恒星の運動学
バーナード星。 1985年から2005年までの5年ごとの位置を示している。バーナード星は固有運動が最も大きい星である。[ 1 ]

天文学において、恒星運動学とは、宇宙空間における恒星の運動学または動きを観測的に研究または測定することです。

恒星の運動学は、天の川銀河とその衛星銀河における恒星の速度測定だけでなく、より遠方の銀河の内部運動学も網羅しています。薄い円盤、厚い円盤、バルジ、恒星ハローなど、天の川銀河の様々な構成要素における恒星の運動学測定は、銀河の形成と進化の歴史に関する重要な情報を提供します。運動学測定は、天の川銀河から脱出する超高速星などの特異な現象を特定することもできます。これらの現象は、連星と銀河中心の超大質量ブラックホールの重力衝突の結果として解釈されます。

恒星運動学は、重力の影響下にある恒星の運動に関する理論的研究やモデル化を含む恒星力学と関連しているものの、異なる分野です。銀河や星団などのシステムの恒星力学モデルは、恒星運動学データと比較または検証されることが多く、それらの進化史や質量分布を研究したり、恒星の軌道への重力の影響を通じて暗黒物質や超大質量ブラックホールの存在を検出したりするために用いられます。

空間速度

物体の固有運動と速度成分の関係。放射時、物体は太陽から距離dにあり、角速度μラジアン/秒で運動していた。つまり、μ = v t / d 、 v t = 太陽からの視線方向の速度成分である。（図は、単位時間あたりに接線速度v tで掃引される角度μを示している。）

恒星の太陽に向かう、または太陽から遠ざかる方向の運動成分は視線速度と呼ばれ、ドップラー効果によるスペクトルのずれから測定できます。横方向、つまり固有運動は、より遠方の物体に対する一連の位置測定によって求める必要があります。視差などの天体測定法によって恒星までの距離が決定すれば、空間速度を計算できます。[ 2 ]これは、太陽、あるいは局所静止基準（LSR）に対する恒星の実際の運動です。後者は通常、太陽の現在の位置において、速度分散の小さい近傍の恒星の平均速度で銀河中心の周りを円軌道を描く位置として捉えられます。 [ 3 ] LSRに対する太陽の運動は「特異太陽運動」と呼ばれます。

天の川銀河座標系における空間速度成分は通常、U、V、Wで示され、単位はkm/sで表され、Uは銀河中心方向が正、Vは銀河の自転方向が正、Wは北銀河極方向が正となる。[ 4 ] LSRに対する太陽の固有運動は[ 5 ]

(U, V, W) = (11.1, 12.24, 7.25) km/s、

統計的不確実性は（+0.69−0.75、+0.47−0.47、+0.37−0.36）km/s、系統的不確実性は（1、2、0.5）km/sである。（Vは1998年にDehnenらによって推定された値よりも7km/s大きいことに注意[ 6 ]）

運動学的測定の使用

恒星の運動学は、恒星とそれらが属する銀河に関する重要な天体物理学的情報をもたらす。恒星の運動学データは天体物理学的モデリングと組み合わせることで、銀河系全体に関する重要な情報を生み出す。天の川銀河を含む銀河の最内部領域で測定された恒星の速度は、多くの銀河が中心に超大質量ブラックホールを宿している証拠を提供している。 [ 7 ] [ 8 ]銀河ハロー内などの銀河のより外側の領域では、銀河のこれらのハロー領域を周回する球状星団の速度測定が暗黒物質の証拠を提供している。これらの事例は両方とも、恒星の運動学は恒星が束縛されている全体的なポテンシャルに関連し得るという重要な事実から派生している。これは、銀河の特定の領域を周回する恒星または恒星群の正確な恒星運動学測定が行われれば、恒星が束縛されている重力ポテンシャルがその軌道を形成し、恒星運動の推進力となることから、その重力ポテンシャルと質量分布を推測できることを意味します。運動学とモデリングを組み合わせて天体物理学的システムを構築する例としては、以下のものが挙げられます。

