Wys bron van Sterkinematika

[[Beeld:Barnard2005.gif|thumb|Die posisie van [[Barnard se Ster]] elke vyf jaar in die tydperk 1985-2005. Dit is die ster met die grootste [[eiebeweging]].<ref name=Kaler>{{cite web|first=James B.|last=Kaler|url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/barnard.html|title=Barnard's Star (V2500 Ophiuchi)|date=November 2005|work=Stars|publisher=James B. Kaler|access-date=12 July 2018|archive-url=https://web.archive.org/web/20060905110505/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/barnard.html|archive-date=5 September 2006|url-status=dead}}</ref>]]

'''Sterkinematika''' of '''stellêre kinematika''' in die [[sterrekunde]] is die waarneming of meting van [[ster]]re se beweging deur die ruimte.

Sterkinematika behels die meting van sterre se snelhede in die [[Melkweg]] en sy [[Lys van Melkweg se satelliet-sterrestelsels|satelliete]], sowel as die interne kinetika van verderweg geleë [[sterrestelsel]]s. Die meting van sterre in verskillende subkomponente van die Melkweg soos die [[Galaktiese uitbulting|uitbulting]] en die [[Galaktiese halo|halo]], verskaf belangrike inligting oor die vorming en [[Sterevolusie|evolusionêre geskiedenis]] van ons sterrestelsel. Kinematiese metings kan ook eksotiese verskynsels identifiseer soos hipervinnige sterre wat uit die Melkweg ontsnap, wat vermoedelik gebeur vanweë gravitasionele wisselwerkings tussen [[dubbelster]]re en die [[Sagittarius A*|supermassiewe swartkolk in die middel van die Melkweg]].

Sterkinematila hou verband met, maar is iets anders as, die onderwerp sterdinamika, wat die teoretiese studie behels van die beweging van sterre onder invloed van [[swaartekrag]]. Sterdinamiese modelle van [[sterrestelsel]]s of [[sterreswerm]]s word dikwels vergelyk met of getoets teen sterkinematiese data om hulle evolusionêre geskiedenis en massaverspreidings te bestudeer.

==Ruimtesnelheid==
Die komponent van sterbeweging na en weg van die [[Son]], bekend as [[radiale snelheid]], kan gemeet word van die spektrumverskuiwing wat deur die [[Dopplereffek]] veroorsaak word. Die [[eiebeweging]] moet gevind word deur 'n reeks posisiebepalings teen verder geleë voorwerpe. As die afstand na 'n ster bepaal is deur metodes soos [[parallaks]], kan die ruimtesnelheid uitgewerk word.<ref name=atoe05>{{cite web
 | date=2005-08-18
 | title=Stellar Motions (Extension)
 | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/proper_motion.html
 | publisher=Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation
 | work=Australia Telescope Outreach and Education
 | access-date=2008-11-19
 | archive-date=2013-06-06
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20130606071716/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/proper_motion.html
 | url-status=dead
 }}</ref> Dit is die ster se werklike beweging relatief tot die Son of die lokale standaard van rus (LSR). Laasgenoemde word gewoonlik geneem as 'n posisie by die huidige ligging van die Son, wat 'n ronde wentelbaan om die galaktiese sentrum volg teen die gemiddelde snelheid van dié nabygeleë sterre met 'n laesnelheidsverspreiding.<ref name=araa29>{{cite journal
 | author=Fich, Michel |author2=Tremaine, Scott
 | title=The mass of the Galaxy
 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | date=1991 | volume=29
 | issue=1 | pages=409–445
 | doi=10.1146/annurev.aa.29.090191.002205
| bibcode=1991ARA&A..29..409F}}</ref> Die Son se beweging met betrekking tot die LSR word die "unieke sonbeweging" genoem.

