الحركة النجمية

في علم الفلك ، علم الحركة النجمية هو الدراسة الرصدية أو قياس الحركة أو حركات النجوم عبر الفضاء.

يشمل علم الحركة النجمية قياس سرعات النجوم في مجرة ​​درب التبانة وأقمارها، بالإضافة إلى الحركة الداخلية للمجرات الأبعد . يوفر قياس حركة النجوم في مختلف مكونات مجرة ​​درب التبانة، بما في ذلك القرص الرقيق ، والقرص السميك ، والانتفاخ ، والهالة النجمية ، معلومات مهمة حول تكوين مجرتنا وتاريخ تطورها. كما يمكن أن تكشف قياسات الحركة عن ظواهر غريبة، مثل النجوم فائقة السرعة التي تفلت من مجرة ​​درب التبانة، والتي تُفسَّر على أنها ناتجة عن تفاعلات جاذبية بين النجوم الثنائية والثقب الأسود فائق الكتلة في مركز المجرة .

علم الحركة النجمية مرتبط بعلم ديناميكا النجوم ، ولكنه يختلف عنه، إذ يتناول هذا العلم الدراسة النظرية أو نمذجة حركات النجوم تحت تأثير الجاذبية . وغالباً ما تُقارن نماذج ديناميكا النجوم لأنظمة مثل المجرات أو التجمعات النجمية ببيانات الحركة النجمية، أو تُختبر في ضوءها، لدراسة تاريخها التطوري وتوزيع كتلتها، وللكشف عن وجود المادة المظلمة أو الثقوب السوداء فائقة الكتلة من خلال تأثيرها الجاذبي على مدارات النجوم.

يمكن قياس مركبة حركة النجم باتجاه الشمس أو بعيدًا عنها، والمعروفة بالسرعة الشعاعية ، من خلال انزياح الطيف الناتج عن تأثير دوبلر . أما الحركة المستعرضة، أو الحركة الذاتية، فتُحدد بإجراء سلسلة من القياسات الموضعية بالنسبة إلى أجسام أبعد. وبمجرد تحديد المسافة إلى النجم باستخدام وسائل القياس الفلكي ، مثل اختلاف المنظر ، يمكن حساب السرعة الفضائية. ^{[ 2 ]} هذه هي الحركة الفعلية للنجم بالنسبة إلى الشمس أو إلى المعيار المرجعي المحلي . ويُعتبر المعيار المرجعي المحلي عادةً موقعًا عند موقع الشمس الحالي، حيث يدور النجم في مدار دائري حول مركز المجرة بسرعة متوسطة للنجوم القريبة ذات التشتت المنخفض في السرعة. ^{[ 3 ]} تُسمى حركة الشمس بالنسبة إلى المعيار المرجعي المحلي "الحركة الشمسية الخاصة".

تُرمز عادةً بمكونات سرعة الفضاء في نظام الإحداثيات المجرية لمجرة درب التبانة إلى U وV وW، بوحدة كم/ث، حيث تكون U موجبة باتجاه مركز المجرة، وV موجبة باتجاه دوران المجرة ، وW موجبة باتجاه القطب الشمالي للمجرة . ^{[ 4 ]} الحركة الخاصة للشمس بالنسبة إلى نظام الإحداثيات المجرية هي ^{[ 5 ]}

(U, V, W) = (11.1, 12.24, 7.25)  كم/ث،

مع هامش خطأ إحصائي (+0.69−0.75، +0.47−0.47، +0.37−0.36)  كم/ث، وهامش خطأ منهجي (1، 2، 0.5)  كم/ث. (لاحظ أن V  أكبر بمقدار 7 كم/ث من القيمة المقدرة في عام 1998 من قبل ديهنين وآخرون ^{[ 6 ]} ).

تُقدّم دراسة الحركة النجمية معلومات فيزيائية فلكية هامة حول النجوم والمجرات التي تدور فيها. وتُسهم بيانات الحركة النجمية، عند دمجها مع النماذج الفيزيائية الفلكية، في توفير معلومات قيّمة حول النظام المجري ككل. وقد قدّمت قياسات سرعات النجوم في المناطق الداخلية للمجرات، بما في ذلك مجرة ​​درب التبانة، أدلةً على أن العديد من المجرات تضم ثقوبًا سوداء فائقة الكتلة في مركزها. ^{[ 7 ] [ 8 ]} وفي المناطق الأبعد من المجرات، مثل هالة المجرة، تُقدّم قياسات سرعة العناقيد الكروية التي تدور في هذه المناطق الهالية أدلةً على وجود المادة المظلمة . ويستند كلا الأمرين إلى حقيقة أساسية، وهي أن الحركة النجمية ترتبط بالجهد الكلي الذي تُحيط به النجوم. هذا يعني أنه إذا أُجريت قياسات دقيقة لحركة النجوم حول نجم أو مجموعة نجوم تدور في منطقة معينة من مجرة، فإنه يمكن استنتاج الجهد التثاقلي وتوزيع الكتلة، علمًا بأن الجهد التثاقلي الذي يرتبط به النجم هو ما يُنتج مداره ويُشكل دافعًا لحركته النجمية. ومن أمثلة استخدام علم الحركة مع النمذجة لبناء نظام فيزيائي فلكي ما يلي:

• دوران قرص مجرة ​​درب التبانة : من خلال دراسة الحركات الذاتية والسرعات الشعاعية للنجوم داخل قرص مجرة ​​درب التبانة، يمكن إثبات وجود دوران تفاضلي. وعند دمج هذه القياسات للحركات الذاتية للنجوم وسرعاتها الشعاعية، إلى جانب نمذجة دقيقة، يُمكن الحصول على صورة لدوران قرص مجرة ​​درب التبانة. وتُجسد ثوابت أورت الطبيعة المحلية لدوران المجرة في الجوار الشمسي . ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]}
• المكونات البنيوية لمجرة درب التبانة : باستخدام علم الحركة النجمية، يبني علماء الفلك نماذج تسعى إلى تفسير البنية المجرية العامة من حيث مجموعات نجمية حركية متميزة. هذا ممكن لأن هذه المجموعات المتميزة غالبًا ما تقع في مناطق محددة من المجرات. على سبيل المثال، داخل مجرة ​​درب التبانة ، توجد ثلاثة مكونات رئيسية، لكل منها حركية نجمية مميزة خاصة بها: القرص ، والهالة، والانتفاخ أو القضيب . ترتبط هذه المجموعات الحركية ارتباطًا وثيقًا بالمجموعات النجمية في مجرة ​​درب التبانة، مما يشكل ارتباطًا قويًا بين الحركة والتركيب الكيميائي، مما يشير إلى آليات تكوين مختلفة. بالنسبة لمجرة درب التبانة، فإن سرعة نجوم القرص هي${\displaystyle \mathrm {V} =220~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$وسرعة جذر متوسط ​​المربعات (RMS ) نسبةً إلى هذه السرعة${\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =50~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$بالنسبة لنجوم انتفاخ المجرة، تكون السرعات عشوائية الاتجاه مع سرعة جذر متوسط ​​تربيعي نسبية أكبر من${\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =150~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$ولا توجد سرعة دائرية صافية. ^{[ 12 ]} تتكون هالة المجرة النجمية من نجوم ذات مدارات تمتد إلى المناطق الخارجية للمجرة. بعض هذه النجوم يدور باستمرار بعيدًا عن مركز المجرة، بينما يسلك البعض الآخر مسارات توصله إلى مسافات متفاوتة من مركز المجرة. تتميز هذه النجوم بدوران متوسط ​​ضئيل أو معدوم. ينتمي العديد من النجوم في هذه المجموعة إلى عناقيد كروية تشكلت منذ زمن بعيد، وبالتالي لها تاريخ تكوين مميز، يمكن استنتاجه من حركتها وانخفاض نسبة المعادن فيها. يمكن تقسيم الهالة إلى هالة داخلية وهالة خارجية، حيث تتحرك الهالة الداخلية حركة أمامية صافية بالنسبة لمجرة درب التبانة، بينما تتحرك الهالة الخارجية حركة خلفية صافية . ^{[ 13 ]}
• المجرات الخارجية : تُتيح الملاحظات الطيفية للمجرات الخارجية تحديد خصائص الحركة الكلية للنجوم التي تحتويها. ورغم أن هذه التجمعات النجمية في المجرات الخارجية لا تُحلَّل عادةً بدقة كافية لتتبع حركة النجوم الفردية (باستثناء أقرب المجرات)، فإن قياسات حركية التجمع النجمي المتكامل على طول خط الرؤية تُوفر معلومات تشمل متوسط ​​السرعة وتشتت السرعة، والتي يُمكن استخدامها لاستنتاج توزيع الكتلة داخل المجرة. كما يُعطي قياس متوسط ​​السرعة كدالة للموقع معلومات عن دوران المجرة، مع وجود مناطق متميزة من المجرة تُظهر انزياحًا نحو الأحمر / الأزرق بالنسبة لسرعتها النظامية .
• توزيعات الكتلة : من خلال قياس الحركة الديناميكية للأجسام المتتبعة، مثل العناقيد الكروية ومدارات المجرات القزمة التابعة القريبة ، يمكننا تحديد توزيع كتلة مجرة ​​درب التبانة أو غيرها من المجرات. ويتحقق ذلك بدمج القياسات الحركية مع النمذجة الديناميكية.

في عام 2018، مثّل الإصدار الثاني من بيانات غايا (GAIA DR2) نقلة نوعية في علم الحركة النجمية، إذ وفّر مجموعة بيانات غنية بالقياسات الدقيقة. شمل هذا الإصدار بيانات تفصيلية عن الحركة النجمية وبيانات اختلاف المنظر النجمي ، مما ساهم في فهم أدقّ لبنية مجرة ​​درب التبانة. والجدير بالذكر أنه سهّل تحديد الحركات الذاتية للعديد من الأجرام السماوية، بما في ذلك الحركات الذاتية المطلقة لـ 75 عنقودًا كرويًا تقع على مسافات تصل إلى${\displaystyle G=21}$وحد ساطع من${\displaystyle G\approx }$${\displaystyle 3}$^{[ 14 ]} علاوة على ذلك ، مكّنت مجموعة بيانات غايا الشاملة من قياس الحركات الذاتية المطلقة في المجرات الكروية القزمة القريبة ، ما شكّل مؤشرات حاسمة لفهم توزيع الكتلة داخل مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 15 ]} حسّن الإصدار الثالث من بيانات غايا (GAIA DR3) جودة البيانات المنشورة سابقًا من خلال توفير معايير فيزيائية فلكية مفصلة. ^{[ 16 ]} في حين لم يُكشف النقاب بعد عن الإصدار الرابع الكامل من بيانات غايا (GAIA DR4)، إلا أن أحدث إصدار يقدم رؤى محسّنة حول الأقزام البيضاء، والنجوم فائقة السرعة ، وعدسات الجاذبية الكونية ، وتاريخ اندماج المجرة . ^{[ 17 ]}

يمكن تصنيف النجوم داخل المجرات بناءً على حركتها. على سبيل المثال، يمكن تقسيم نجوم مجرة ​​درب التبانة إلى مجموعتين رئيسيتين، استنادًا إلى نسبة العناصر المعدنية فيها ، أي نسبة العناصر ذات الأعداد الذرية الأعلى من الهيليوم. وقد وُجد أن نجوم المجموعة الأولى ، ذات نسبة العناصر المعدنية الأعلى، تقع عمومًا في القرص النجمي، بينما تدور نجوم المجموعة الثانية الأقدم في مدارات عشوائية ذات دوران صافٍ ضئيل. ^{[ 18 ]} وتمتلك الأخيرة مدارات إهليلجية مائلة على مستوى مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 18 ]} كما أدت مقارنة حركية النجوم القريبة إلى تحديد تجمعات نجمية . وهي على الأرجح مجموعات من النجوم تشترك في نقطة أصل مشتركة في السحب الجزيئية العملاقة. ^{[ 19 ]}

توجد طرق عديدة لتصنيف النجوم بناءً على مركبات سرعتها المقاسة، مما يوفر معلومات تفصيلية حول طبيعة وقت تكوّن النجم، وموقعه الحالي، والبنية العامة للمجرة. فعندما يتحرك نجم في مجرة، يلعب الجهد الجاذبي المُعدَّل لجميع النجوم الأخرى والكتل الأخرى داخل المجرة دورًا رئيسيًا في تحديد حركته. ^{[ 20 ]} ويمكن أن توفر حركية النجوم معلومات قيّمة حول موقع تكوّن النجم داخل المجرة. كما يمكن أن تُساعد قياسات حركية نجم مُحدد في تحديد النجوم الشاذة، مثل النجوم عالية السرعة التي تتحرك بسرعة أكبر بكثير من جيرانها القريبين.

