Lihat sumber bagi Kinematik bintang

 
[[Fail:Barnard2005.gif|thumb| [[Bintang Barnard]], menunjukkan kedudukan setiap 5 tahun dalam tempoh 1985–2005. Bintang Barnard ialah bintang dengan [[gerakan wajar]] paling tinggi.<ref name="Kaler">{{Cite web|url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/barnard.html|title=Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)|last=Kaler|first=James B.|date=November 2005|website=Stars|publisher=James B. Kaler|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20060905110505/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/barnard.html|archive-date=5 September 2006|access-date=12 July 2018}}</ref>]]
Dalam [[astronomi]], '''kinematik bintang''' ({{Jawi|کينيماتيک بينتڠ}}) ialah kajian [[Astronomi pemerhatian|pemerhatian]] atau pengukuran [[kinematik]] atau gerakan [[bintang]] merentasi ruang angkasa.

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

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

== Halaju ruang ==
[[Fail:Proper_motion.JPG|thumb|250x250px| Perkaitan antara komponen gerakan wajar dan komponen halaju sesuatu objek. Pada pelepasan, objek berada pada jarak ''d'' dari Matahari, dan bergerak pada kadar sudut ''μ'' radian/s, iaitu, ''μ = v<sub>t</sub> / d'' dengan ''v<sub>t</sub>'' = komponen halaju melintang ke garisan penglihatan dari Matahari. (Rajah menggambarkan sudut ''μ'' yang dicakup dalam unit masa pada halaju tangen ''v<sub>t</sub>''.)]]
Komponen gerakan bintang ke arah atau menjauhi Matahari, yang dikenali sebagai [[halaju jejarian]], boleh diukur daripada anjakan spektrum yang disebabkan oleh [[kesan Doppler]]. [[Gerakan wajar]] atau secara melintang mesti ditemui dengan mengambil satu siri penentuan kedudukan terhadap objek yang lebih jauh. Setelah jarak ke bintang ditentukan melalui cara [[astrometri]] seperti [[paralaks]], halaju ruang boleh dikira.<ref name="atoe05">{{Cite web|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/proper_motion.html|title=Stellar Motions (Extension)|date=2005-08-18|website=Australia Telescope Outreach and Education|publisher=Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20130606071716/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/proper_motion.html|archive-date=2013-06-06|access-date=2008-11-19}}</ref> Inilah ''pergerakan sebenar'' bintang secara relatif berbanding [[Matahari]] atau [[Standard rehat tempatan|piawaian rehat tempatan]] (LSR). LSR ini biasanya diambil sebagai kedudukan mengikut Matahari sekarang yang melalui orbit bulat mengelilingi [[Pusat galaksi|Pusat Galaksi]] pada halaju purata bintang-bintang berdekatan dengan penyebaran halaju yang rendah.<ref name="araa29">{{Cite journal|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> Pergerakan Matahari relatif dengan LSR dipanggil "gerakan suria khusus".

Komponen halaju ruang dalam [[Sistem koordinat galaksi|sistem koordinat Galaksi]] [[Bima Sakti]] biasanya ditetapkan U, V, dan W, diberikan dalam km/s, dengan U positif ke arah Pusat Galaksi, V positif ke arah [[Bima Sakti|putaran galaksi]], dan W positif ke arah [[Sistem koordinat galaksi|Kutub Galatik Utara]].<ref name="aj93_2">{{Cite journal|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> Pergerakan pelik Matahari berkenaan dengan LSR ialah<ref name="mnras403">{{Cite journal|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}}</ref>

: (U, V, W) = (11.1, 12.24, 7.25)&nbsp;km/s,

dengan ketidakpastian statistik (+0.69−0.75, +0.47−0.47, +0.37−0.36)&nbsp;km/s dan ketidakpastian sistematik (1, 2, 0.5)&nbsp;km/s. (Perhatikan bahawa V ialah 7&nbsp;km/s lebih besar daripada yang dianggarkan pada tahun 1998 oleh Dehnen et al.<ref name="mnras298">{{Cite journal|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}}</ref>)