Die komponente van ruimtesnelheid in die [[Melkweg]] se  galaktiese koördinaatstelsel word gewoonlik aangedui as U, V en W (in km/s) met U positief in die rigting van die galaktiese sentrum, V positief in die rigting van die galaktiese rotasie en W positief in die rigting van die galaktiese noordpool.<ref name=aj93_2>{{cite journal
 | author=Johnson, Dean R. H. |author2=Soderblom, David R.
 | title=Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group
 | journal=Astronomical Journal | date=1987
 | volume=93 | issue=2 | pages=864–867
 | doi=10.1086/114370 | bibcode=1987AJ.....93..864J}}</ref> Die unieke beweging van die Son met betrekking tot die LSR is:<ref name=mnras403>{{cite journal
 | author=Schönrich, Ralph  | author2=Binney, James | author3=Dehnen, Walter
 | title=Local kinematics and the local standard of rest
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=2010 | volume=403
 | issue=4 | pages=1829–1833
 | arxiv=0912.3693
 | doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16253.x| doi-access=free |bibcode = 2010MNRAS.403.1829S | s2cid=118697588 }}</ref> 
:(U, V, W) = (11,1, 12,24, 7,25)&nbsp;km/s.<ref name=mnras298>{{cite journal
 | author=Dehnen, Walter |author2=Binney, James J.
 | title=Local stellar kinematics from HIPPARCOS data
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=1998 | volume=298
 | issue=2 | pages=387–394
 | arxiv=astro-ph/9710077
 | doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01600.x
 |doi-access=free
 | bibcode=1998MNRAS.298..387D|s2cid=15936627
 }}</ref>

==Gebruik van kinematiese metings==
Sterkinematika verskaf belangrike [[Astrofisika|astrofisiese]] inligting oor sterre en die sterrestelsels waarin hulle voorkom. Data van sterkinematika gekombineer met astrofisiese modellering verskaf belangrike inligting oor die galaktiese stelsel as 'n geheel. Stersnelhede wat in die heel binneste streke van sterrestelsels insluitende die Melkweg gemeet is, het bewyse verskaf dat baie sterrestelsels [[supermassiewe swartkolk]]e in hulle middel het. 

In buitestreke van sterrestelsels soos die [[galaktiese halo]] verskaf snelheidsmetings van [[bolswerm]]s wat daar wentel, bewyse van [[donker materie]]. 

Albei dié gevalle kan afgelei word van die sleutelfeit dat sterkinematika verband kan hou met die algehele potensiaal waarin sterre gebind is. Dit beteken met akkurate metings van die sterkinematika van 'n ster of groep sterre wat in 'n sekere streek van die sterrestelsel wentel, kan die swaartekragpotensiaal en massaverspreiding afgelei word as die swaartekragpotensiaal waarin die ster gebind is sy wentelbaan produseer en dien as die stukrag vir sy sterbeweging. 

Voorbeelde van die gebruik van kinematika gekombineer met modellering om 'n astrofisiese stelsel te konstrueer sluit in:

* '''Rotasie van die Melkweg se skyf''': Van die [[eiebeweging]] en [[radiale snelheid]] van sterre in die Melkweg se skyf kan gewys word daar is differensiële rotasie. Met 'n kombinasie van dié sterre se eiebeweging en radiale snelheid en versigtige modellering, is dit moontlik om 'n prentjie te kry van die beweging van die skyf. Die plaaslike karakter van galaktiese rotasie in die Son se omgewing word saamgevat deur die [[Oortkonstantes]].<ref>{{cite journal | last = Oort | first = JH | title = Observational evidence confirming Lindblad's hypothesis of a rotation of the galactic system | journal = Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands | date = 1927 | volume = 3 | pages = 275–282 | bibcode = 1927BAN.....3..275O | url = http://adsabs.harvard.edu/pdf/1927BAN.....3..275O}}</ref><ref>{{cite journal | last1 = Li | first1 = C | last2 = Zhao | first2 = G | last3 = Yang | first3 = C | title = Galactic Rotation and the Oort Constants in the Solar Vicinity | journal = The Astrophysical Journal | date = 2019 | volume = 872 | number = 2 | page = 205 | doi = 10.3847/1538-4357/ab0104 | bibcode = 2019ApJ...872..205L | s2cid = 127759240 | doi-access = free }}</ref><ref>{{cite journal | last1 = Olling | first1 = RP | last2 = Merrifield | first2 = MR | title = Refining the Oort and Galactic constants | journal =  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| date = 1998 | volume = 297 | issue = 3 | doi = 10.1046/j.1365-8711.1998.01577.x | pages = 943–952| arxiv = astro-ph/9802034 | bibcode = 1998MNRAS.297..943O | doi-access = free }}</ref>
* '''Strukturele komponente van die Melkweg''': Met die gebruik van sterkinematika kan sterrekundiges modelle konstrueer wat die algehele galaktiese struktuur verduidelik in terme van die afsonderlike kinematiese populasies van sterre. Dit is moontlik omdat dié afsonderlike populasies dikwels geleë is in spesifieke streke van sterrestelsels. In die Melkweg is daar byvoorbeeld drie hoofkomponente, elk met sy eie afsonderlike sterkinematika: die skyf, die halo en die uitstulping. Dié kinematiese groepe hou nou verband met die sterpopulasies in die Melkweg en vorm 'n sterk verhouding tussen die beweging en chemiese samestelling. Dit dui dus op verskillende vormingsmeganismes. Vir die Melkweg is die snelheid van sterre in die skyf <math>\mathrm{V} = 220 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{ s} ^{-1}</math> en 'n RMS (kwadratiese gemiddelde) snelheid relatief tot dié spoed van <math>\mathrm{V_{RMS}} = 50 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{ s} ^{-1}</math>. Vir sterre in die uitstulping is die relatiewe RMS groter: <math>\mathrm{V_{RMS}} = 150 ~ \mathrm{km} ~ \mathrm{s}^{-1}</math> en geen netto sirkulêre snelheid.<ref>{{Cite book |title=Galactic Dynamics |last1=Binney |last2=Tremaine |first1=James |first2=Scott |publisher=Princeton University Press |year=2008 |isbn=9780691130279 |pages=16–19}}</ref> Die halo bestaan uit sterre met wentelbane wat tot die uiterste streke van die sterrestelsel strek. Sommige van dié sterre sal aanhoudend ver van die galaktiese sentrum af wentel, terwyl ander in bane is wat hulle na verskillende afstande van die sentrum af bring. Dié sterre het min of geen gemiddelde rotasie nie. Baie sterre in dié groep behoort tot bolswerms wat lank gelede gevorm het en dus 'n afsonderlike vormingsgeskiedenis het wat afgelei kan word van hulle kinematika en swak [[Metaal (sterrekunde)|metaalinhoud]]. Die halo kan verder in 'n binneste en buitenste halo verdeel word, met die binneste halo wat 'n netto [[Retrograde en prograde beweging|prograde beweging]] in verhouding tot die Melkweg het en die buitenste halo wat 'n netto [[Retrograde en prograde beweging|retrograde beweging]] het.<ref>{{Cite journal |last=Carollo |first=Daniela |display-authors=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 |s2cid=4387133 }}</ref>
* '''Eksterne sterrestelsels''': Spektroskopiese waarnemings van eksterne sterrestelsels maak dit moontlik om die massabeweging van die sterre daarin te karakteriseer. Die beweging van individuele sterre kan gewoonlik nie daarin gesien word nie, maar die meting van die kinematika van die geïntegreerde sterpopulasie verskaf inligting soos die gemiddelde snelheid en die snelheidsverspreiding, wat dan gebruik kan word om die massaverspreiding in die stelsel af te lei. Metings van die gemiddelde snelheid as 'n funksie van posisie gee inligting oor die stelsel se rotasie.
* '''Massaverspreidings''': Deur die beweging van die kinematika van sekere voorwerpe soos bolswerms en die wentelbane van nabygeleë [[Satellietsterrestelsel|satellietdwergstelsels]], kan die massaverspreiding van die Melkweg of ander sterrestelsels bepaal word. Dit word gedoen deur kinematiese metings met dinamiese modellering te kombineer.

