恒星の運動学

天文学において、恒星の運動学とは、宇宙空間における恒星の運動学または動きの観測的研究または測定のことです。

恒星の運動学には、天の川銀河とその衛星銀河における恒星の速度の測定だけでなく、より遠方の銀河の内部運動学の測定も含まれます。薄い円盤、厚い円盤、バルジ、恒星ハローなど、天の川銀河のさまざまなサブコンポーネント内の恒星の運動学の測定は、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。運動学の測定により、天の川銀河から逃げる超高速星などの異常な現象を特定することもできます。これは、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であると解釈されています。

恒星の運動学は、重力の影響下にある恒星の運動の理論的研究やモデル化を含む恒星の力学という主題と関連していますが、別のものです。銀河や星団などのシステムの恒星の力学モデルは、恒星の運動学データと比較またはテストされることが多く、それらの進化の歴史や質量分布を研究したり、恒星の軌道に対する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使用されています。

太陽に近づく、または太陽から離れる方向の恒星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、より遠くの物体に対する一連の位置測定によって見つけなければなりません。視差などの天体測定手段によって恒星までの距離が決定されると、空間速度を計算できます。^{[2]これは、}太陽または局所静止基準(LSR)に対する恒星の実際の運動です。後者は通常、低速度分散を持つ近くの恒星の平均速度で銀河中心の周りを円軌道で回っている太陽の現在の位置としてとらえられます。 ^[3] LSR に対する太陽の運動は「固有太陽運動」と呼ばれます。

天の川銀河座標系における空間速度の成分は通常、U、V、Wで表され、km/sで表され、Uは銀河中心の方向が正、Vは銀河の回転方向が正、Wは北銀河極の方向が正である。^[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^[6]によって推定された値よりも7km/s大きいことに注意）

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します。恒星の運動学データを天体物理学的モデリングと組み合わせると、銀河系全体に関する重要な情報が得られます。天の川銀河を含む銀河の最も内側の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ホストしているという証拠を示しています。銀河のハロー内などの銀河のさらに外側の領域では、銀河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ます。これら両方のケースは、恒星の運動学が、恒星が束縛されている全体的なポテンシャルに関連している可能性があるという重要な事実から派生しています。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た場合、恒星が束縛されている重力ポテンシャルがその軌道を生成し、恒星運動の推進力として機能していることを前提として、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には、次のものがあります。

• 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、差動回転があることがわかります。恒星の固有運動と視線速度の測定値を、慎重なモデル化と組み合わせると、天の川銀河の円盤の回転の様子を描き出すことができます。太陽系近傍の銀河の回転の局所的な特徴は、オールト定数にまとめられています。^{[7] [8] [9]}
• 天の川銀河の構造要素: 天文学者は恒星の運動学を利用して、全体的な銀河構造を異なる運動学上の恒星の集団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、これらの異なる集団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。これらの運動グループは天の川銀河の恒星の集団と密接に関連しており、運動と化学組成の間に強い相関関係を形成しています。したがって、異なる形成メカニズムを示しています。天の川銀河では、ディスク星の速度は で、この速度 に対するRMS (二乗平均平方根) 速度 です。バルジ集団の恒星の場合、速度はランダムに向いており、相対 RMS 速度 が大きく、正味の円速度はありません。^[10]銀河の恒星ハローは、銀河の外側の領域まで軌道が伸びてい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軌道を継続的に周回するものもあれば、銀河中心からさまざまな距離に移動する軌道上にあるものもあります。これらの恒星の平均回転はほとんどありません。このグループの多くの恒星は、はるか昔に形成された球状星団に属しているため、運動学や金属量の少なさから推測できる独特の形成歴を持っています。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し、外側ハローは正味の逆行運動をします。^[11]${\displaystyle \mathrm {V} =220~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$${\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =50~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$${\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付けることができます。外部銀河のこれらの恒星集団は、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 (最も近い銀河を除く)、視線に沿った統合された恒星集団の運動学の測定により、平均速度や速度分散などの情報が得られ、それを使用して銀河内の質量分布を推測できます。位置の関数として平均速度を測定すると、銀河の回転に関する情報が得られ、銀河の全体的な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わかります。
• 質量分布: 球状星団や近くの衛星矮小銀河の軌道などの追跡天体の運動を測定することにより、天の川銀河や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。