  • 天の川銀河の円盤の回転：天の川銀河の円盤内の恒星の固有運動と視線速度から、差動回転が存在することが示される。これらの恒星の固有運動と視線速度の測定値を、綿密なモデル化と組み合わせることで、天の川銀河の円盤の回転の様子を描き出すことができる。太陽近傍における銀河の回転の局所的な特徴は、オールト定数に凝縮されている。[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]
  • 天の川銀河の構造構成要素: 天文学者は恒星の運動学を用いて、全体的な銀河構造を異なる運動学上の星の種族の観点から説明しようとするモデルを構築しています。これが可能なのは、これらの異なる種族が銀河の特定の領域に位置していることが多いためです。たとえば、天の川銀河には、ディスク、ハロー、バルジまたはバー という3 つの主要な構成要素があり、それぞれが独自の恒星運動学を持っています。これらの運動学上のグループは天の川銀河の恒星の種族と密接な関連があり、運動と化学組成の間に強い相関関係を形成し、異なる形成メカニズムがあることを示しています。天の川銀河では、ディスクの恒星の速度は で、この速度 に対するRMS (二乗平均平方根) 速度 があります。バルジの種族の恒星の場合、速度はランダムに向いており、相対 RMS 速度は よりも大きく、正味の円速度はありません。[ 12 ]銀河の恒星ハローは、銀河の外縁部まで軌道が伸びる恒星で構成されています。これらの恒星の中には、銀河中心から遠く離れた場所を常に周回するものもあれば、銀河中心から様々な距離を周回する軌道上にあるものもあります。これらの恒星の平均自転速度はほとんどないか、まったくありません。このグループの多くの恒星は、遠い昔に形成された球状星団に属しているため、独特の形成史を持ち、その運動学や金属量の少なさからその形成史を推測することができます。ハローはさらに内側ハローと外側ハローに分けられ、内側ハローは天の川銀河に対して正味の順行運動を、外側ハローは正味の逆行運動をします。[ 13 ]V＝220 けメートル s−1{\displaystyle \mathrm {V} =220~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}VRMS＝50 けメートル s−1{\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =50~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}VRMS＝150 けメートル s−1{\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =150~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}
  • 外部銀河：外部銀河の分光観測により、そこに含まれる恒星全体の運動を特徴づけることができます。これらの外部銀河の恒星集団は、通常、個々の恒星の運動を追跡できるレベルまで分解されていませんが（ごく近い銀河を除く）、視線方向に沿った恒星集団全体の運動学を測定することで、平均速度や速度分散などの情報が得られ、銀河内の質量分布を推測することができます。位置の関数として平均速度を測定することで、銀河の回転に関する情報が得られ、銀河の全体速度に対して赤方偏移/青方偏移している銀河の明確な領域が分かります。
  • 質量分布：球状星団などの追跡天体の運動学や近傍の伴矮小銀河の軌道を測定することで、天の川銀河やその他の銀河の質量分布を決定することができます。これは、運動学測定と力学モデリングを組み合わせることで実現されます。

ガイアによる最近の進歩

Gaia EDR3 によって決定された、今後 40 万年間の 40,000 個の星の予想運動

2018年、ガイアデータリリース2（GAIA DR2）は、正確な測定値の豊富なデータセットを提供し、恒星の運動学において大きな進歩を遂げました。このリリースには詳細な恒星の運動学および恒星の視差データが含まれており、天の川銀河の構造に対するより微妙な理解に貢献しています。特に、最大 までの距離との明限界に位置する75個の球状星団の絶対固有運動を含む、多数の天体の固有運動の決定が容易になりました。[ 14 ]さらに、ガイアの包括的なデータセットにより、近傍の矮小球状銀河の絶対固有運動の測定が可能になり、天の川銀河内の質量分布を理解するための重要な指標として役立ちます。[ 15 ] GAIA DR3は、詳細な天体物理学的パラメータを提供することで、以前に発表されたデータの質を改善しました。[ 16 ] GAIA DR4の完全なバージョンはまだ公開されていないが、最新のリリースでは白色矮星、超高速星、宇宙重力レンズ効果、銀河の合体の歴史に関する洞察が深まっている。[ 17 ]G＝21{\displaystyle G=21}G≈{\displaystyle G\approx }3{\displaystyle 3}

恒星の運動学的な種類

銀河内の恒星は、その運動学に基づいて分類することができる。例えば、天の川銀河の恒星は、金属量、つまりヘリウムよりも原子番号が大きい元素の割合に基づいて、2つの一般的な種族に分けることができる。近傍の恒星のうち、金属量の高い種族Iの恒星は一般的に恒星円盤内に位置し、古い種族IIの恒星はほとんど回転せずにランダムな軌道を回っていることが分かっている。[ 18 ]後者は、天の川銀河の面に対して傾斜した楕円軌道を描いている。[ 18 ]近傍の恒星の運動学の比較から、恒星の連星も特定されている。これらは、巨大分子雲の中で共通の起源を持つ恒星のグループである可能性が高い。[ 19 ]