==Onlangse vordering danksy Gaia==
[[Beeld:Gaia’s stellar motion for the next 400 thousand years ESA22358019.png|thumb|250px|Die verwagte beweging van 40&nbsp;000 sterre oor die volgende 400&nbsp;000 jaar, soos bepaal deur Gaia EDR3.]]

In 2018 het die [[Gaia (ruimtetuig)|Gaia]]-datauitreiking&nbsp;2 (GAIA&nbsp;DR2) 'n aansienlike verbetering teweeggebring in sterkinematika danksy 'n groot datastel van presiese metings. Dit sluit gedetailleerde data oor sterkinematika en [[Parallaks|sterparallaks]] in. Daardeur is 'n meer genuanseerde begrip van die Melkweg se struktuur moontlik. 

Dit het veral die bepaling van die eiebeweging van talle hemelliggame vergemaklik, insluitende van 75 [[bolswerm]]s op afstande van tot <math>G=21</math>.<ref>{{Cite web |title=Gaia DR2 contents – Gaia – Cosmos |url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr2 |access-date=2024-03-08 |website=www.cosmos.esa.int |language=en-GB}}</ref> Verder het Gaia se omvattende datastel die meting moontlik gemaak van die absolute eiebewegings in nabygeleë elliptiese dwergsterrestelsels, wat dien as belangrike aanduiders om die massaverspreiding in die Melkweg te verstaan.<ref>{{Cite journal |last=Watkins |first=Laura |display-authors=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 |s2cid=85463973 |doi-access=free}}</ref>  

Hoewel die volledige GAIA DR4 nog geopenbaar moet word, bied dit 'n groter insig in [[witdwerg]]e, [[gravitasielens]]e, hipersnelheidsterre en die samesmeltingsgeskiedenis van die Melkweg.<ref>{{Cite journal |last1=Hodgkin |first1=S. T. |last2=Harrison |first2=D. L. |last3=Breedt |first3=E. |last4=Wevers |first4=T. |last5=Rixon |first5=G. |last6=Delgado |first6=A. |last7=Yoldas |first7=A. |last8=Kostrzewa-Rutkowska |first8=Z. |last9=Wyrzykowski |first9=Ł |last10=Leeuwen |first10=M. van |last11=Blagorodnova |first11=N. |last12=Campbell |first12=H. |last13=Eappachen |first13=D. |last14=Fraser |first14=M. |last15=Ihanec |first15=N. |date=2021-08-01 |title=Gaia Early Data Release 3 - Gaia photometric science alerts |url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2021/08/aa40735-21/aa40735-21.html |journal=Astronomy & Astrophysics |language=en |volume=652 |pages=A76 |doi=10.1051/0004-6361/202140735 |issn=0004-6361|arxiv=2106.01394 |bibcode=2021A&A...652A..76H }}</ref>

==Kinematiese groepe==
'n Stel sterre met soortgelyke bewegings en ouderdomme is bekend as 'n kinematiese groep.<ref name=Santiago>{{cite journal
 | author=López-Santiago, J. |author2=Montes, D. |author3=Crespo-Chacón, I. |author4=Fernández-Figueroa, M. J.
 | title=The Nearest Young Moving Groups
 | journal=The Astrophysical Journal |date=June 2006 | volume=643 | issue=2
 | pages=1160–1165 | doi=10.1086/503183 | bibcode=2006ApJ...643.1160L|arxiv = astro-ph/0601573 |s2cid=119520529 }}</ref> Dit is sterre wat 'n oorsprong kan deel, soos 'n verspreide oop [[sterreswerm]], die oorblyfsels van 'n stervormende streek of 'n versameling of oorvleueling van stervormingsuitbarstings op verskillende tye in aangrensende streke.<ref name=mnras328_1_45>{{cite journal | last1=Montes | first1=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. | display-authors=1 | 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 |date=November 2001 | doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x | doi-access=free | bibcode=2001MNRAS.328...45M |arxiv = astro-ph/0106537 | s2cid=55727428 }}</ref> 