نجوم عالية السرعة

بحسب التعريف، يُعرَّف النجم عالي السرعة بأنه نجم يتحرك بسرعة تتراوح بين 65  و100  كم/ث مقارنةً بمتوسط ​​حركة النجوم الأخرى في جواره. وتُعرَّف هذه السرعة أحيانًا بأنها فوق صوتية بالنسبة للوسط بين النجوم المحيط. وتشمل أنواع النجوم عالية السرعة ثلاثة أنواع: النجوم الهاربة، ونجوم الهالة، والنجوم فائقة السرعة. وقد درس يان أورت النجوم عالية السرعة، مستخدمًا بياناتها الحركية للتنبؤ بأن هذه النجوم تمتلك سرعة مماسية ضئيلة للغاية. ^{[ 21 ]}

نجوم هاربون

النجم الهارب هو نجم يتحرك في الفضاء بسرعة عالية بشكل غير طبيعي بالنسبة للوسط النجمي المحيط به . وغالبًا ما تشير حركته الذاتية بعيدًا تمامًا عن التجمع النجمي الذي كان النجم عضوًا فيه قبل أن يُقذف خارجه.

تشمل الآليات التي قد تؤدي إلى ظهور نجم لامع ما يلي:

• يمكن أن تؤدي التفاعلات الجاذبية بين النجوم في نظام نجمي إلى تسارع كبير لنجم واحد أو أكثر من النجوم المعنية. وفي بعض الحالات، قد تُقذف النجوم إلى الخارج. ^{[ 22 ]} يمكن أن يحدث هذا في أنظمة نجمية مستقرة ظاهريًا تتكون من ثلاثة نجوم فقط، كما هو موضح في دراسات مسألة الأجسام الثلاثة في نظرية الجاذبية. ^{[ 23 ]}
• قد يؤدي تصادم أو اقتراب شديد بين الأنظمة النجمية، بما في ذلك المجرات، إلى تفكك كلا النظامين، حيث تتسارع بعض النجوم إلى سرعات عالية، أو حتى تُقذف. ومن الأمثلة واسعة النطاق على ذلك التفاعل الجاذبي بين مجرة ​​درب التبانة وسحابة ماجلان الكبرى . ^{[ 24 ]}
• يمكن لانفجار مستعر أعظم في نظام نجمي متعدد أن يُسرّع كلاً من بقايا المستعر الأعظم والنجوم المتبقية إلى سرعات عالية. ^{[ 25 ] [ 26 ]}

قد تُسرّع آليات متعددة نفس النجم الهارب. على سبيل المثال، قد ينفجر نجم ضخم، قُذف في الأصل بفعل تفاعلات الجاذبية مع جيرانه من النجوم، كمستعر أعظم، مُنتجًا بقايا ذات سرعة مُعدّلة بفعل قوة الانفجار. إذا حدث هذا المستعر الأعظم في جوار قريب جدًا من نجوم أخرى، فمن المحتمل أن يُنتج المزيد من النجوم الهاربة في هذه العملية.

من الأمثلة على مجموعة النجوم الهاربة ذات الصلة، حالة AE Aurigae و 53 Arietis و Mu Columbae ، حيث تتباعد جميعها عن بعضها البعض بسرعات تتجاوز 100  كم/ث (للمقارنة، تتحرك الشمس عبر مجرة ​​درب التبانة  بسرعة تزيد حوالي 20 كم/ث عن المتوسط ​​المحلي). وبتتبع مساراتها، نجد أنها تتقاطع بالقرب من سديم الجبار قبل حوالي  مليوني سنة. ويُعتقد أن حلقة برنارد هي بقايا المستعر الأعظم الذي أطلق هذه النجوم الأخرى.

ومن الأمثلة الأخرى جسم الأشعة السينية Vela X-1 ، حيث تكشف التقنيات الرقمية الضوئية عن وجود قطع زائد نموذجي لصدمة القوس فوق الصوتية .

نجوم هالو

نجوم الهالة هي نجوم قديمة جدًا ذات نسبة معدنية منخفضة ^{[ 27 ]} ، ولا تدور في مدارات دائرية حول مركز مجرة ​​درب التبانة داخل قرصها. بل تدور في مدارات إهليلجية، غالبًا ما تكون مائلة بالنسبة للقرص، مما يجعلها أعلى وأسفل مستوى مجرة ​​درب التبانة. ورغم أن سرعاتها المدارية بالنسبة لمجرة درب التبانة قد لا تتجاوز سرعات نجوم القرص، إلا أن اختلاف مساراتها يؤدي إلى سرعات نسبية عالية.

من الأمثلة النموذجية على ذلك نجوم الهالة التي تعبر قرص مجرة ​​درب التبانة بزوايا حادة.  يُعد نجم كابتين ، أحد أقرب 45 نجمًا ، مثالًا على النجوم عالية السرعة التي تقع بالقرب من الشمس: تبلغ سرعته الشعاعية المرصودة -245  كم/ث، ومكونات سرعته الفضائية هي u = +19 كم/ث، و v = -288 كم/ث، و w = -52 كم/ث.