測定された速度成分に基づいて星を分類する方法は他にも数多くあり、これにより星の形成時期、現在の位置、そして銀河の全体構造に関する詳細な情報が得られます。星が銀河内を移動する際には、銀河内の他のすべての星と他の質量体の重力ポテンシャルが平滑化され、星の運動を決定する上で支配的な役割を果たします。[ 20 ]星の運動学は、銀河内で星が形成された場所に関する洞察を提供します。個々の星の運動学を測定することで、近隣の星よりもはるかに速く移動する高速星など、特異な外れ値を持つ星を特定することができます。

高速星

定義にもよりますが、高速星とは、その近傍にある他の星の平均運動速度に対して65～100 km/s以上の速度で運動する星のことです。また、周囲の星間物質に対して超音速と定義されることもあります。高速星には、暴走星、ハロー星、超高速星の3種類があります。高速星はヤン・オールトによって研究され、運動学的なデータを用いて、高速星の接線速度は非常に小さいと予測されました。[ 21 ]

逃げ出したスターたち

4つの逃走星が高密度の星間ガス領域を移動し、明るい弓状波と輝くガスの尾を形成している。NASAハッブル宇宙望遠鏡が撮影したこれらの画像に写っている星は、2005年10月から2006年7月にかけて、高性能探査カメラ（ACS）によって観測された14個の若い逃走星の一部である。

暴走星とは、周囲の星間物質に対して異常に速い速度で宇宙空間を移動している星のことです。暴走星の固有運動は、しばしば、その星が放り出される前に属していた 恒星団から完全に遠ざかる方向に向いています。

暴走星が発生するメカニズムとしては、次のようなものが挙げられます。

  • 恒星系における恒星間の重力相互作用は、関与する恒星の1つまたは複数に大きな加速をもたらす可能性があります。場合によっては、恒星が弾き出されることもあります。[ 22 ]これは、重力理論における三体問題の研究で説明されているように、一見安定しているように見える3つの恒星のみからなる恒星系でも発生する可能性があります。[ 23 ]
  • 銀河を含む恒星系間の衝突や接近は、両方の系に混乱をもたらし、一部の恒星は高速に加速されたり、はじき出されたりすることがあります。大規模な例としては、天の川銀河と大マゼラン雲の間の重力相互作用が挙げられます。[ 24 ]
  • 多重星系における超新星爆発は、超新星残骸と残りの恒星の両方を高速に加速する可能性がある。[ 25 ] [ 26 ]

複数のメカニズムが同一の暴走星を加速させる場合があります。例えば、隣接する恒星との重力相互作用によって放出された大質量星が、自ら超新星爆発を起こし、超新星爆発の衝撃によって速度が変動する残骸を形成することがあります。この超新星爆発が他の恒星のすぐ近くで発生した場合、その過程でさらに多くの暴走星が発生する可能性があります。

関連する一連の逃走星の例として、ぎょしゃ座AE星、おおぐま座53番星、そしてコロンバエMu星が挙げられます。これらの星はいずれも100 km/s以上の速度で互いに遠ざかっています（ちなみに、太陽は天の川銀河中を平均速度より約20 km/s速く移動しています）。これらの軌道を遡ると、約200万年前にオリオン大星雲付近で交差しています。バーナードループは、他の星々を放出した超新星爆発の残骸であると考えられています。

もう 1 つの例は、X 線天体Vela X-1です。ここでは、写真デジタル技術によって、典型的な超音速弓状衝撃波双曲線の存在が明らかになりました。

ハロースター

ハロー星は非常に古い星で、金属量が低い[ 27 ]。銀河系の中心を円盤内で円軌道で周回することはない。ハロー星は楕円軌道を描き、しばしば円盤に対して傾いており、銀河系面の上下を大きく上下する。銀河系に対するハロー星の公転速度は円盤星の公転速度と同程度かもしれないが、軌道が異なるため相対速度は高くなる。