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、最大距離が、明るさ限界がに位置する75個の球状星団の絶対固有運動など、多数の天体の固有運動の決定が容易になりました。^{[12]さらに、ガイアの包括的なデータセットにより、近くの}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機能します。^[13] 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、以前に公開されたデータの品質を改善しました。^[14] 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、銀河の合体の歴史に関する詳細な情報が提供されている。^[15]${\displaystyle G=21}$${\displaystyle G\approx }$ ${\displaystyle 3}$

銀河内の恒星は、その運動学に基づいて分類される。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高い原子番号を持つ元素の割合に基づいて、2つの一般的な種族に細分化できる。近くの恒星のうち、金属量の高い種族Iの恒星は一般に恒星円盤に位置し、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わかっている。^[16]後者は、天の川銀河の平面に対して傾斜した楕円軌道を持っている。^{[16]近くの恒星の運動学の比較により、}恒星の連関も特定されている。これらは、巨大分子雲内で共通の起源を共有する恒星のグループである可能性が高い。^[17]

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たくさんあり、これにより星の形成時間の性質、現在の位置、銀河の全体的な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と、銀河内の他のすべての星と他の質量の平滑化された重力ポテンシャルが、星の動きを決定する上で主要な役割を果たします。^[18]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と、近くの星よりもはるかに速く移動する高速星など、特異な外れ値の星を識別できます。

定義にもよりますが、高速星とは、その星の周囲の他の星の平均運動速度に対して 65 km/s から 100 km/s より速く動いている星のことです。また、その速度は周囲の星間物質に対して超音速である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、運動学データから高速星の接線速度は非常に小さいと予測されました。^[19]

逃走星とは、周囲の星間物質に比べ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。逃走星の固有運動は、放り出される前にその星が属していた恒星団から正確に離れる方向を指すことがよくあります。

暴走星が発生するメカニズムには以下のものがあります。

• 恒星系内の恒星間の重力相互作用により、関与する恒星のうち1つまたは複数が大きく加速されることがあります。場合によっては、恒星が放出されることもあります。^{[20]これは、重力理論の}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つの恒星系でも発生することがあります。^[21]
• 銀河を含む恒星系同士の衝突や接近は、両方のシステムの破壊を引き起こし、一部の恒星は高速に加速されたり、放出されたりすることがある。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る。^[22]
• 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。^{[23] [24]}

複数のメカニズムが、同じ暴走星を加速させる場合があります。たとえば、もともとは周囲の恒星との重力相互作用によって放出された大質量星が、それ自体が超新星爆発を起こし、超新星爆発の衝撃によって速度が調整された残骸を生成する場合があります。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。

関連する一連の暴走星の例として、ぎょしゃ座AE星、アリエティス53星、コロンバエMu星が挙げられます。これらの星はすべて、100 km/s以上の速度で互いに遠ざかっています（比較すると、太陽は天の川銀河内を平均よりも約20 km/s速く移動しています）。これらの動きをさかのぼると、約200万年前にオリオン大星雲の近くで交差しています。バーナードループは、他の星を放出した超新星の残骸であると考えられています。

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

ハロー星は、銀河系の中心の周りを円盤内で円軌道を描いて回らない非常に古い星です。その代わりに、ハロー星は楕円軌道を描き、多くの場合は円盤に対して傾いており、銀河系の平面よりかなり上や下を移動します。銀河系に対するハロー星の軌道速度は円盤星より速くないかもしれませんが、軌道が異なるため相対速度は高くなります。

典型的な例は、天の川銀河の円盤を急角度で通過するハロー星です。最も近い 45 個の星の 1 つであるカプタイン星は、太陽の近くにある高速星の例です。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（恒星カタログではHVSまたはHVと表記）は、銀河のその他の恒星より​​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。 ^[25]天の川銀河では、星の速度は通常100 km/s程度ですが、超高速星の速度は通常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、中心付近には、さらに外側よりも多くの星が存在します。私たちの銀河系で最も速いことが知られている星の1つは、O型準矮星のUS 708で、約1200 km/sの総速度で天の川銀河から遠ざかっています。

ジャック・G・ヒルズは1988年に初めてHVSの存在を予言した。 ^[26]これは後にウォーレン・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2005年に確認された。^[27] 2008年の時点で、^{[アップデート]}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に由来すると考えられている。^[28]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判明した。^[29]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分離している可能性があり、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19kpc離れている。

