..503H|doi=10.1086/111771}}</ref> Пример за здружение R е Еднорог R2, сместен на 830 ± 50 [[Парсек|парсеци]] од Сонцето.<ref name="Mon R2" />

=== Движечки групи ===
{{Повеќе|Список на блиски ѕвездени здруженија и движечки групи}}
[[Податотека:Ursa_Major_Łazy.jpg|десно|мини|250x250пкс| 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.<ref>{{Наведена книга|title=Observational Aspects of Galactic Structure: Lecture notes reported by participants|last=Eggen|first=O.J.|publisher=University of Chicago Press|year=1965|editor-last=Blaauw|editor-first=Adriaan|location=Chicago|page=111|chapter=Moving groups of stars|bibcode=1965gast.book..111E|editor-last2=Schmidt|editor-first2=Maarten}}</ref> Списокот на најблиските млади групи во движење е составен од Лопез-Сантијаго и соработниците.<ref name="Santiago">{{Наведено списание|last=López-Santiago, J.|last2=Montes, D.|last3=Crespo-Chacón, I.|last4=Fernández-Figueroa, M. J.|date=јуни 2006|title=The Nearest Young Moving Groups|journal=The Astrophysical Journal|volume=643|issue=2|pages=1160–1165|arxiv=astro-ph/0601573|bibcode=2006ApJ...643.1160L|doi=10.1086/503183}}</ref> Најблиску е Движечката група Голема Мечка која ги вклучува сите ѕвезди во [[Астеризам|астеризмот]] Плуг / Голема Кола освен Дубхе и η Голема Мечка. Ова е доволно блиску што [[Сонце]]то лежи во неговите надворешни рабови, без да биде дел од групата. Оттука, иако членовите се концентрирани на [[Деклинација (астрономија)|деклинации]] близу 60°С, некои оддалечени се подалеку низ небото како [[Јужен Триаголник (соѕвездие)|Јужен Триаголник]] на 70°С.

Списокот на млади движечки групи постојано се развива. Банјановата алатка Σ<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.exoplanetes.umontreal.ca/banyan/banyansigma.php|title=BANYAN&nbsp;Σ|work=www.exoplanetes.umontreal.ca|accessdate=1 септември 2024}}</ref> моментално наведува 29 блиски млади подвижни групи.{{refn|See {{cite journal |journal=The Astrophysical Journal|title=Figures&nbsp;4 & 5 of Gagné ''et al''. 2018a |doi=10.3847/1538-4357/aaae09|arxiv=1801.09051|last1=Gagné|first1=Jonathan|last2=Mamajek|first2=Eric E.|last3=Malo|first3=Lison|last4=Riedel|first4=Adric|last5=Rodriguez|first5=David|last6=Lafrenière|first6=David|last7=Faherty|first7=Jacqueline K.|author7-link=Jackie Faherty|last8=Roy-Loubier|first8=Olivier|last9=Pueyo|first9=Laurent|last10=Robin|first10=Annie C.|last11=Doyon|first11=René|year=2018|volume=856 |issue=1 |page=23 |bibcode=2018ApJ...856...23G |s2cid=119185386 |doi-access=free }}<ref name=GagnéEtal2018a>{{cite journal |last1=Gagné |first1=Jonathan |last2=Mamajek |first2=Eric E. |last3=Malo |first3=Lison |last4=Riedel |first4=Adric |last5=Rodriguez |first5=David |last6=Lafrenière |first6=David |last7=Faherty |first7=Jacqueline K. |last8=Roy-Loubier |first8=Olivier |last9=Pueyo |first9=Laurent |last10=Robin |first10=Annie C. |last11=Doyon |first11=René |display-authors=6 |date=2018-03-21 |series=BANYAN&nbsp;XI |title=The BANYAN&nbsp;Σ multivariate Bayesian algorithm to identify members of young associations with 150&nbsp;pc |journal=The Astrophysical Journal |volume=856 |issue=1 |pages=23 |arxiv=1801.09051 |doi=10.3847/1538-4357/aaae09 |issn=0004-637X |bibcode=2018ApJ...856...23G |s2cid=119185386 |language=en |doi-access=free }}</ref>}}<ref name=GagnéEtal2018a/> Неодамнешните дополнувања на блиските подвижни групи се Здружението Летечка Риба-Кобилица, откриено преку Гаја,<ref name="GagnéEtal2018b">{{Наведено списание|last=Gagné|first=Jonathan|last2=Faherty|first2=Jacqueline K.|last3=Mamajek|first3=Eric E.|date=2018-10-01|title=Volans-Carina: A new 90&nbsp;Myr old stellar association at 85&nbsp;pc|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=865|issue=2|pages=136|arxiv=1808.04420|bibcode=2018ApJ...865..136G|doi=10.3847/1538-4357/aadaed|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> и Здружението Аргус, потврдено преку Гаја.<ref>{{Наведено списание|last=Zuckerman|first=B.|date=2018-12-31|title=The nearby, young, Argus association: Membership, age, and dusty debris disks|journal=The Astrophysical Journal|volume=870|issue=1|pages=27|arxiv=1811.01508|doi=10.3847/1538-4357/aaee66|issn=1538-4357|doi-access=free}}</ref> 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.<ref>{{cite book |last1=Torres |first1=C.A.O. |last2=Quast |first2=G.R. |last3=Melo |first3=C.H.F. |last4=Sterzik |first4=M.F. |date=2008-08-25 |title=Young, nearby, loose associations <!-- unsupported parameter |url=http://aspmonographs.org --> |arxiv=0808.3362 |bibcode=2008hsf2.book..757T |postscript=none}}  &nbsp;in&nbsp;  {{cite book |editor-last=Reipurth |editor-first=Bo |year=2008 |title=Handbook of Star Forming Regions: Volume&nbsp;II, The Southern Sky |url=http://aspmonographs.org |publisher=Astronomical Society of the Pacific |department=Monograph Publications (online) |series=Volume&nbsp;5 |isbn=978-1-58381-678-3 |url-access=subscription |postscript=,}} printed: {{isbn|978-1-58381-671-4}}</ref>