典型的な例としては、天の川銀河の円盤を急角度で通過するハロー星が挙げられます。太陽から最も近い45の恒星の一つであるカプタイン星は、太陽の近くにある高速星の一例です。観測された視線速度は-245 km/sで、空間速度の成分はu = +19 km/s、v = -288 km/s、 w = -52 km/sです。

超高速星

ガイアが取得したデータから再構成された20個の高速星の位置と軌道を、天の川の芸術的な眺めの上に重ねた図

超高速星（恒星カタログではHVSまたはHVと表記）は、銀河系の他の恒星群よりもかなり高い速度を持っています。これらの星の中には、銀河の脱出速度を超えるものもあります。 [ 28 ]天の川銀河では、恒星の速度は通常100 km/s程度ですが、超高速星の速度は典型的には1000 km/s程度です。これらの高速で移動する星のほとんどは、天の川銀河の中心付近で生成されると考えられており、中心には遠方よりも多くのこれらの天体が存在しています。私たちの銀河系で最も速い既知の星の1つは、約1200 km/sの総速度で天の川銀河から遠ざかっています。

1988年、ジャック・G・ヒルズが初めてHVSの存在を予言した。[ 29 ]これは後に、2005年にウォーレン・ブラウン、マーガレット・ゲラー、スコット・ケニオン、マイケル・カーツによって確認された。[ 30 ] 2008年の時点で、10個の非結合HVSが知られており、そのうちの1つは天の川銀河ではなく大マゼラン雲が起源であると考えられている。[ 31 ]さらなる測定により、その起源は天の川銀河内にあることが示された。[ 32 ]天の川銀河内の質量分布に関する不確実性のため、HVSが非結合かどうかを判断することは困難である。さらに5つの既知の高速度星は天の川銀河から非結合である可能性があり、16のHVSは結合していると考えられている。現在知られている最も近いHVS（HVS2）は、 太陽から 約19 kpc離れている。

2017年9月1日現在、約20個の超高速星が観測されています。これらのほとんどは北半球で観測されていますが、南半球でのみ観測可能な超高速星が存在する可能性も残っています。[ 33 ]

天の川銀河には約1,000個のHVSが存在すると考えられています。[ 34 ]天の川銀河には約1,000億個の恒星が存在することを考えると、これはごくわずかな割合（約0.000001%）です。ガイアの2回目のデータリリース（DR2）の結果によると、ほとんどの高速度晩期型恒星は天の川銀河に束縛されている可能性が高いことが示されています。[ 35 ]しかし、遠方の超高速星候補の方がより有望です。[ 36 ]

2019年3月、LAMOST-HVS1は天の川銀河の恒星円盤から放出された超高速星であることが確認されたと報告されました。[ 37 ]

2019年7月、天文学者たちはA型星S5-HVS1を発見したと報告しました。この星の速度は1,755 km/s（時速3,930,000マイル）で、これまで発見されたどの星よりも速いものでした。この星は南天のつる座にあり、地球から約29,000光年（1.8 × 10 9 AU）の距離にあります。この星は、銀河系の中心にある超大質量ブラックホールであるいて座A*と相互作用した後、 天の川銀河から放出された可能性があります。 [ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]

超高速星の起源
かじき座30番星から高速で移動する逃走星。ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した画像。

HVSは、主に連星系と天の川銀河中心の超大質量ブラックホールとの接近によって発生すると考えられています。2つの連星のうち一方はブラックホールの重力に捕らえられ（ブラックホールの周りを周回するという意味）、もう一方は高速で脱出してHVSとなります。ヒルズ機構として知られるこの現象は、恒星による星 間天体の捕獲と放出に似ています。

超新星爆発によって引き起こされるHVSも考えられますが、おそらく稀です。このシナリオでは、伴星が超新星爆発を起こした結果として、近接連星系からHVSが放出されます。晩期型B型星の場合、銀河静止系から測定すると最大770km/sの速度で放出される可能性があります。[ 43 ]このメカニズムは、銀河系円盤から放出されるHVSの起源を説明できます。

既知の HVS は、太陽の数倍の質量を持つ 主系列星です。より小さな質量の HVS も期待されており、G 型/K 型矮星の HVS 候補も発見されています。

HVSの中には、破壊された矮小銀河に由来するものがある。この矮小銀河が天の川銀河の中心に最も接近した際、その推進力によるパチンコのような効果で、一部の星が分離して宇宙空間に投げ出された。 [ 44 ]