2017年9月1日現在^{[アップデート]}、約20個の超高速星が観測されている。そのほとんどは北半球で観測されているが、南半球からしか観測できない超高速星が存在する可能性も残っている。^[30]

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。^[31]天の川銀河には約1000億個の恒星があることを考えると、これは非常に小さな割合（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、ほとんどの高速晩期型星は天の川銀河に束縛されている可能性が高いことがわかりました。 ^[32]しかし、遠方の超高速星候補の方が有望です。^[33]

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た。^[34]

2019年7月、天文学者はA型星S5-HVS1を発見したと報告した。この星は1,755 km/s（3,930,000 mph）で移動しており、これはこれまで発見されたどの星よりも速い。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）離れている。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*と相互作用した後に天の川銀河から放出された可能性がある。[ 35 ]  [ ^{36 ] [37] [38] [39]}

HVS は主に、天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールと連星が接近することで発生すると考えられています。2 つの連星のうちの 1 つは重力でブラックホールに捕らえられ(ブラックホールの周りを回るという意味で)、もう 1 つは高速で脱出して HVS になります。このような動きは、恒星による 星間物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も起こり得るが、おそらく稀である。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が放出される。銀河静止フレームから測定すると、後期型B型星では最大770 km/sの放出速度が可能である。^[40]このメカニズムは、銀河系ディスクから放出されるHVSの起源を説明できる。

既知の HVS は、太陽の数倍の質量を持つ 主系列星です。より小さな質量を持つ HVS も予想されており、G 型/K 型矮星 HVS 候補が発見されています。

いくつかのHVSは、破壊された矮小銀河から発生した可能性があります。矮小銀河が天の川銀河の中心に最も近づいたとき、そのブーストのパチンコのような効果により、一部の星が分離して宇宙空間に投げ出されました。^[41]

いくつかの中性子星も同様の速度で移動していると推測される。これは、HVS と HVS 放出メカニズムに関連している可能性がある。中性子星は超新星爆発の残骸であり、その極端な速度は、非対称の超新星爆発、またはそれらを形成する超新星爆発中に近く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。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る。^[42]

Ia型超新星の点火に関する1つの理論は、連星系内の2つの白色矮星の合体が始まり、より質量の大きい白色矮星の爆発を引き起こすというものである。質量の小さい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結びつきがなくなり、爆発前の軌道速度が1000～2500 km/sの超高速星として系から離脱することになる。2018年には、ガイア衛星のデータを使用して、そのような星が3つ発見された。^[43]

2014年現在、20のHVSが知られている。^{[44] [31]}

• HVS 1 – ( SDSS J090744.99+024506.8 ) (別名アウトキャストスター) – 最初に発見された超高速星^[27]
• HVS 2 – (SDSS J093320.86+441705.4または US 708 )
• HVS 3 – ( HE 0437-5439 ) –大マゼラン雲から来た可能性あり^[28]
• 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)

同様の宇宙運動と年齢を持つ星の集合は運動群として知られています。^{[45]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複した星形成バーストの集まりなど、共通の起源を共有できる星です。^{[46]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ます。そのような雲内で形成された星は、重力で結合した散開星団を構成し、同様の年齢と構成を持つ数十から数千のメンバーが含まれます。これらの星団は時間とともに解離します。星団から逃げ出した、または互いに結合しなくなった若い星のグループは、恒星の連合を形成します。これらの星が年をとって分散するにつれて、それらの連合はもはや容易には明らかではなく、それらは移動する星のグループになります。

天文学者は、星が同じ年齢、金属量、運動学（視線速度と固有運動）を共有しているため、星が運動グループのメンバーであるかどうかを判断することができます。運動グループの星は、ほぼ同じ時期に同じガス雲から近接して形成されたため、後に潮汐力によって破壊されたにもかかわらず、同様の特徴を共有しています。^[47]

恒星団は非常に緩やかな星団で、その星々は共通の起源を持ち、今も宇宙空間を一緒に動いているが、重力的には束縛されていない。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る。化学組成による識別も、恒星団のメンバーシップの要素として使用される。

恒星の集団は、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。^[48]集団の慣例的な名前は、その集団が位置する星座の名前または略語、集団の種類、場合によっては数値識別子を使用します。