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

* '''Putaran cakera Bima Sakti''': Daripada [[gerakan wajar]] dan [[Halaju jejarian|halaju jejari]] bintang dalam cakera Bima Sakti seseorang boleh menunjukkan bahawa terdapat putaran pembezaan. Apabila menggabungkan ukuran pergerakan bintang yang betul dan halaju jejarinya, bersama-sama dengan pemodelan yang teliti, adalah mungkin untuk mendapatkan gambaran putaran [[Galaksi cakera|cakera]] Bima Sakti. Watak tempatan putaran galaksi dalam [[Awan Antara Najam Tempatan|kejiranan suria]] terkandung dalam [[pemalar Oort]].<ref>{{Cite journal|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>{{Cite journal|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>{{Cite journal|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>
* '''Komponen struktur Bima Sakti''': Menggunakan kinematik bintang, ahli astronomi membina model yang berusaha untuk menerangkan keseluruhan struktur galaksi dari segi populasi kinematik bintang yang berbeza. Ini mungkin kerana populasi yang berbeza ini selalunya terletak di kawasan tertentu galaksi. Sebagai contoh, dalam [[Bima Sakti]], terdapat tiga komponen utama, masing-masing mempunyai kinematik bintang tersendiri: [[Cakera Galaksi|cakera]], [[Halo Bima Sakti|halo]] dan [[Bulge (astronomi)|bonjolan atau bar]]. Kumpulan kinematik ini berkait rapat dengan populasi bintang di Bima Sakti, membentuk korelasi yang kuat antara gerakan dan komposisi kimia, dengan itu menunjukkan mekanisme pembentukan yang berbeza. Untuk Bima Sakti, kelajuan bintang cakera adalah <math>\mathrm{V} = 220 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{ s} ^{-1}</math> dan halaju RMS ([[punca min kuasa dua]]) berbanding kelajuan ini <math>\mathrm{V_{RMS}} = 50 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{ s} ^{-1}</math>. Untuk bintang populasi bonjolan, halaju berorientasikan secara rawak dengan halaju RMS relatif yang lebih besar <math>\mathrm{V_{RMS}} = 150 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{s}^{-1}</math> dan tiada halaju bulat bersih.<ref>{{Cite book|title=Galactic Dynamics|last=Binney|first=James|last2=Tremaine|first2=Scott|publisher=Princeton University Press|year=2008|isbn=9780691130279|pages=16–19}}</ref> Halo bintang Galaksi terdiri daripada bintang dengan orbit yang memanjang ke kawasan luar galaksi. Sesetengah bintang ini akan terus mengorbit jauh dari pusat galaksi, manakala yang lain berada pada trajektori yang membawanya ke pelbagai jarak dari pusat galaksi. Bintang-bintang ini mempunyai sedikit atau tiada putaran purata. Banyak bintang dalam kumpulan ini tergolong dalam kelompok globul yang terbentuk lama dahulu dan dengan itu mempunyai sejarah pembentukan yang berbeza, yang boleh disimpulkan daripada kinematik dan kelogaman yang lemah. Halo boleh dibahagikan lagi kepada halo dalam dan luar, dengan halo dalam mempunyai gerakan progred bersih berkenaan dengan Bima Sakti dan [[Gerakan songsang|gerakan mundur]] bersih di luar.<ref>{{Cite journal|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>
* '''Galaksi luar''': Pemerhatian spektroskopi galaksi luar memungkinkan untuk mencirikan pergerakan pukal bintang yang terkandung di dalamnya. Walaupun populasi bintang dalam galaksi luar ini secara amnya tidak diselesaikan ke tahap di mana seseorang boleh menjejaki pergerakan bintang individu (kecuali untuk galaksi yang paling hampir), pengukuran kinematik populasi bintang bersepadu di sepanjang garis penglihatan menyediakan maklumat termasuk min halaju dan [[Penyerakan halaju|serakan halaju]] yang kemudiannya boleh digunakan untuk membuat kesimpulan taburan jisim dalam galaksi. Pengukuran halaju purata sebagai fungsi kedudukan memberikan maklumat tentang putaran galaksi, dengan kawasan galaksi yang berbeza yang [[Anjakan merah|dianjak merah]]/[[Anjakan merah|dianjak biru]] berhubung dengan [[Halaju kemelesetan|halaju sistemik]] galaksi.
* '''Taburan jisim''': Melalui pengukuran kinematik objek pengesan seperti gugusan globular dan orbit [[Galaksi satelit|galaksi kerdil satelit]] berdekatan, kita boleh menentukan taburan jisim Bima Sakti atau galaksi lain. Ini dicapai dengan menggabungkan ukuran kinematik dengan pemodelan dinamik.

== Kemajuan terkini kerana ''Gaia'' ==
[[Fail:Gaia’s_stellar_motion_for_the_next_400_thousand_years_ESA22358019.png|thumb|250x250px| Jangkaan pergerakan 40,000 bintang dalam 400 ribu tahun akan datang, seperti yang ditentukan oleh Gaia EDR3]]
Pada tahun 2018, keluaran data ''[[Gaia (kapal angkasa)|Gaia]]'' yang ke-2 telah menghasilkan bilangan ukuran kinematik bintang berkualiti tinggi yang belum pernah ada sebelumnya serta ukuran [[Ralat paralaks|paralaks bintang]] yang akan meningkatkan pemahaman kita tentang struktur Bima Sakti. Data Gaia juga telah membolehkan untuk menentukan gerakan wajarl bagi banyak objek yang gerakan wajarnya sebelum ini tidak diketahui, termasuk gerakan wajar mutlak bagi 75 buah [[kelompok globul]] yang mengorbit pada jarak sejauh 21&nbsp;[[Parsek|kpc.]]<ref>{{Cite journal|last=Schoenrich|first=R.|last2=Binney|first2=J.|last3=Dehnen|first3=W.|last4=De Bruijne|first4=J. H.J.|last5=Mignard|first5=F.|last6=Drimmel|first6=R.|last7=Babusiaux|first7=C.|last8=Bailer-Jones|first8=C. A.L.|last9=Bastian|first9=U.|displayauthors=29|year=2016|title=Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=595|pages=A2|arxiv=1609.04172|bibcode=2016A&A...595A...2G|doi=10.1051/0004-6361/201629512}}</ref> Di samping itu, gerakan wajar mutlak bagi [[galaksi sferoid kerdil]] berdekatan juga telah diukur, memberikan berbilang pengesan jisim untuk Bima Sakti.<ref>{{Cite journal|last=Watkins|first=Laura|displayauthors=etal|date=May 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> Peningkatan dalam pengukuran tepat pergerakan mutlak yang betul pada jarak yang begitu besar ini merupakan peningkatan besar berbanding tinjauan yang lalu, seperti yang dijalankan dengan [[Teleskop Angkasa Hubble]].