いくつかの中性子星は同様の速度で移動していると推測されています。これは、超新星爆発の残骸であり、その極端な速度は、非対称な超新星爆発、あるいは超新星爆発中に近傍のパートナーが失われた結果である可能性が非常に高いと考えられます。2007年にチャンドラX線観測衛星によって1,500 km/s（光速の0.5% ）を超える記録的な速度で移動していると測定された中性子星RX J0822-4300は、最初の方法で生成されたと考えられています。[ 45 ]

Ia型超新星の点火に関する一つの説は、連星系における二つの白色矮星の合体が始まり、質量の大きい方の白色矮星が爆発を起こすというものである。質量の小さい方の白色矮星が爆発中に破壊されなければ、破壊された伴星との重力的な束縛がなくなり、爆発前の軌道速度1000～2500km/sの超高速星として系から離脱する。2018年には、ガイア衛星のデータを用いて、このような超高速星が3つ発見された。[ 46 ]

HVSの一部リスト

2014年時点では20のHVSが知られている。[ 47 ] [ 34 ]

運動群

同様の宇宙運動と年齢を示す星の集合は運動群として知られている。[ 48 ]これらは、散開星団の蒸発、星形成領域の残骸、または隣接する領域で異なる時期に重なり合った星形成バーストの集まりなど、共通の起源を持つ可能性のある星である。[ 49 ]ほとんどの星は恒星育成場と呼ばれる分子雲内で生まれる。そのような雲内で形成された星は、年齢と組成が似ている数十から数千のメンバーを含む、重力で結合した散開星団を構成する。これらの星団は時間とともに解離する。星団から脱出した、または互いに結合しなくなった若い星のグループは、恒星の集団を形成する。これらの星が年を取り分散するにつれて、その関連性はもはや容易には分からなくなり、移動する星の集団となる。

天文学者は、星々が同じ年齢、金属量、そして運動学（視線速度と固有運動）を共有していることから、星々が運動学的なグループに属しているかどうかを判断できます。運動するグループに属する星々は、ほぼ同じ時期に同じガス雲から近接して形成され、後に潮汐力によって破壊されたにもかかわらず、類似した特徴を共有しています。[ 50 ]

恒星のつながり

恒星団とは、非常に緩やかな星団であり、その恒星は共通の起源を持ち、現在も宇宙空間を共に運動しているものの、重力による束縛が解けています。恒星団は主に、共通の運動ベクトルと年齢によって識別されます。恒星団の所属を判断する際に、化学組成による識別も用いられます。

恒星の連星は、 1947年にアルメニアの天文学者ヴィクトル・アンバルツミアンによって初めて発見されました。[ 51 ]連星の慣例的な名前には、その連星が位置する星座の名前または略語、連星の種類、そして場合によっては数値識別子が使用されます。

種類

ESOのVISTA赤外線画像によるいっかくじゅう座の恒星育成場

ヴィクトル・アンバルツミアンは、恒星の特性に基づいて、恒星団をOBとTの2つのグループに分類しました。[ 51 ] 3つ目のカテゴリーであるRは、後にシドニー・ファン・デン・ベルフによって、反射星雲を照らす恒星団として提案されました。[ 52 ] OB、T、Rの3つのグループからなる恒星団は、若い恒星のグループの連続体を形成します。しかし、これらが進化の過程によるものなのか、それとも他の要因によるものなのかは、現在のところ不明です。[ 53 ]また、OBとTの両方の特性を示すグループもあるため、分類は必ずしも明確ではありません。

OB協会

大規模な産科協会であるCarina OB1

若い星団にはスペクトル型OおよびBの質量の大きい星が 10 から 100 個含まれており、OB 星団として知られています。さらに、これらの星団には、数百から数千の低質量および中質量の星も含まれています。星団のメンバーは、巨大分子雲内の同じ小さな体積内で形成されると考えられています。周囲の塵とガスが吹き飛ばされると、残りの星は束縛されなくなり、離れていきます。[ 54 ]天の川銀河のすべての星の大部分は、OB 星団で形成されたと考えられています。[ 54 ] O 型の星は寿命が短く、およそ 100 万年後に超新星として寿命を迎えます。その結果、OB 星団の年齢は一般に数百万年かそれ以下です。星団内の OB 星は、1000 万年以内にすべての燃料を使い果たします。(これを現在の太陽の年齢である約 50 億年と比較してください。)