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つのグループに初めて分類しました。^{[48] 3番目のカテゴリであるRは、後に}シドニー・ファン・デン・ベルフによって、反射星雲を照らす星団として提案されました。^[49] OB、T、Rの星団は、若い恒星のグループの連続体を形成します。しかし、これらが進化の順序なのか、それとも他の要因が働いているのかは現在のところ不明です。^[50]一部のグループはOBとTの両方の特性を示すため、分類は必ずしも明確ではありません。

若い星団には、スペクトル型 Oと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星と中質量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、残った星は束縛されなくなり、離れていきます。^[51]天の川銀河の星の大部分は、OB 星団で形成されたと考えられています。^[51] O 型の星は寿命が短く、およそ 100 万年後に超新星として消滅します。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、1,000 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 億年と比較してみてください。)

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値を提供した。 ^[52]最も近いOB星団は、太陽から約400光年離れたさそり座・ケンタウルス座連星団である。^[53]

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る。これらの銀河団は非常にまばらで、直径1,500光年に及ぶこともある。^[17]

若い恒星群には、まだ主系列に入る過程にある、幼いT型タウリ星が多数含まれることがある。最大1000個のT型タウリ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、おうし座-ぎょしゃ座Tアソシエーション（タウ-オールTアソシエーション）である。^[54] Tアソシエーションの他の例としては、南のり座R型Tアソシエーション、おおかみ座Tアソシエーション、カメレオン座Tアソシエーション、およびべロルム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発見されることが多い。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、年齢と起源、化学組成、速度ベクトルの振幅と方向が同じである。

反射星雲を照らす星団はR 星団と呼ばれ、この星雲の星が不均一に分布していることを発見したシドニー・ファン・デン・ベルフが提案した名前です。^[49]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の質量を持たない主系列星が含まれています。^[50]これにより、天文学者は周囲の暗黒雲の特性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たどるのに使用できます。^[55] R 星団の例として、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 があります。^[50]

恒星団の残骸が、ある程度まとまった集合体として天の川銀河を漂っている場合、それらは移動群または運動群と呼ばれます。移動群は、20億年のHR 1614移動群のように古い場合もあれば、わずか1億2000万年の AB Dor移動群のように若い場合もあります。

移動星団は、1960年代にオリン・エッゲンによって集中的に研究されました。 ^[56]最も近い若い移動星団のリストは、ロペス・サンティアゴらによってまとめられています。^{[45]最も近いのは、}ドゥーベとおおぐま座ηを除く、北斗七星の星座の星をすべて含むおおぐま座移動星団です。これは十分に近いため、太陽は星団の一部ではありませんが、その外縁部にあります。そのため、メンバーは北緯60度付近の赤緯に集中していますが、一部の外れ値は南緯70度の 南三角座と同じくらい遠くにあります。

若い移動銀河団のリストは常に進化しています。Banyan Σツール^[57]には現在、29の近くの若い移動銀河団がリストされています^{[59] [58]}最近の近くの移動銀河団には、Gaiaで発見された Volans-Carina Association (VCA) 、^[60]およびGaia で確認されたArgus Association (ARG) があります。^[61]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。Great Anstral Young Association (GAYA) 複合体は、Carina、Columba、およびTucana-Horologiumの移動銀河団に細分化されることがわかりました。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。^[62]

若い移動銀河団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徴づけに役立つ。^{[63]近くの若い移動銀河団のメンバーは、うみへび座}TW星などの原始惑星系円盤や、がけ座β星bやGU Psc bなどの太陽系外惑星の直接撮影の候補でもある。

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恒星の集まりで、現在は潮汐力によって軌道に沿って引き裂かれ、広がっています。^[64]

近くの運動学グループには以下のものがある: ^[45]

• 天体測量
• ガイア（宇宙船）
• ヒッパルコス
• n体問題
• 散開星団残骸
• 近くの恒星の集まりと移動グループのリスト
• 恒星協会

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• 宇宙生物学、天文学、宇宙飛行の百科事典への記載
• 2つの追放された星が銀河から永遠に去る
• 宇宙生物学、天文学、宇宙飛行の百科事典への記載
• https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/ 2023-03-06 にWayback Machineにアーカイブされました
• マドリード・コンプルテンセ大学、デビッド・モンテス、デ・アストロフィシカ学科の若手優秀な運動学グループ。