== Jenis kinematik bintang ==
Bintang dalam galaksi boleh dikelaskan berdasarkan kinematiknya. Sebagai contoh, bintang-bintang di Bima Sakti boleh dibahagikan kepada dua populasi umum, berdasarkan [[Kelogaman|kelogamannya]], atau perkadaran unsur dengan nombor atom lebih tinggi daripada helium. Di antara bintang-bintang yang berdekatan, didapati bahawa bintang populasi I dengan kemetalan yang lebih tinggi biasanya terletak dalam cakera bintang manakala bintang populasi II yang lebih tua berada dalam orbit rawak dengan putaran bersih yang sedikit.<ref name="pasp69_406">{{Cite journal|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> Yang terakhir ini mempunyai orbit elips yang condong ke satah Bima Sakti.<ref name="pasp69_406" /> Perbandingan kinematik bintang berdekatan juga telah membawa kepada pengenalpastian [[persatuan bintang]]. Inilah kumpulan bintang yang berkemungkinan besar yang berkongsi titik asal yang sama dalam awan molekul gergasi.<ref name="AS1998">{{Cite journal|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=2006-08-23}}</ref>

Terdapat banyak cara tambahan untuk mengelaskan bintang berdasarkan komponen halajunya yang diukur, dan ini memberikan maklumat terperinci tentang sifat masa pembentukan bintang, lokasinya sekarang, dan struktur umum galaksi. Apabila bintang bergerak dalam galaksi, potensi graviti terlicin semua bintang lain dan jisim lain dalam galaksi memainkan peranan yang dominan dalam menentukan gerakan bintang.<ref>{{Cite book|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=United States|page=111|author-link=Linda Sparke}}</ref> Kinematik bintang boleh memberikan pandangan tentang lokasi di mana bintang terbentuk dalam galaksi. Pengukuran kinematik bintang individu boleh mengenal pasti bintang yang merupakan luar biasa seperti bintang berkelajuan tinggi yang bergerak lebih pantas daripada jirannya yang berdekatan.

=== Bintang berkelajuan tinggi ===
Bergantung pada takrifan, bintang [[Halaju|berkelajuan]] tinggi ialah bintang yang bergerak lebih laju daripada 65&nbsp;km/s hingga 100&nbsp;km/s berbanding dengan pergerakan purata bintang lain dalam kejiranan bintang itu. Halaju juga kadangkala ditakrifkan sebagai relatif [[Kelajuan supersonik|supersonik]] kepada medium antara bintang di sekelilingnya. Tiga jenis bintang berkelajuan tinggi ialah: bintang lari, bintang halo dan bintang hiperhalaju. Bintang berkelajuan tinggi telah dikaji oleh Jan Oort, yang menggunakan data kinematik mereka untuk meramalkan bahawa bintang berkelajuan tinggi mempunyai halaju tangen yang sangat sedikit.<ref>{{Cite book|title=Galactic Astronomy|last=Binney|first=James|last2=Merrifield|first2=Michael|publisher=Princeton University Press|year=1998|isbn=978-0691004020|pages=16–17}}</ref>

==== Bintang yang melarikan diri ====
[[Fail:Hs-2009-03-a-web_print.jpg|thumb| Empat bintang lari bergerak melalui kawasan gas antara bintang yang padat dan mencipta gelombang haluan terang dan ekor gas bercahaya yang mengekori. Bintang-bintang dalam imej Teleskop Angkasa Hubble NASA ini adalah antara 14 bintang muda yang melarikan diri yang dikesan oleh Kamera Lanjutan untuk Tinjauan antara Oktober 2005 dan Julai 2006.]]
Bintang lari ialah bintang yang bergerak melalui angkasa dengan [[halaju]] tinggi yang luar biasa berbanding dengan [[Medium antara najam|medium antara bintang]] di sekelilingnya. [[Gerakan wajar]] bagi bintang yang melarikan diri selalunya menghala jauh dari [[persatuan bintang]], yang mana bintang itu pernah menjadi ahli, sebelum ia dilontarkan keluar.