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 [[Кафеаво џуџе|кафеавите џуџиња]].<ref>{{Наведено списание|last=Allers|first=K.N.|last2=Liu|first2=Michael C.|date=2013-07-09|title=A near-infrared spectroscopic study of young field ultra-cool dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=772|issue=2|pages=79|arxiv=1305.4418|bibcode=2013ApJ...772...79A|doi=10.1088/0004-637X/772/2/79|issn=0004-637X}}</ref> Членовите на блиските млади групи кои се движат се исто така кандидати за директно снимени [[Протопланетарен диск|протопланетарни дискови]], како што се TW Хидра или директно отсликани [[Вонсончева планета|вонсончеви планети]], како што се Бета Сликар b или [[GU Риби b]].

=== Ѕвездени потоци ===
Ѕвездениот поток е здружение на [[Ѕвезда|ѕвезди]] кои кружат околу [[галаксија]] која некогаш била [[Збиено ѕвездено јато|збиено јато]] или [[џуџеста галаксија]] која сега е растргната и испружена по нејзината орбита од плимните сили.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/stellar-streams-are-revealing-their-secrets/|title=Stellar streams are revealing their secrets|last=Schilling|first=Govert|date=12 јануари, 2022|publisher=Sky & Telescope|accessdate=1 септември 2024}}</ref>

=== Познати кинематички групи ===
Некои блиски кинематички групи се:<ref name="Santiago">{{Наведено списание|last=López-Santiago, J.|last2=Montes, D.|last3=Crespo-Chacón, I.|last4=Fernández-Figueroa, M. J.|date=јуни 2006|title=The Nearest Young Moving Groups|journal=The Astrophysical Journal|volume=643|issue=2|pages=1160–1165|arxiv=astro-ph/0601573|bibcode=2006ApJ...643.1160L|doi=10.1086/503183}}</ref>
 {{div col|colwidth=27em}}
* Месно здружение (движечка група на [[Плејади (ѕвездено јато)|Плејади]])
* [[AB Златна Рипка (движечка група)|Движечка група AB Златна Рипка]]
* [[Алфа Персеј (движечко јато)|Движечко јато Алфа Персеј]]
* [[Бета Сликар (движечка група)|Движечка група Бета Сликар]]<ref name=Song2003/>
* [[Кастор (движечка група)|Движечка група Кастор]]
* [[Јужна Круна (ѕвездено здружение)|Ѕвездено здружение Јужна Круна]]
* [[Ета Камелеон|Јато Ета Камелеон]]
* Здружение Херкул-Лира<ref name=Santiago/>
* [[Херкул (ѕвезден поток)|Поток Херкул]]
* [[Хијади (ѕвезден поток)|Поток Хијади]]
* Супер јато [[IC 2391]] (здружение Аргус)
* [[Каптајнова група]]<ref name="Wylie-de Boer 2010">{{cite journal
 | title=Evidence of Tidal Debris from ω Cen in the Kapteyn Group	
 | display-authors=1 | last1=Wylie-de Boer | first1=Elizabeth
 | last2=Freeman | first2=Ken | last3=Williams | first3=Mary	
 | journal=The Astronomical Journal
 | volume=139 | issue=2 | pages=636–645 | date=February 2010
 | doi=10.1088/0004-6256/139/2/636 | bibcode=2010AJ....139..636W |arxiv = 0910.3735 | s2cid=119217292 }}</ref>
* [[MBM 12 (ѕвездено здружение)|Здружение MBM 12]]
* [[TW Хидра (ѕвездено здружение)|Здружение TW Хидра]]<ref name=Song2003/>
* [[Голема Мечка (движечка група)|Движечка група Голема Мечка]]
* [[Волк 630 (движечка група)|Движечка група Волк 630]]<ref name=McDonald1983>{{cite journal
 | title=The Wolf 630 moving group of stars
 | last1=McDonald | first1=A. R. E. | last2=Hearnshaw | first2=J. B.
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | volume=204 | issue=3 | pages=841–852 | date=August 1983
 | doi=10.1093/mnras/204.3.841 | bibcode=1983MNRAS.204..841M | doi-access=free }}</ref>
* [[Зета Херкул (движечка група)|Движечка група Зета Херкул]]
* [[Риба-Еридан (ѕвезден поток)|Ѕвезден поток Риба-Еридан]]
* [[Тукан-Часовник (ѕвездено здружение)|Ѕвездено здружение Тукан-Часовник]]<ref name=Song2003>{{cite journal
 | title=New Members of the TW Hydrae Association, β Pictoris Moving Group, and Tucana/Horologium Association
 | display-authors=1 | last1=Song | first1=Inseok
 | last2=Zuckerman | first2=B. | last3=Bessell | first3=M. S.
 | journal=The Astrophysical Journal
 | volume=599 | issue=1 | pages=342–350 | date=декември 2003
 | doi=10.1086/379194 | bibcode=2003ApJ...599..342S | s2cid=51833191 | url=http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/library/song03.pdf }}</ref>{{div col end}}