ヒッパルコス衛星は、太陽から650パーセク以内に12個のOB星団の位置を示す測定結果を提供した。[ 55 ]最も近いOB星団は、太陽から約400光年離れたさそり座・ケンタウルス座の星団である。[ 56 ]

OB銀河団は大マゼラン雲やアンドロメダ銀河でも発見されています。これらの銀河団は非常にまばらで、直径1500光年にも及びます。[ 19 ]

T協会

若い恒星群には、まだ主系列に入る過程にある、幼いTタウリ型星が多数含まれていることがある。最大1000個のTタウリ型星からなるこれらのまばらな集団は、Tアソシエーションとして知られている。最も近い例は、太陽から140パーセクの距離にあるTaurus-Auriga Tアソシエーション（Tau–Aur Tアソシエーション）である。 [ 57 ] Tアソシエーションの他の例としては、R Corona Australis Tアソシエーション、Opus Tアソシエーション、Camaeleon Tアソシエーション、およびVelorum Tアソシエーションがある。Tアソシエーションは、それらが形成された分子雲の近くで見つかることが多い。すべてではないが、一部にはO–B型の星が含まれる。グループのメンバーは、同じ年齢と起源、同じ化学組成、および速度ベクトルの同じ振幅と方向を持っている。

R協会

反射星雲を照らす星団はR星団と呼ばれます。この名前は、シドニー・ファン・デン・ベルフがこれらの星雲の星が不均一に分布していることを発見した後に提案したものです。[ 52 ]これらの若い星団には、形成された星間雲を分散させるほど質量の大きくない主系列星が含まれています。[ 53 ]これにより、天文学者は周囲の暗黒雲の性質を調べることができます。R星団はOB星団よりも数が多いため、銀河の渦巻き腕の構造を解明するのに使用できます。[ 58 ] R星団の一例として、太陽から830±50パーセク離れたところにあるいっかくじゅう座R2が挙げられます。 [ 53 ]

グループの移動

地球に最も近い恒星移動群であるおおぐま座移動群

恒星団の残骸が、ある程度まとまった集団として天の川銀河中を漂っている場合、それらは運動群または運動学群と呼ばれます。運動群には、 HR 1614運動群のように20億年も古いものもあれば、 AB Dor運動群のようにわずか1億2000万年しか経っていない若いものもあります。

移動星団は1960年代にオリン・エッゲンによって精力的に研究されました。 [ 59 ]ロペス＝サンティアゴらは、最も近い若い移動星団のリストをまとめています。[ 48 ]最も近いのは、ドゥベとアルカイドを除く、プラウ/北斗七星の星群に含まれるすべての星を含むおおぐま座移動星団です。この星団は太陽が星団の一部ではないものの、その外縁に位置するほど近い距離にあります。そのため、星団のメンバーは北緯60度付近に集中していますが、南緯70度の 南の三角座のように遠く離れた場所にも外れ値があります。

若い移動銀河団のリストは常に更新されています。バンヤンΣツール[ 60 ]は現在、29の近傍の若い移動銀河団をリストしています[ 62 ] [ 61 ] 。最近近傍移動銀河団に追加されたのは、ガイアで発見されたボランス-カリーナ連合 (VCA) [ 63 ]と、ガイアで確認されたアルゴス連合(ARG)です[ 64 ] 。移動銀河団は、さらに小さなグループに細分化されることがあります。大南半球の若い銀河団 (GAYA) は、カリーナ、コロンバ、トゥカナ-ホロロギウムの移動銀河団に細分化されることがわかっています。3つの銀河団は互いにそれほど区別されておらず、同様の運動学的特性を持っています[ 65 ]

若い移動銀河群は年齢がよくわかっており、褐色矮星など年齢の推定が難しい天体の特性評価に役立ちます。[ 66 ]また、近傍の若い移動銀河群のメンバーは、うみへび座TW星などの直接撮影された原始惑星系円盤や、がけ座β星bやGU Psc bなどの直接撮影された太陽系外惑星の候補でもあります。

恒星の流れ

恒星流とは、かつては球状星団や矮小銀河であった銀河を周回する星の集合体であり、現在は潮汐力によって引き裂かれ、軌道に沿って引き伸ばされている。[ 67 ]

既知の運動学群

近くの運動学群には以下のものがある: [ 48 ]