Mekanisme yang boleh menimbulkan bintang lari termasuk:

* Interaksi graviti antara bintang dalam [[Sistem najam|sistem bintang]] boleh mengakibatkan pecutan besar satu atau lebih bintang yang terlibat. Dalam sesetengah kes, bintang mungkin dikeluarkan.<ref>{{Cite journal|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> Ini boleh berlaku dalam sistem bintang yang kelihatan stabil dengan hanya tiga bintang, seperti yang diterangkan dalam kajian [[masalah tiga jasad]] dalam teori graviti.<ref>{{Cite journal|last=Gvaramadze|first=Vasilii V.|last2=Gualandris|first2=Alessia|date=2010-09-30|title=Very massive runaway stars from three-body encounters|url=https://academic.oup.com/mnras/article/410/1/304/1033482|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}}</ref>
* Perlanggaran atau pertemuan rapat antara sistem bintang, termasuk galaksi, boleh mengakibatkan gangguan kedua-dua sistem, dengan beberapa bintang dipercepatkan ke halaju tinggi, atau bahkan dikeluarkan. Contoh berskala besar ialah interaksi graviti antara [[Bima Sakti]] dan [[Awan Magellan Besar]].<ref>{{Cite journal|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}}</ref>
* Letupan [[supernova]] dalam sistem [[Sistem najam|berbilang bintang]] boleh mempercepatkan kedua-dua sisa supernova dan bintang yang tinggal ke halaju tinggi.<ref>{{Cite journal|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>{{Cite journal|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>

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

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

Contoh lain ialah objek sinar-X [[Vela X-1]], di mana teknik fotodigital mendedahkan kehadiran [[Kejutan tunduk dalam astrofizik|hiperbola kejutan busur]] supersonik biasa.

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

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

==== Bintang hiperhalaju ====
[[Fail:Sprinting_stars_in_the_Milky_Way_ESA400471.jpg|thumb| Kedudukan dan trajektori 20 bintang berkelajuan tinggi seperti yang dibina semula daripada data yang diperoleh oleh ''[[Gaia (kapal angkasa)|Gaia]]'', ditindan di atas pemandangan artistik Bima Sakti]]
Bintang hiperhalaju ([[Bahasa Inggeris|Inggeris]]: ''hypervelocity star''; ditetapkan sebagai '''HVS''' atau '''HV''' dalam katalog bintang) mempunyai halaju yang jauh lebih tinggi daripada populasi bintang yang lain di galaksi. Sesetengah bintang ini mungkin melebihi [[Halaju lepas|halaju lepasan]] galaksi.<ref>{{Cite web|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|website=Space Daily|access-date=2009-09-24}}</ref> Dalam Bima Sakti, bintang biasanya mempunyai halaju dalam tertib 100&nbsp;km/s, manakala bintang hiperhalaju biasanya mempunyai halaju pada tertib 1000&nbsp;km/s. Kebanyakan bintang yang bergerak pantas ini dianggap dihasilkan berhampiran pusat Bima Sakti, kawasan yang terdapat lebih banyak populasi objek jenis ini berbanding daripada kawasan luar jauh. Salah satu bintang yang paling cepat diketahui dalam galaksi kita ialah sub-kerdil kelas O [[AS 708|US 708]], yang bergerak menjauhi Bima Sakti dengan jumlah halaju sekitar 1200&nbsp;km/s.

[[Jack G. Hills]] pertama kali meramalkan kewujudan HVS pada tahun 1988.<ref>{{Cite journal|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> Ini kemudiannya disahkan pada tahun 2005 oleh Warren Brown, [[Margaret Geller]], [[Scott Kenyon]], dan [[Michael J. Kurtz|Michael Kurtz]].<ref name="HVS1">{{Cite journal|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> {{Setakat|2008}}, 10 buah [[Bintang antara galaksi|HVS yang tidak terikat]] telah diketahui, salah satunya dipercayai berasal dari [[Awan Magellan Besar]] dan bukannya [[Bima Sakti]].<ref name="HVS3">{{Cite journal|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> Pengukuran lanjut meletakkan asalnya dalam Bima Sakti.<ref name="Brown">{{Cite journal|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=July 19, 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> Disebabkan ketidakpastian tentang taburan jisim dalam Bima Sakti, sukar untuk menentukan sama ada HVS itu tidak terikat. Lima buah lagi bintang berkelajuan tinggi yang diketahui mungkin tidak terikat dari Bima Sakti, dan 16 HVS dianggap terikat. HVS (HVS2) terdekat yang diketahui pada masa ini ialah kira-kira 19&nbsp;[[Parsek|kpc]] dari Matahari.

{{Setakat|2017|09|1}}, terdapat kira-kira 20 buah bintang hiperhalaju yang telah diperhatikan. Walaupun kebanyakan ini diperhatikan dalam [[Hemisfera Utara]], masih ada kemungkinan bahawa terdapat HVS hanya boleh diperhatikan dari [[Hemisfera Selatan]].<ref>{{Cite journal|date=1 Sep 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=11 Feb 2018}}</ref>