== Поврзано ==

* [[Астрометрија]]
* [[Гаја|''Гаја'' (вселенско летало)]]
* [[Хипаркос]]
* [[Проблем на повеќе тела|Проблем со повеќе тела]]
* [[Расеан остаток од јато]]
* [[Список на блиски ѕвездени здруженија и движечки групи]]
* [[Ѕвездено здружение]]

== Наводи ==
{{Наводи|40em}}

== Дополнителна книжевност ==

* {{Наведена мрежна страница|url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html|title=Stellar Motions|last=Majewski|first=Steven R.|date=2006|publisher=University of Virginia|archive-url=https://archive.today/20120125061201/http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html|archive-date=2012-01-25|accessdate=1 септември 2024}}
* {{Наведена мрежна страница|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/motion/space.html|title=The Space Velocity and its Components|publisher=University of Tennessee|archive-url=https://web.archive.org/web/20080216225625/http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/motion/space.html|archive-date=2008-02-16|accessdate=1 септември 2024}}
* {{Наведено списание|last=Blaauw A.|last2=Morgan W.W.|year=1954|title=The Space Motions of AE Aurigae and mu Columbae with Respect to the Orion Nebula|journal=The Astrophysical Journal|volume=119|page=625|bibcode=1954ApJ...119..625B|doi=10.1086/145866|doi-access=free}}
* {{Наведено списание|last=Hoogerwerf|first=R.|last2=de Bruijne|first2=J.H.J.|last3=de Zeeuw|first3=P.T.|year=2000|title=The Origin of Runaway Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=544|issue=2|page=L133|arxiv=astro-ph/0007436|bibcode=2000ApJ...544L.133H|doi=10.1086/317315}}
* {{Наведено списание|last=Brown|last2=Geller|last3=Kenyon|last4=Kurtz|date=2006|title=A Successful Targeted Search for Hypervelocity Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=640|issue=1|pages=L35–L38|arxiv=astro-ph/0601580|bibcode=2006ApJ...640L..35B|doi=10.1086/503279}}
* {{Наведено списание|last=Edelmann|first=H.|last2=Napiwotzki|first2=R.|last3=Heber|first3=U.|last4=Christlieb|first4=N.|last5=Reimers|first5=D.|displayauthors=4|date=2005|title=HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star|journal=The Astrophysical Journal|volume=634|issue=2|pages=L181–L184|arxiv=astro-ph/0511321|bibcode=2005ApJ...634L.181E|doi=10.1086/498940}}

== Надворешни врски ==

* [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-01-97.html Соопштение за печатот на ESO за ѕвезди бегалки] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20080516062823/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-01-97.html|date=2008-05-16}}
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/runawaystar.html Влез во енциклопедијата за астробиологија, астрономија и вселенски летови]
* [http://www.redorbit.com/news/space/371654/two_exiled_stars_are_leaving_our_galaxy_forever/ Две прогонети ѕвезди засекогаш ја напуштаат нашата галаксија]
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hypervelocity_star.html Влез во енциклопедијата за астробиологија, астрономија и вселенски летови]
* https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/ {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20230306064031/https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/|date=2023-03-06}} 
* [https://www.researchgate.net/publication/1779771_Young_stellar_kinematic_groups_and_their_relation_with_young_open_clusters_star_forming_regions_and_the_Gould_Belt Млади ѕвездени кинематички групи], Дејвид Монтес, Одделение за Астрофизика, Комплутумскиот универзитет во Мадрид.
{{Ѕвезда}}{{Ѕвезден систем}}

[[Категорија:Ѕвездени здруженија]]
[[Категорија:Галактичка астрономија]]
[[Категорија:Ѕвездена астрономија]]
[[Категорија:Ѕвездени астрофизички концепти]]