نجوم فائقة السرعة

تتميز النجوم فائقة السرعة (المُشار إليها اختصارًا بـ HVS أو HV في فهارس النجوم) بسرعات أعلى بكثير من بقية نجوم المجرة. بل قد تتجاوز سرعة بعض هذه النجوم سرعة الإفلات من المجرة. ^{[ 28 ]} في مجرة ​​درب التبانة، تبلغ سرعة النجوم عادةً حوالي 100  كم/ث، بينما تبلغ سرعة النجوم فائقة السرعة عادةً حوالي 1000  كم/ث. يُعتقد أن معظم هذه النجوم سريعة الحركة تتشكل بالقرب من مركز مجرة ​​درب التبانة، حيث يوجد عدد أكبر منها مقارنةً بالمناطق الأبعد. يُعدّ النجم القزم الفرعي من الفئة O، US 708 ، أحد أسرع النجوم المعروفة في مجرتنا، وهو يتحرك مبتعدًا عن مجرة ​​درب التبانة بسرعة إجمالية تبلغ حوالي 1200  كم/ث.

تنبأ جاك جي. هيلز لأول مرة بوجود أنظمة الرؤية البشرية في عام 1988. ^{[ 29 ]} وقد تم تأكيد ذلك لاحقًا في عام 2005 من قبل وارن براون، ومارجريت جيلر ، وسكوت كينيون ، ومايكل كورتز . ^{[ 30 ]} اعتبارًا من عام 2008،عُرفت عشرة نجوم فائقة السرعة غير مرتبطة ، يُعتقد أن أحدها نشأ من سحابة ماجلان الكبرى وليس من مجرة ​​درب التبانة . ^{[ 31 ]} وأكدت قياسات لاحقة أن منشأه يقع داخل مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 32 ]} ونظرًا لعدم اليقين بشأن توزيع الكتلة داخل مجرة ​​درب التبانة، يصعب تحديد ما إذا كان نجم فائق السرعة غير مرتبط. ويُحتمل أن تكون خمسة نجوم أخرى معروفة فائقة السرعة غير مرتبطة بمجرة درب التبانة، بينما يُعتقد أن ستة عشر نجمًا فائق السرعة مرتبطة بها. ويقع أقرب نجم فائق السرعة معروف حاليًا (HVS2) على بُعد حوالي 19 كيلوبارسيك من الشمس. 

اعتبارًا من 1 سبتمبر 2017  تم رصد ما يقارب 20 نجمًا فائق السرعة. على الرغم من أن معظمها رُصد في نصف الكرة الشمالي ، إلا أنه لا يزال من المحتمل وجود نجوم فائقة السرعة لا يمكن رصدها إلا من نصف الكرة الجنوبي . ^{[ 33 ]}

يُعتقد بوجود حوالي 1000 نجم فائق السرعة في مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 34 ]} وبالنظر إلى وجود ما يقارب 100 مليار نجم في مجرة ​​درب التبانة ، فإن هذه النسبة ضئيلة للغاية (~0.000001%). تُظهر نتائج الإصدار الثاني من بيانات غايا (DR2) أن معظم النجوم المتأخرة عالية السرعة لديها احتمالية عالية للارتباط بمجرة درب التبانة. ^{[ 35 ]} ومع ذلك، فإن النجوم المرشحة البعيدة فائقة السرعة تبدو أكثر جدوى. ^{[ 36 ]}

في مارس 2019، تم الإبلاغ عن أن LAMOST-HVS1 هو نجم فائق السرعة مؤكد تم قذفه من القرص النجمي لمجرة درب التبانة. ^{[ 37 ]}

في يوليو/تموز 2019، أعلن علماء الفلك عن اكتشاف نجم من النوع A، يُدعى S5-HVS1 ، يتحرك بسرعة 1755 كم/ث (3,930,000 ميل/ساعة) ، وهي سرعة تفوق أي نجم آخر تم رصده حتى ذلك الحين. يقع هذا النجم في كوكبة الكركي (أو الجرو) في سماء نصف الكرة الجنوبي، ويبعد حوالي 29,000 سنة ضوئية (1.8 × 10⁹ وحدة ^فلكية ) عن الأرض. يُعتقد أنه قد قُذف من مجرة ​​درب التبانة بعد تفاعله مع القوس A* ، الثقب الأسود الهائل في مركز المجرة. ^{[ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]}    

أصل النجوم فائقة السرعة

يُعتقد أن النجوم فائقة السرعة تنشأ في الغالب من خلال اقتراب النجوم الثنائية من الثقب الأسود الهائل في مركز مجرة ​​درب التبانة . يُجذب أحد النجمين بفعل جاذبية الثقب الأسود (بمعنى دخوله في مدار حوله)، بينما يفلت الآخر بسرعة عالية، ليصبح نجمًا فائق السرعة. تُعرف هذه الظاهرة بآلية هيلز ، وهي تُشابه عملية التقاط النجوم للأجسام بين النجوم وقذفها.

قد يكون من الممكن أيضًا ظهور النجوم فائقة السرعة الناتجة عن المستعرات العظمى، على الرغم من ندرتها على الأرجح. في هذا السيناريو، يُقذف نجم فائق السرعة من نظام ثنائي متقارب نتيجة انفجار نجمه المرافق كمستعر أعظم. تصل سرعات القذف إلى 770  كم/ث، كما تُقاس من الإطار المرجعي للمجرة، بالنسبة للنجوم من النوع B المتأخر. ^{[ 43 ]} يمكن لهذه الآلية أن تفسر أصل النجوم فائقة السرعة التي تُقذف من قرص المجرة.

النجوم فائقة السرعة المعروفة هي نجوم من نجوم التسلسل الرئيسي ذات كتل تفوق كتلة الشمس ببضعة أضعاف. ومن المتوقع أيضاً وجود نجوم فائقة السرعة ذات كتل أصغر، وقد تم العثور على مرشحين من نوع الأقزام G/K فائقة السرعة.