Dipercayai bahawa kira-kira 1,000 buah HVS yang wujud di Bima Sakti.<ref name="apj671_2_1708">{{Cite journal|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> Memandangkan terdapat kira-kira 100 buah bilion bintang di [[Bima Sakti]], ini adalah pecahan yang sangat kecil (~0.000001%). Keputusan daripada data ''[[Gaia (kapal angkasa)|Gaia]]'' keluaran kedua (DR2) menunjukkan bahawa kebanyakan bintang jenis lewat berkelajuan tinggi mempunyai kebarangkalian tinggi untuk terikat dengan Bima Sakti.<ref>{{Cite journal|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 June 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}}</ref> Walau bagaimanapun, calon bintang hiperhalaju jauh lebih berkemungkinan untuk ditemui.<ref name="farfast">{{Cite journal|last=de la Fuente Marcos|first=R.|last2=de la Fuente Marcos|first2=C.|date=8 July 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>

Pada Mac 2019, [[LAMOST-HVS1]] dilaporkan sebagai bintang hiperhalaju yang disahkan dikeluarkan daripada cakera bintang Bima Sakti.<ref name="PHYS-20190313">{{Cite news|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 March 2019|access-date=13 March 2019|work=[[Phys.org]]|author-link=University of Michigan}}</ref>

Pada Julai 2019, ahli astronomi melaporkan menemui bintang jenis A, [[S5-HVS1]], mengembara {{Convert|1755|km/s|mph|abbr=on}}, lebih pantas daripada mana-mana bintang lain yang dikesan setakat ini. Bintang itu berada dalam [[buruj]] [[Keria (buruj)|Grus]] (atau Kren) di langit selatan dan kira-kira {{Convert|29000|ly|abbr=on}} dari Bumi. Ia mungkin telah dikeluarkan dari Bima Sakti selepas berinteraksi dengan [[Sagittarius A*]], [[Lohong hitam supermasif|lubang hitam supermasif]] di tengah galaksi.<ref name="NYT-20191114">{{Cite news|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 November 2019|access-date=18 November 2019|work=[[The New York Times]]|author-link=Dennis Overbye}}</ref><ref name="MNRAS-20191109">{{Cite journal|last=Koposov, Sergey E.|displayauthors=et al.|date=11 November 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}}</ref><ref name="SA-20190731">{{Cite news|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 July 2019|access-date=18 November 2019|work=ScienceAlert.com}}</ref><ref name="NA-20191113">{{Cite news|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 November 2019|access-date=18 November 2019|work=NewAtlas.com}}</ref><ref name="BA-20191113">{{Cite news|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 November 2019|access-date=19 November 2019|work=[[Bad Astronomy]]|author-link=Phil Plait}}</ref>

===== Asal usul bintang hiperhalaju =====
[[Fail:Runaway_star_speeding_from_30_Doradus.jpg|thumb| Bintang pelarian memecut dari 30 Doradus. Imej diambil oleh Teleskop Angkasa Hubble.]]
HVS dipercayai kebanyakannya berasal daripada pertemuan rapat [[Bintang ganda|bintang binari]] dengan [[Lohong hitam supermasif|lubang hitam supermasif]] di tengah [[Bima Sakti]]. Salah satu daripada dua bintang teman telah ditangkap secara graviti oleh [[Lohong hitam|lubang hitam]] (dalam erti kata memasuki orbit di sekelilingnya), manakala yang lain melarikan diri dengan halaju tinggi, menjadi HVS. Gerakan sedemikian adalah serupa dengan perbandingan penangkapan dan pelepasan [[Objek antara bintang|objek antaranajam]] oleh sesebuah bintang.

HVS yang disebabkan oleh Supernova juga mungkin wujud, walaupun ia kebarangkalian jarang berlaku. Dalam senario ini, HVS dikeluarkan daripada sistem binari rapat akibat bintang pendamping yang mengalami letupan supernova. Halaju lontar sehingga 770&nbsp;km/s, seperti yang diukur dari kerangka rehat galaksi, adalah mungkin untuk bintang B jenis lewat.<ref>{{Cite journal|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}}</ref> Mekanisme ini boleh menerangkan asal usul HVS yang dikeluarkan dari cakera galaksi.

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

HVS yang telah masuk ke Bima Sakti berasal dari galaksi kerdil Awan Magellan Besar. Apabila galaksi kerdil membuat pendekatan paling dekat dengan pusat Bima Sakti, ia mengalami tarikan graviti yang kuat. Tarikan ini meningkatkan tenaga beberapa bintangnya sehingga ia membebaskan seluruh galaksi kerdil dan dilemparkan ke ruang angkasa lepas, disebabkan oleh kesan rangsangan.<ref>{{Cite news|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 October 2008|publisher=New Scientist}}</ref>

Beberapa [[bintang neutron]] disimpulkan mengembara dengan kelajuan yang sama. Ini boleh dikaitkan dengan HVS dan mekanisme pelepasan HVS. Bintang neutron adalah sisa letupan [[supernova]], dan kelajuan melampaunya berkemungkinan besar hasil daripada letupan supernova yang tidak simetri atau kehilangan rakan terdekat mereka semasa letupan supernova yang membentuknya. Bintang neutron [[RX J0822-4300]], yang diukur untuk bergerak pada kelajuan rekod melebihi 1,500&nbsp;km/s (0.5% daripada [[kelajuan cahaya]]) pada tahun 2007 oleh [[Balai Cerap X-ray Chandra]], dianggap telah dihasilkan dengan cara pertama.<ref>{{Cite news|url=http://newswise.com/articles/view/535733/|title=Chandra discovers cosmic cannonball|last=Watzke|first=Megan|date=28 November 2007|publisher=Newswise}}</ref>