銀河における太陽の動き

太陽系の衛星である地球と月を中心とした太陽の一般的な動きと方向

太陽は、太陽系全体を引いて、銀河の質量の中心を平均速度230 km/s（828,000 km/h）で公転しており、[ 71 ]太陽の形成以来、約20回公転しており、 1公転（銀河年）に約2億2000万～2億5000万地球年かかります。 [ 72 ] [ 73 ]太陽の運動の方向、つまり太陽の頂点は、おおよそベガ星の方向です。[ 74 ]過去には、太陽は局部バブルに入る前に、オリオン-エリダヌス超バブルを通過したと考えられます。 [ 75 ]

銀河系の中心を回る太陽の理想的な軌道。天の川銀河の現在の配置をアーティストが上から見た図で表現した。
紀元前2億5000万年から西暦2億5000万年にかけての太陽が天の川銀河を周回する軌道。単純なモデルによるもので、中心から8キロパーセク離れていると仮定しています。目盛りはキロパーセクです。現在、私たちは(0, 8)にいて、右方向に移動しています。点の間隔は2500万年です。アンドロメダ銀河は右上の765キロパーセク離れています。

銀河系内の星の運動の簡単なモデルでは、銀河座標X、Y、Z（銀河系の中心が常にX方向になるように座標を回転）は次のように表されます。

X（t）＝X（0）+あなた（0）κ罪⁡（κt）+V（0）2B（1−コス⁡（κt））{\displaystyle X(t)=X(0)+{\frac {U(0)}{\kappa }}\sin(\kappa t)+{\frac {V(0)}{2B}}(1-\cos(\kappa t))}

はい（t）＝はい（0）+2あ（X（0）+V（0）2B）t−Ω0BκV（0）罪⁡（κt）+2Ω0κ2あなた（0）（1−コス⁡（κt））{\displaystyle Y(t)=Y(0)+2A\left(X(0)+{\frac {V(0)}{2B}}\right)t-{\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\sin(\kappa t)+{\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)(1-\cos(\kappa t))}

Z（t）＝W（0）ν罪⁡（νt）+Z（0）コス⁡（νt）{\displaystyle Z(t)={\frac {W(0)}{\nu }}\sin(\nu t)+Z(0)\cos(\nu t)}

ここで、 U、V、Wはそれぞれ局所的な静止基準に対する速度、AとBはオールト定数、は局所的な静止基準における銀河の自転の角速度、 は「周転円周波数」、 ν は垂直振動周波数である。[ 76 ]太陽の場合、参考文献で使用されたU、V、Wの現在の値はkm/s であったが、より最近の推定値はであり、他の定数の推定値はA  = 15.5 km/s/ kpc、B  = −12.2 km/s/kpc、 κ = 37 km/s/kpc、 ν=74 km/s/kpc である。X (0)とY (0)をゼロとし、Z (0)は 17 パーセクと推定される。[ 77 ]このモデルは、太陽が銀河の周りを回っている点の周りを回っていることを意味している。太陽がこの点を公転する周期は であり、これは1億6600万年となり、この点が銀河を一周するのにかかる時間よりも短い。( X,Y )座標において、太陽はこの点の周囲に楕円を描き、そのY方向の長さは、U、V、Wのより新しい値を用いて、 Ω0＝あ−B{\displaystyle \オメガ _{0}=AB}κ＝−4Ω0B{\displaystyle \kappa ={\sqrt {-4\Omega _{0}B}}}（あなた（0）、V（0）、W（0））＝（10.00、5.25、7.17）{\displaystyle (U(0),V(0),W(0))=(10.00,5.25,7.17)}（11.1、12.24、7.25）、{\displaystyle (11.1,12.24,7.25),}2π/κ{\displaystyle 2\pi /\kappa }

2×(2Ω0κ2U(0))2+(Ω0BκV(0))2≈1760 parsec.{\displaystyle 2\times {\sqrt {\left({\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)\right)^{2}+\left({\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\right)^{2}}}\approx 1760{\text{ parsec}}.}

そしてX方向の幅は

2×(U(0)κ)2+(V(0)2B)2≈1170 parsec{\displaystyle 2\times {\sqrt {\left({\frac {U(0)}{\kappa }}\right)^{2}+\left({\frac {V(0)}{2B}}\right)^{2}}}\approx 1170{\text{ parsec}}}

（これを銀河中心から太陽までの距離、約7～8キロパーセクと比較してください。）この楕円の長さと幅の比は、近隣のすべての星で同じで、 動いている点は現在 2Ω/κ≈1.50.{\displaystyle 2\Omega /\kappa \approx 1.50.}