ربما نشأت بعض النجوم فائقة السرعة من مجرة ​​قزمة ممزقة. عندما اقتربت هذه المجرة من مركز مجرة ​​درب التبانة، انفصلت بعض نجومها وقُذفت إلى الفضاء، نتيجة لتأثير يشبه المقلاع الناتج عن هذا الارتفاع. ^{[ 44 ]}

يُعتقد أن بعض النجوم النيوترونية تتحرك بسرعات مماثلة. قد يرتبط هذا الأمر بالنجوم فائقة السرعة وآلية قذفها. النجوم النيوترونية هي بقايا انفجارات المستعرات العظمى ، ومن المرجح أن تكون سرعاتها الهائلة ناتجة عن انفجار مستعر أعظم غير متماثل أو فقدان النجم المجاور لها أثناء انفجارات المستعرات العظمى التي تشكلها. يُعتقد أن النجم النيوتروني RX J0822-4300 ، الذي رُصدت سرعته القياسية التي تجاوزت 1500  كم/ث (0.5% من سرعة الضوء ) عام 2007 بواسطة مرصد تشاندرا للأشعة السينية ، قد تشكل بالطريقة الأولى. ^{[ 45 ]}

تُشير إحدى النظريات المتعلقة بانفجار المستعرات العظمى من النوع Ia إلى بدء اندماج قزمين أبيضين في نظام نجمي ثنائي، مما يُؤدي إلى انفجار القزم الأبيض الأكبر كتلة. إذا لم يُدمَّر القزم الأبيض الأقل كتلة خلال الانفجار، فلن يكون مرتبطًا جاذبيًا بنجمه المُدمَّر، مما يُؤدي إلى خروجه من النظام كنجم فائق السرعة بسرعة مدارية تتراوح بين 1000 و2500  كم/ث، وهي السرعة التي كان يدور بها قبل الانفجار. في عام 2018، تم اكتشاف ثلاثة نجوم من هذا النوع باستخدام بيانات من القمر الصناعي غايا. ^{[ 46 ]}

قائمة جزئية من HVSs

اعتبارًا من عام 2014، تم التعرف على عشرين نوعًا من أنواع HVS.^{[ 47 ] [ 34 ]}

• HVS 1 – ( SDSS J090744.99+024506.8 ) (المعروف أيضًا باسم النجم المنبوذ) – أول نجم فائق السرعة يتم اكتشافه ^{[ 30 ]}
• HVS 2 – (SDSS J093320.86+441705.4 أو US 708 )
• HVS 3 – ( HE 0437-5439 ) – ربما من سحابة ماجلان الكبرى ^{[ 31 ]}
• 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 )
• CWISE J1249+3621
• RX J0822−4300
• S5-HVS1

تُعرف مجموعة النجوم ذات الحركة الفضائية والأعمار المتشابهة بالمجموعة الحركية. ^{[ 48 ]} وهي نجوم قد تشترك في أصل واحد، مثل تبخر عنقود مفتوح ، أو بقايا منطقة تشكل النجوم، أو مجموعات من انفجارات تشكل النجوم المتداخلة في فترات زمنية مختلفة في مناطق متجاورة. ^{[ 49 ]} تولد معظم النجوم داخل سحب جزيئية تُعرف باسم حاضنات النجوم . تُشكل النجوم المتكونة داخل هذه السحب عناقيد مفتوحة مرتبطة جاذبيًا ، تحتوي على عشرات إلى آلاف النجوم ذات أعمار وتراكيب متشابهة. تتفكك هذه العناقيد بمرور الوقت. تُشكل مجموعات النجوم الشابة التي تفلت من العنقود، أو التي لم تعد مرتبطة ببعضها البعض، تجمعات نجمية. مع تقدم هذه النجوم في العمر وتشتتها، يصبح ارتباطها غير واضح، وتتحول إلى مجموعات متحركة من النجوم.

يستطيع علماء الفلك تحديد ما إذا كانت النجوم تنتمي إلى مجموعة حركية معينة لأنها تشترك في نفس العمر، والتركيب المعدني ، والحركة ( السرعة الشعاعية والحركة الذاتية ). ولأن النجوم في المجموعة المتحركة تشكلت في مكان قريب وفي نفس الوقت تقريبًا من نفس سحابة الغاز، على الرغم من تفككها لاحقًا بفعل قوى المد والجزر، فإنها تشترك في خصائص متشابهة. ^{[ 50 ]}

ارتباطات نجمية

التجمع النجمي عبارة عن عنقود نجمي فضفاض للغاية ، تشترك نجومه في أصل مشترك وتتحرك معًا في الفضاء، لكنها أصبحت غير مرتبطة جاذبيًا. يتم تحديد التجمعات النجمية بشكل أساسي من خلال متجهات حركتها المشتركة وأعمارها. كما يُستخدم التركيب الكيميائي أيضًا لتحديد انتماءات التجمعات.

تم اكتشاف التجمعات النجمية لأول مرة من قبل عالم الفلك الأرمني فيكتور أمبارتسوميان في عام 1947. ^{[ 51 ]} يستخدم الاسم التقليدي للتجمع أسماء أو اختصارات الكوكبة ( أو الكوكبات) التي تقع فيها؛ نوع التجمع، وأحيانًا معرف رقمي.

الأنواع

صنّف فيكتور أمبارتسوميان التجمعات النجمية لأول مرة إلى مجموعتين، OB وT، بناءً على خصائص نجومها. ^{[ 51 ]} واقترح سيدني فان دن بيرغ لاحقًا فئة ثالثة، R، للتجمعات التي تُضيء السدم الانعكاسية . ^{[ 52 ]} تُشكّل تجمعات OB وT وR سلسلة متصلة من التجمعات النجمية الفتية. لكن من غير المؤكد حاليًا ما إذا كانت تمثل تسلسلًا تطوريًا، أو أنها تُشير إلى عامل آخر مؤثر. ^{[ 53 ]} كما تُظهر بعض المجموعات خصائص تجمعات OB وT معًا، لذا فإن التصنيف ليس دائمًا واضحًا تمامًا.

جمعيات طب التوليد

تتكون التجمعات النجمية الفتية من 10 إلى 100 نجم ضخم من الفئتين الطيفيتين O و B ، وتُعرف باسم تجمعات OB . بالإضافة إلى ذلك، تحتوي هذه التجمعات على مئات أو آلاف النجوم ذات الكتل المنخفضة والمتوسطة. يُعتقد أن أعضاء التجمع يتشكلون ضمن حيز صغير داخل سحابة جزيئية عملاقة . بمجرد أن يتبدد الغبار والغاز المحيط، تنفصل النجوم المتبقية وتبدأ في التباعد. ^{[ 54 ]} يُعتقد أن غالبية نجوم مجرة ​​درب التبانة قد تشكلت في تجمعات OB. ^{[ 54 ]} تتميز نجوم الفئة O بقصر عمرها، حيث تنفجر كمستعرات عظمى بعد حوالي مليون سنة. ونتيجة لذلك، لا يتجاوز عمر تجمعات OB عادةً بضعة ملايين من السنين. ستستهلك نجوم OB في التجمع كل وقودها في غضون عشرة ملايين سنة. (قارن هذا بعمر الشمس الحالي الذي يبلغ حوالي خمسة مليارات سنة).