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

== Kumpulan kinematik ==
Satu set bintang dengan pergerakan angkasa dan umur yang serupa dikenali sebagai kumpulan kinematik.<ref name="Santiago">{{Cite journal|last=López-Santiago, J.|last2=Montes, D.|last3=Crespo-Chacón, I.|last4=Fernández-Figueroa, M. J.|date=June 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> Ini ialah bintang yang boleh berkongsi asal usul yang sama, seperti penyejatan [[kelompok terbuka]], sisa kawasan pembentuk bintang atau koleksi pecahan pembentukan bintang bertindih pada tempoh masa yang berbeza di kawasan bersebelahan.<ref name="mnras328_1_45">{{Cite journal|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=November 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}}</ref> Kebanyakan bintang dilahirkan dalam [[awan molekul]] yang dikenali sebagai [[Awan molekul|tapak semaian bintang]]. Bintang-bintang yang terbentuk dalam awan sedemikian membentuk [[kelompok terbuka]] terikat secara graviti yang mengandungi berpuluh-puluh hingga beribu-ribu ahli dengan umur dan komposisi yang serupa. Kelompok ini biasanya semakin lama semakin terpisah Kumpulan bintang muda yang terlepas dari kelompok, atau tidak lagi terikat antara satu sama lain, membentuk persatuan bintang. Apabila bintang-bintang ini semakin tua dan tersebar, persatuan mereka tidak lagi kelihatan dan mereka menjadi kumpulan bintang yang bergerak.

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

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

Persatuan bintang pertama kali ditemui oleh ahli astronomi [[Armenia]] Viktor Ambartsumian pada tahun 1947.<ref name="baas29">{{Cite journal|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> Nama biasa untuk persatuan menggunakan nama atau singkatan [[buruj]] (atau buruj) ia berada; jenis persatuan, dan, kadangkala, pengecam berangka.

==== Jenis ====
[[Fail:Infrared_VISTA_view_of_a_nearby_star_formation_in_Monoceros.jpg|thumb| Pemandangan VISTA inframerah [[Balai Cerap Selatan Eropah|ESO]] tentang tapak semaian cemerlang di [[Kuda Sumbu (buruj)|Monoceros]]]]
Viktor Ambartsumian mula-mula mengkategorikan persatuan bintang kepada dua kumpulan, OB dan T, berdasarkan sifat bintang mereka.<ref name="baas29">{{Cite journal|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> Kategori ketiga, R, kemudiannya dicadangkan oleh Sidney van den Bergh untuk persatuan yang menerangi nebula pantulan.<ref name="ra1">{{Cite journal|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> Persatuan OB, T, dan R membentuk kesinambungan kumpulan bintang muda. Tetapi pada masa ini tidak pasti sama ada ia adalah urutan evolusi, atau mewakili beberapa faktor lain.<ref name="Mon R2">{{Cite journal|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> Sesetengah kumpulan juga memaparkan sifat kedua-dua persatuan OB dan T, jadi pengkategorian tidak selalunya jelas.

==== persatuan OB ====
[[Fail:Carina_Nebula.jpg|thumb| [[Carina OB1]], persatuan OB yang besar]]
Persatuan muda akan mengandungi 10 hingga 100 buah bintang besar [[Pengelasan najam|kelas spektrum]] [[Bintang jenis O|O]] dan [[Pengelasan najam|B]], dan dikenali sebagai ''persatuan OB''  Selain itu, persatuan ini juga mengandungi ratusan atau ribuan buah bintang berjisim rendah dan pertengahan. Ahli persatuan dipercayai terbentuk dalam jumlah kecil yang sama di dalam [[awan molekul]] gergasi. Sebaik sahaja habuk dan gas di sekeliling diterbangkan, bintang yang tinggal menjadi tidak terikat dan mula hanyut.<ref name="GAIA">{{Cite web|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|access-date=2013-11-14}}</ref> Adalah dipercayai bahawa majoriti semua bintang di Bima Sakti terbentuk dalam persatuan OB.<ref name="GAIA" /> [[Bintang jenis O|Bintang kelas O]] berumur pendek, dan akan luput sebagai [[supernova]] selepas kira-kira satu juta tahun. Akibatnya, persatuan OB pada umumnya hanya berumur beberapa juta tahun atau kurang. Bintang OB dalam persatuan itu akan membakar semua bahan api mereka dalam masa sepuluh juta tahun. (Bandingkan ini dengan usia semasa [[Matahari]] pada kira-kira lima bilion tahun.)