X=V(0)2B=−502 parsec{\displaystyle X={\frac {V(0)}{2B}}=-502{\text{ parsec}}}

Y=2Ω0κ2U(0)=455 parsec.{\displaystyle Y={\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)=455{\text{ parsec}}.}

Z方向の振動は太陽を

(W(0)ν)2+Z(0)2=99 parsec{\displaystyle {\sqrt {\left({\frac {W(0)}{\nu }}\right)^{2}+Z(0)^{2}}}=99{\text{ parsec}}}

銀河面の「北」に同じ距離、そして「南」に同じ距離があり、その周期は8300万年で、一周あたり約2.7回である。[ 78 ]は2億2200万年であるが、太陽が公転する地点でのの値は、銀河中心までの距離を8キロパーセクと仮定すると 、2π/ν{\displaystyle 2\pi /\nu }2π/Ω0{\displaystyle 2\pi /\Omega _{0}}Ω{\displaystyle \Omega }R0,{\displaystyle R_{0},}

Ω≈Ω0−2AR0ΔX≈26 km/s/kpc,{\displaystyle \Omega \approx \Omega _{0}-{\frac {2A}{R_{0}}}\Delta X\approx 26{\text{ km/s/kpc}},}

約2億4000万年に相当し（オールト定数を参照）、これは点が銀河を一周するのにかかる時間です。同じ値を持つ他の恒星は、太陽と同じ時間をかけて銀河を一周するため、太陽とほぼ同じ範囲に留まります。 X+V/(2B){\displaystyle X+V/(2B)}

5億年間にわたる太陽の速度成分と周囲の恒星に対する相対速度

このモデルによれば、局所的な静止基準に対する太陽の速度成分は次のようになります。

U(t)=dX(t)dt=U(0)cos⁡(κt)+κV(0)2Bsin⁡(κt)){\displaystyle U(t)={\frac {dX(t)}{dt}}=U(0)\cos(\kappa t)+{\frac {\kappa V(0)}{2B}}\sin(\kappa t))}

V(t)=dY(t)dt−2AX(t)=V(0)cos⁡(κt)−2BκU(0)sin⁡(κt){\displaystyle V(t)={\frac {dY(t)}{dt}}-2AX(t)=V(0)\cos(\kappa t)-{\frac {2B}{\kappa }}U(0)\sin(\kappa t)}

W(t)=dZ(t)dt=W(0)cos⁡(νt)−νZ(0)sin⁡(νt){\displaystyle W(t)={\frac {dZ(t)}{dt}}=W(0)\cos(\nu t)-\nu Z(0)\sin(\nu t)}

スピード

U(t)2+V(t)2+W(t)2{\displaystyle {\sqrt {U(t)^{2}+V(t)^{2}+W(t)^{2}}}}

したがって、(約 14 km/s) から(約 23 km/s)の範囲の値を持つ準周期関数であり、現在の値は約 18 km/s です。 U(0)2+κ2V(0)2/(2B)2{\displaystyle {\sqrt {U(0)^{2}+\kappa ^{2}V(0)^{2}/(2B)^{2}}}}V(0)2+(2B)2U(0)2/κ2+W(0)2+ν2Z(0)2{\displaystyle {\sqrt {V(0)^{2}+(2B)^{2}U(0)^{2}/\kappa ^{2}+W(0)^{2}+\nu ^{2}Z(0)^{2}}}}

このモデルでは、オールトの「定数」と Ω が実際には銀河の中心からの距離とともに減少することを考慮していないことに注意してください。

太陽の天の川銀河の周りの軌道は、銀河の渦巻き腕の中や腕の間などの天の川銀河内の不均一な質量分布のために乱されている。太陽が高密度の渦巻き腕を通過すると、地球の大量絶滅が頻繁に起こると主張されており、これはおそらく衝突イベントの増加によるものと思われる。[ 79 ]太陽系が天の川銀河を1周するのに約2億2500万年から2億5000万年かかり（1銀河年）、[ 73 ]そのため、太陽の一生の間に20から25周したと考えられている。天の川銀河の中心の周りの太陽系の公転速度は約251 km/秒（156 mi/s）である。 [ 80 ]この速度では、太陽系が1光年の距離を移動するのに約1190年、または7日かかる。1 AU . [ 81 ]

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