قدّم القمر الصناعي هيباركوس قياسات حددت مواقع اثني عشر تجمعًا نجميًا من نوع OB ضمن نطاق 650 فرسخًا فلكيًا من الشمس. ^{[ 55 ]} أقرب تجمع نجمي من نوع OB هو تجمع العقرب-قنطورس ، الذي يقع على بعد حوالي 400 سنة ضوئية من الشمس . ^{[ 56 ]}

كما تم العثور على تجمعات من نوع OB في سحابة ماجلان الكبرى ومجرة أندروميدا . ويمكن أن تكون هذه التجمعات متباعدة للغاية، حيث تمتد على مسافة 1500 سنة ضوئية في القطر. ^{[ 19 ]}

ارتباطات T

قد تحتوي المجموعات النجمية الفتية على عدد من نجوم تي تاوري الوليدة التي لا تزال في طور دخول التسلسل الرئيسي . تُعرف هذه التجمعات المتفرقة التي يصل عددها إلى ألف نجم من نجوم تي تاوري باسم تجمعات تي . أقرب مثال على ذلك هو تجمع الثور-مسكونة تي (تجمع تاو-أور تي)، الذي يقع على بُعد 140 فرسخًا فلكيًا من الشمس. ^{[ 57 ]} تشمل الأمثلة الأخرى لتجمعات تي تجمع آر كورونا أستراليس تي ، وتجمع لوبوس تي ، وتجمع الحرباء تي ، وتجمع فيلوروم تي . غالبًا ما توجد تجمعات تي بالقرب من السحابة الجزيئية التي تشكلت منها. بعضها، وليس كلها، يضم نجومًا من الفئة O-B. تتميز أفراد المجموعة بنفس العمر والأصل، ونفس التركيب الكيميائي، ونفس السعة والاتجاه في متجه سرعتها.

ارتباطات R

تُسمى تجمعات النجوم التي تُضيء السدم الانعكاسية بتجمعات R ، وهو اسم اقترحه سيدني فان دن بيرغ بعد أن اكتشف أن النجوم في هذه السدم تتوزع بشكل غير منتظم. ^{[ 52 ]} تحتوي هذه التجمعات النجمية الفتية على نجوم من التسلسل الرئيسي ليست ضخمة بما يكفي لتشتيت السحب بين النجوم التي تشكلت فيها. ^{[ 53 ]} وهذا يسمح لعلماء الفلك بدراسة خصائص السحابة المظلمة المحيطة بها. ولأن تجمعات R أكثر وفرة من تجمعات OB، يمكن استخدامها لتتبع بنية الأذرع الحلزونية للمجرة. ^{[ 58 ]} ومن أمثلة تجمعات R نجم مونوسيروس R2 ، الذي يقع على بُعد 830 ± 50 فرسخًا فلكيًا من الشمس. ^{[ 53 ]}

مجموعات النقل

إذا انجرفت بقايا تجمع نجمي عبر مجرة ​​درب التبانة ككتلة متماسكة إلى حد ما، فإنها تُسمى مجموعة متحركة أو مجموعة حركية . قد تكون المجموعات المتحركة قديمة، مثل مجموعة HR 1614 المتحركة التي يبلغ عمرها ملياري عام، أو حديثة، مثل مجموعة AB Dor المتحركة التي يبلغ عمرها 120  مليون عام فقط.

درس أولين إيجن المجموعات النجمية المتحركة دراسةً مكثفةً في ستينيات القرن الماضي. ^{[ 59 ]} وقد جمع لوبيز سانتياغو وآخرون قائمةً بأقرب المجموعات النجمية المتحركة الشابة . ^{[ 48 ]} وأقربها هي مجموعة الدب الأكبر المتحركة ، التي تضم جميع نجوم كوكبة الدب الأكبر باستثناء الدبة والقائد . وهي قريبةٌ بما يكفي بحيث تقع الشمس على أطرافها الخارجية، دون أن تكون جزءًا منها. ولذلك، على الرغم من تركز أعضائها عند خطوط عرض قريبة من 60° شمالًا، فإن بعض النجوم البعيدة تصل في السماء إلى المثلث الجنوبي عند 70° جنوبًا.

تتطور قائمة المجموعات المتحركة الشابة باستمرار. تُدرج  أداة Banyan Σ ^{[ 60 ]}  حاليًا 29 مجموعة متحركة شابة قريبة ^{[ 62 ] [ 61 ].} ومن الإضافات الحديثة إلى المجموعات المتحركة القريبة: رابطة فولانس-كارينا (VCA)، التي اكتُشفت بواسطة غايا [ ^{63 ]، ورابطة} أرغوس ( ARG)، التي تم تأكيدها بواسطة غايا ^{[ 64 ]} . يمكن أحيانًا تقسيم المجموعات المتحركة إلى مجموعات أصغر متميزة. وُجد أن مُركب رابطة أوسترال الشابة الكبرى (GAYA) مُقسّم إلى المجموعات المتحركة: كارينا ، وكولومبا ، وتوكانا-هورولوجيوم . لا تتميز هذه الروابط الثلاثة كثيرًا عن بعضها البعض، ولها خصائص حركية متشابهة ^{[ 65 ] .}

تتمتع المجموعات النجمية الشابة المتحركة بأعمار معروفة جيدًا، ويمكنها أن تدعم توصيف الأجسام التي يصعب تقدير أعمارها ، مثل الأقزام البنية . ^{[ 66 ]} كما أن أعضاء المجموعات النجمية الشابة المتحركة القريبة مرشحون لأقراص كوكبية أولية مصورة مباشرة ، مثل TW Hydrae، أو كواكب خارجية مصورة مباشرة ، مثل Beta Pictoris b أو GU Psc b .