Satelit [[Hipparcos]] menyediakan ukuran yang menempatkan sedozen persatuan OB dalam 650 [[Parsek|parsecs]] Matahari.<ref>{{Cite journal|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> Persatuan OB terdekat ialah [[Persatuan Scorpius-Centaurus|persatuan Scorpius–Centaurus]], terletak kira-kira 400 [[tahun cahaya]] dari [[Matahari]].<ref>{{Cite journal|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>

Persatuan OB juga telah ditemui di [[Awan Magellan Besar]] dan [[Galaksi Andromeda]]. Persatuan ini boleh menjadi agak jarang kedudukannya, merangkumi diameter 1,500 tahun cahaya.<ref name="AS1998">{{Cite journal|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=2006-08-23}}</ref>

==== Persatuan T ====
Kumpulan bintang muda boleh mengandungi sejumlah [[bintang T Tauri]] bayi yang masih dalam proses memasuki [[jujukan utama]]. Populasi jarang sehingga seribu bintang T Tauri ini dikenali sebagai ''persatuan T.'' Contoh terdekat ialah [[Persatuan T Taurus-Auriga T|persatuan T Taurus-Auriga]] (persatuan T Tau–Aur T), terletak pada jarak 140 [[parsek]] dari Matahari.<ref>{{Cite journal|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> Contoh lain persatuan T termasuk [[persatuan T R Corona Australis]], [[persatuan T Lupus]], [[Persatuan T Chamaeleon|persatuan T Chamaeleon T]] dan [[Persatuan T Velorum|persatuan Velorum T]]. Persatuan T sering dijumpai di sekitar awan molekul tempat ia terbentuk. Beberapa buah peratuan, tetapi tidak semua, juga mengandungi bintang kelas O–B. Ahli kumpulan mempunyai umur dan asal yang sama, komposisi kimia yang sama, dan amplitud dan arah yang sama dalam vektor halaju mereka.

==== Persatuan R ====
Persatuan bintang yang menerangi [[nebula]] pantulan dipanggil ''persatuan R'', nama yang dicadangkan oleh Sidney van den Bergh selepas dia mendapati bahawa bintang dalam nebula ini mempunyai taburan yang tidak seragam.<ref name="ra1">{{Cite journal|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> Kumpulan bintang muda ini mengandungi bintang jujukan utama yang tidak cukup besar untuk menyuraikan awan antara bintang di tempat ia terbentuk.<ref name="Mon R2">{{Cite journal|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> Ini membolehkan sifat-sifat awan gelap yang berada di sekelilingnya diperiksa oleh ahli astronomi. Memandangkan persatuan R lebih banyak daripada persatuan OB, ia boleh digunakan untuk mengesan struktur lengan lingkaran galaksi.<ref>{{Cite journal|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> Contoh persatuan R ialah [[Monoceros R2]], terletak 830 ± 50 [[parsek]] dari Matahari.<ref name="Mon R2" />

=== Kumpulan bergerak ===
[[Fail:Ursa_Major_Łazy.jpg|kiri|thumb|250x250px| Ursa Major Moving Group, kumpulan bergerak bintang yang paling hampir dengan Bumi]]
Jika sisa-sisa persatuan bintang hanyut melalui Bima Sakti sebagai himpunan yang agak koheren, maka ia dipanggil '''kumpulan bergerak''' atau '''kumpulan kinematik.''' Kumpulan bergerak boleh jadi tua, seperti kumpulan bergerak [[HR 1614]] yang berusia dua bilion tahun, atau muda, seperti [[Kumpulan Bergerak AB Dor]] pada hanya 120&nbsp;juta tahun.

Kumpulan bergerak telah dipelajari secara intensif oleh [[Olin Eggen]] pada tahun 1960-an.<ref>{{Cite book|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|name-list-style=amp}}</ref> Senarai kumpulan bergerak muda terdekat telah disusun oleh López-Santiago ''et al.''<ref name="Santiago">{{Cite journal|last=López-Santiago, J.|last2=Montes, D.|last3=Crespo-Chacón, I.|last4=Fernández-Figueroa, M. J.|date=June 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> Yang paling dekat ialah [[Kumpulan bergerak Ursa Major|Kumpulan Bergerak Ursa Major]] yang merangkumi semua bintang dalam [[Asterisme (astronomi)|asterisme]] [[Bintang Biduk|Plow / Big Dipper]] kecuali [[Alpha Ursae Majoris|α Ursae Majoris]] dan [[Eta Ursae Majoris|η Ursae Majoris]]. Ini cukup dekat sehingga [[Matahari]] terletak di pinggir luarnya, tanpa menjadi sebahagian daripada kumpulan itu. Oleh itu, walaupun ahlinya tertumpu pada [[Keserongan|deklinasi]] berhampiran 60°U, beberapa ahli kumpulannya terpisah berada jauh merentasi langit seperti [[Segi Tiga Selatan|Triangulum Australe]] pada 70°S.