بثوث رائعة

التيار النجمي هو تجمع من النجوم يدور حول مجرة ، ويتخذ شكل تيار نجمي ممتد. غالبًا ما كانت النجوم التي تشكل جزءًا من التيارات النجمية جزءًا من عنقود كروي أو مجرة ​​قزمة . إلا أن نظامها الأصلي قد تمزق وتمدد بفعل قوى المد والجزر للمجرة الأكبر. ^{[ 67 ] [ 68 ]} تُعد التيارات النجمية بالغة الأهمية لفهم تفاعل المجرات ، فهي تُظهر تاريخ تلك المجرة، وتُبين أن التفاعلات بين المجرات لا تزال تحدث في الكون الحديث . غالبًا ما اقتصرت دراسة التيارات النجمية على تلك المحلية التي تدور حول مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 69 ]}

تيارات التجمعات الكروية

تُعرف التيارات النجمية المنبثقة من العناقيد الكروية باسم تيارات العناقيد الكروية ( تيارات GC ). ويبدو أن هذه الظاهرة شائعة، حيث تنشأ العديد من التيارات النجمية حول مجرة ​​درب التبانة من عناقيد كروية تفككت بفعل قوى المد والجزر. وقد تسبب ذلك في فقدان كبير للكتلة من العنقود، مما أدى إلى تغيير جذري في خصائصه وبيئته. ^{[ 70 ]} ويمكن للمراصد الفلكية، مثل مرصد فيرا سي. روبين وتلسكوب نانسي غريس رومان الفضائي، رصد ما يصل إلى 1000 تيار من تيارات العناقيد الكروية حول مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 71 ]}

تُعدّ هذه الأجسام مهمة للدراسة لقدرتها على تتبع الهالات الفرعية للمادة المظلمة منخفضة الكتلة ، كونها من بين أكثر المؤشرات حساسيةً لها. ويُسهم التحليل المشترك لجميع أجسام هذا التيار في فرض قيود قوية على كتلة وطبيعة هذه الهالات والمادة المظلمة نفسها. ^{[ 72 ]}

تدور الشمس، مع المجموعة الشمسية بأكملها، حول مركز كتلة المجرة بسرعة متوسطة تبلغ 230  كم/ث (828,000  كم/س)، ^{[ 76 ]} وتستغرق حوالي 220-250  مليون سنة أرضية لإكمال دورة كاملة ( سنة مجرية )، وقد فعلت ذلك حوالي 20 مرة منذ تكوينها. ^{[ 77 ] [ 78 ]} ويقع اتجاه حركة الشمس، أو ما يُعرف بقمة الشمس ، تقريبًا في اتجاه نجم النسر الواقع (فيغا) . ^{[ 79 ]} ومن المرجح أن الشمس قد مرت في الماضي عبر فقاعة أوريون-إريدانوس العملاقة ، قبل دخولها الفقاعة المحلية. ^{[ 80 ]}

يُعطي نموذج بسيط لحركة نجم في المجرة الإحداثيات المجرية X و Y و Z (إحداثيات دورانية بحيث يكون مركز المجرة دائمًا في اتجاه X ) على النحو التالي:

$${\displaystyle X(t)=X(0)+{\frac {U(0)}{\kappa }}\sin(\kappa t)+{\frac {V(0)}{2B}}(1-\cos(\kappa t))}$$

$${\displaystyle Y(t)=Y(0)+2A\left(X(0)+{\frac {V(0)}{2B}}\right)t-{\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\sin(\kappa t)+{\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)(1-\cos(\kappa t))}$$

$${\displaystyle Z(t)={\frac {W(0)}{\nu }}\sin(\nu t)+Z(0)\cos(\nu t)}$$

حيث U و V و W هي السرعات على التوالي بالنسبة إلى معيار السكون المحلي ، و A و B هما ثوابت أورت .${\displaystyle \Omega _{0}=A-B}$هي السرعة الزاوية لدوران المجرة بالنسبة للمعيار المحلي للراحة،${\displaystyle \kappa ={\sqrt {-4\Omega _{0}B}}}$يمثل ν التردد الإبيسيكليكي، وν يمثل تردد التذبذب الرأسي. ^{[ 81 ]} بالنسبة للشمس، كانت القيم الحالية لـ U و V و W المستخدمة في المرجع هي${\displaystyle (U(0),V(0),W(0))=(10.00,5.25,7.17)}$كم/ث، على الرغم من أن التقديرات الأحدث هي${\displaystyle (11.1,12.24,7.25),}$وتُقدّر قيم الثوابت الأخرى كالتالي: A  =  15.5  كم/ث/كيلو فرسخ فلكي ، B  =  −12.2  كم/ث/كيلو فرسخ فلكي، κ  =  37  كم/ث/كيلو فرسخ فلكي، و ν = 74  كم/ث/كيلو فرسخ فلكي. نفترض أن X (0) و Y (0) يساويان صفرًا، ويُقدّر Z (0) بـ 17 فرسخ فلكي. ^{[ 82 ]} يفترض هذا النموذج أن الشمس تدور حول نقطة تدور بدورها حول المجرة. مدة دوران الشمس حول هذه النقطة هي${\displaystyle 2\pi /\kappa }$وهذا يعادل 166  مليون سنة، وهي مدة أقصر من الوقت الذي تستغرقه النقطة للدوران حول المجرة. في إحداثيات ( س، ص )، ترسم الشمس قطعًا ناقصًا حول النقطة، وطوله في اتجاه ص ، باستخدام القيم الأحدث لـ U وV وW، هو

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

وعرضه في اتجاه المحور السيني هو

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

(قارن هذا بمسافة الشمس عن مركز المجرة، حوالي 7 أو 8 كيلوبارسيك). نسبة طول هذا القطع الناقص إلى عرضه، وهي النسبة نفسها لجميع النجوم في جوارنا، هي${\displaystyle 2\Omega /\kappa \approx 1.50.}$ نقطة التحول الحالية هي عند

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

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

التذبذب في اتجاه Z يأخذ الشمس

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

شمال مستوى المجرة وعلى نفس المسافة جنوبه، بفترة زمنية قدرها${\displaystyle 2\pi /\nu }$أو 83  مليون سنة، أي ما يقارب 2.7 مرة لكل مدار. ^{[ 83 ]} على الرغم من${\displaystyle 2\pi /\Omega _{0}}$ تبلغ قيمتها 222 مليون سنة${\displaystyle \Omega }$عند النقطة التي تدور حولها الشمس، بافتراض أن المسافة إلى مركز المجرة تبلغ 8 كيلوبارسيك${\displaystyle R_{0},}$يكون

$${\displaystyle \Omega \approx \Omega _{0}-{\frac {2A}{R_{0}}}\Delta X\approx 26{\text{ km/s/kpc}},}$$

يُعادل ذلك حوالي 240  مليون سنة (انظر ثوابت أورت )، وهو الوقت الذي تستغرقه النقطة للدوران حول المجرة مرة واحدة. توجد نجوم أخرى لها نفس قيمة${\displaystyle X+V/(2B)}$يجب أن تستغرق نفس المدة الزمنية للدوران حول المجرة مثل الشمس، وبالتالي تبقى في نفس المنطقة العامة للشمس.

وفقًا لهذا النموذج، فإن مركبات سرعة الشمس بالنسبة إلى معيار السكون المحلي هي:

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

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

$${\displaystyle W(t)={\frac {dZ(t)}{dt}}=W(0)\cos(\nu t)-\nu Z(0)\sin(\nu t)}$$

السرعة

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

وبالتالي فهي دالة شبه دورية ذات قيم في النطاق${\displaystyle {\sqrt {U(0)^{2}+\kappa ^{2}V(0)^{2}/(2B)^{2}}}}$(حوالي 14  كم/ث) إلى${\displaystyle {\sqrt {V(0)^{2}+(2B)^{2}U(0)^{2}/\kappa ^{2}+W(0)^{2}+\nu ^{2}Z(0)^{2}}}}$(حوالي 23  كم/ث)، بقيمة حالية تبلغ حوالي 18  كم/ث.

لاحظ أن هذا النموذج لا يأخذ في الاعتبار أن "ثوابت" أورت و Ω تتناقص فعليًا مع المسافة من مركز المجرة.

يتأثر مدار الشمس حول مجرة ​​درب التبانة بتوزيع الكتلة غير المتجانس فيها، كما هو الحال في الأذرع الحلزونية المجرية وبينها. وقد طُرحت فرضية مفادها أن مرور الشمس عبر الأذرع الحلزونية ذات الكثافة العالية غالبًا ما يتزامن مع انقراضات جماعية على الأرض، ربما بسبب ازدياد أحداث الاصطدام . ^{[ 84 ]} يستغرق النظام الشمسي حوالي 225-250  مليون سنة لإكمال دورة واحدة حول مجرة ​​درب التبانة ( سنة مجرية )، ^{[ 78 ]} لذا يُعتقد أنه أكمل 20-25 دورة خلال عمر الشمس. تبلغ سرعة دوران النظام الشمسي حول مركز مجرة ​​درب التبانة حوالي 251  كم/ث (156  ميل/ث). ^{[ 85 ]} وبهذه السرعة، يستغرق النظام الشمسي حوالي 1190 سنة لقطع مسافة سنة ضوئية واحدة، أو 7 أيام.1  وحدة فلكية . ^{[ 86 ]}

• علم التنجيم
• جايا (مركبة فضائية)
• هيباركوس
• مشكلة الأجسام المتعددة
• بقايا عنقود مفتوح
• قائمة التجمعات النجمية القريبة والمجموعات المتحركة
• تجمع نجمي

• ماجوسكي، ستيفن ر. (2006). "حركات النجوم" . جامعة فرجينيا . تم الاسترجاع في 25 فبراير 2008 .{{cite web}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )
• "سرعة الفضاء ومكوناتها" . جامعة تينيسي. مؤرشف من الأصل بتاريخ 16 فبراير 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 فبراير 2008 .
• بلاو أ. مورغان دبليو دبليو (1954). "الحركات الفضائية لـ AE Aurigae و mu Columbae فيما يتعلق بسديم أوريون" . مجلة الفيزياء الفلكية . 119 : 625. بيب كود : 1954ApJ...119..625B . دوى : 10.1086/145866 .
• هوجيرويرف، ر. دي بروين، JHJ؛ دي زيو، بي تي (2000). “أصل النجوم الهاربة”. مجلة الفيزياء الفلكية . 544 (2): ل133. أرخايف : astro-ph/0007436 . بيب كود : 2000ApJ...544L.133H . دوى : 10.1086/317315 . S2CID 6725343 . 
• براون، جيلر، كينيون، كورتز (2006). "بحث ناجح وموجه عن النجوم فائقة السرعة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 640 (1): L35– L38. arXiv : astro-ph/0601580 . Bibcode : 2006ApJ...640L..35B . doi : 10.1086/503279 . S2CID 17220212 . 
• إيدلمان، هـ.؛ نابيووتزكي، ر.؛ هيبر، يو.؛ كريستليب، ن.؛ وآخرون  . (2005). "HE 0437-5439: نجم من النوع B ذو سرعة فائقة غير مقيد في التسلسل الرئيسي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 634 (2): L181– L184. arXiv : astro-ph/0511321 . Bibcode : 2005ApJ...634L.181E . doi : 10.1086/498940 . S2CID 15189914 . 

• بيان صحفي صادر عن المرصد الأوروبي الجنوبي حول النجوم الهاربة، مؤرشف بتاريخ 16 مايو 2008 في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine) .
• مدخل في موسوعة علم الأحياء الفلكي وعلم الفلك ورحلات الفضاء
• نجمان منفيان يغادران مجرتنا إلى الأبد
• مدخل في موسوعة علم الأحياء الفلكي وعلم الفلك ورحلات الفضاء
• https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/ مؤرشف بتاريخ 6 مارس 2023 في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine)
• المجموعات الحركية النجمية الشابة ، ديفيد مونتيس، قسم الفيزياء الفلكية، جامعة كومبلوتنسي بمدريد.