Senarai kumpulan bergerak muda sentiasa berkembang. Alat Banyan&nbsp;Σ<ref>{{Cite web|url=http://www.exoplanetes.umontreal.ca/banyan/banyansigma.php|title=BANYAN&nbsp;Σ|website=www.exoplanetes.umontreal.ca|access-date=2019-11-15}}</ref> kini menyenaraikan 29&nbsp;buah kumpulan bergerak muda berdekatan.{{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>}}  Tambahan terkini kepada kumpulan bergerak berdekatan ialah Persatuan [[Volans-Carina]] (VCA), ditemui dengan [[Gaia (kapal angkasa)|Gaia]],<ref name="GagnéEtal2018b">{{Cite journal|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> dan [[Persatuan Argus]] (ARG), disahkan dengan Gaia.<ref>{{Cite journal|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> Kumpulan yang bergerak kadangkala boleh dibahagikan lagi dalam kumpulan berbeza yang lebih kecil. Kompleks Persatuan Muda Austral Besar (GAYA) didapati terbahagi kepada kumpulan bergerak ''Carina'', ''Columba'', dan ''[[Persatuan Tucana-Horologium|Tucana-Horologium]]''. Tiga Persatuan itu tidak begitu berbeza antara satu sama lain, dan mempunyai sifat kinematik yang serupa.<ref>{{Cite book|title=Young, nearby, loose associations <!-- unsupported parameter |url=http://aspmonographs.org -->|last=Torres|first=C.A.O.|last2=Quast|first2=G.R.|last3=Melo|first3=C.H.F.|last4=Sterzik|first4=M.F.|date=2008-08-25|arxiv=0808.3362|bibcode=2008hsf2.book..757T|postscript=none}} &nbsp;in&nbsp; {{Cite book|url=http://aspmonographs.org|title=Handbook of Star Forming Regions: Volume&nbsp;II, The Southern Sky|publisher=Astronomical Society of the Pacific|year=2008|isbn=978-1-58381-678-3|editor-last=Reipurth|editor-first=Bo|series=Volume&nbsp;5|postscript=,|url-access=subscription|department=Monograph Publications (online)}} printed: {{ISBN|978-1-58381-671-4}}</ref>

Kumpulan muda bergerak mempunyai umur yang terkenal dan boleh membantu dengan pencirian objek dengan [[Anggaran umur bintang|umur]] yang sukar dianggarkan, seperti [[kerdil perang]].<ref>{{Cite journal|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> Ahli kumpulan bergerak muda yang berdekatan juga merupakan calon untuk [[cakera protoplanet]] yang diimej secara langsung, seperti [[TW Hydrae]] atau [[Planet luar suria|eksoplanet]] yang diimej terus, seperti [[Beta Pictoris b]] atau [[GU Piscium b|GU Psc b]].

=== Jaluran bintang ===
'''Jaluran bintang''' ialah gabungan [[Bintang|bintang-bintang]] yang mengorbit [[galaksi]] yang dahulunya merupakan [[Kelompok globul|kelompok globular]] atau [[galaksi kerdil]] yang kini telah terkoyak dan teregang di sepanjang orbitnya oleh daya pasang surut.<ref>{{Cite web|url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/stellar-streams-are-revealing-their-secrets/|title=Stellar streams are revealing their secrets|last=Schilling|first=Govert|date=January 12, 2022|publisher=Sky & Telescope|access-date=December 13, 2022}}</ref>

=== Kumpulan kinematik yang dikenali ===
Beberapa kumpulan kinematik berdekatan termasuk:<ref name="Santiago">{{Cite journal|last=López-Santiago, J.|last2=Montes, D.|last3=Crespo-Chacón, I.|last4=Fernández-Figueroa, M. J.|date=June 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>

== Lihat juga ==

* [[Astrometri]]
* [[Gaia (kapal angkasa)|''Gaia'' (kapal angkasa)]]
* [[Hipparcos]]
* [[Masalah n jasad|Masalah n-jasad]]
* [[Sisa kelompok terbuka]]
* [[Senarai persatuan bintang dan kumpulan bergerak berhampiran]]

== Rujukan ==
{{Reflist|40em}}

== Bacaan lanjut ==

* {{Cite web|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|url-status=dead|archive-url=https://archive.today/20120125061201/http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html|archive-date=2012-01-25|access-date=2008-02-25}}
* {{Cite web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/motion/space.html|title=The Space Velocity and its Components|publisher=University of Tennessee|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20080216225625/http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/motion/space.html|archive-date=2008-02-16|access-date=2008-02-25}}
* {{Cite journal|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}}
* {{Cite journal|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}}
* {{Cite journal|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}}
* {{Cite journal|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}}

== Pautan luar ==

* [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-01-97.html Siaran akhbar ESO tentang bintang yang melarikan diri] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080516062823/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-01-97.html|date=2008-05-16}}  </link>
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/runawaystar.html Kemasukan dalam Ensiklopedia Astrobiologi, Astronomi, dan Penerbangan Angkasa]
* [http://www.redorbit.com/news/space/371654/two_exiled_stars_are_leaving_our_galaxy_forever/ Dua Bintang Terbuang Meninggalkan Galaksi Kita Selamanya]
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hypervelocity_star.html Kemasukan dalam Ensiklopedia Astrobiologi, Astronomi, dan Penerbangan Angkasa]
* https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/
* [https://www.researchgate.net/publication/1779771_Young_stellar_kinematic_groups_and_their_relation_with_young_open_clusters_star_forming_regions_and_the_Gould_Belt Kumpulan kinematik bintang muda], David Montes, Departamento de Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid.
{{Star}}{{Sistem najam}}
[[Kategori:Astronomi galaksi]]
[[Kategori:Astronomi najam]]