Die meeste sterre ontstaan in [[molekulêre wolk]]e bekend as sterkwekerye. Die sterre wat in so 'n wolk ontstaan, vorm swaartekraggebonde oop sterreswerms met dosyne tot duisende lede met dieselfde ouderdom en samestelling. Dié swerms raak mettertyd ongebonde. Groepe jong sterre wat uit 'n swerm ontsnap of nie meer aan mekaar gebonde is nie, vorm [[sterassosiasie]]s. Namate die sterre ouer word en versprei, is hulle assosiasie nie meer geredelik duidelik nie en word hulle [[bewegingsgroep]]e van sterre.

Sterrekundiges kan vasstel of sterre lede van 'n kinematiese groep is as hulle dieselfde ouderdom, metaalinhoud en kinematika (radiale snelheid en eiebeweging) het. As die sterre in 'n bewegingsgroep naby of op dieselfde tyd uit dieselfde gaswolk ontstaan het, deel hulle eienskappe, al word hulle later deur getyekragte versteur.<ref>{{cite journal
 | last=Johnston | first=Kathryn V.
 | title=Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1996 | volume=465 | page=278
 | arxiv=astro-ph/9602060
|bibcode = 1996ApJ...465..278J |doi = 10.1086/177418 | s2cid=16091481
 }}</ref>

===Sterassosiasies===
{{Hoofartikel|Sterassosiasie}}
'n [[Sterassosiasie]] is 'n baie los [[sterreswerm]], wat gewoonlik van 10 tot 100 of meer sterre bevat. Hulle word nie meer deur [[swaartekrag]] verbind nie, anders as sterreswerms, en die lidsterre sal oor miljoene jare van mekaar af wegdryf en 'n [[bewegingsgroep]] word wanneer hulle verstrooi raak.<ref name="nao-cas">{{cite web
 |title = Discovery: New Moving Group in the Local Arm of the Milky Way
 |url = https://english.nao.cas.cn/ne2015/rn2015/202005/t20200513_237000.html
 |work = National Astronomical Observatories of China
 |publisher = Chinese Academy of Sciences
 |date = 13 May 2020
 |accessdate = 13 July 2024}}</ref>

====Tipes====
[[Beeld:Infrared VISTA view of a nearby star formation in Monoceros.jpg|thumb|240px|'n Infrarooi [[ESO]]-beeld van 'n sterkwekery in die [[Eenhoring (sterrebeeld)|Eenhoring]].]]

Wiktor Ambartsoemjan het eerste sterassosiasies in twee groepe, OB en T, verdeel op grond van die eienskappe van hulle sterre.<ref name=baas29>{{cite journal
 | last=Israelian | first=Garik | title=Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996
 | journal=Bulletin of the American Astronomical Society
 | year=1997 | volume=29 | issue=4 | pages=1466–1467
 | bibcode=1997BAAS...29.1466I
 }}</ref> 'n Derde kategorie, R, is later deur Sidney van den Bergh voorgestel vir assosiasies wat [[Newel#Soorte_newels|refleksienewel]]s verlig.<ref name="ra1">{{cite journal
 | first=W. | last=Herbst
 | title=R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae
 | journal=Astronomical Journal | year=1976 | volume=80
 | pages=212–226
 | doi=10.1086/111734 | bibcode=1975AJ.....80..212H| doi-access=free}}</ref>

====OB-assosiasies====
Jong assosiasies bevat 10 tot 100 swaar sterre van [[spektraalklas]] [[Sterreklassifikasie#Klas O|O]] en [[Sterreklassifikasie#Klas B|B]] en is bekend as OB-assosiasies. Sodra die omringende stof en gas van die wolk waaruit hulle ontstaan het weggeblaas is, raak die oorblywende sterre onverbonde en begin hulle van mekaar af dryf.<ref name="GAIA">{{cite web
 | date =2000-04-06
 | url = http://www.rssd.esa.int/SA-general/Projects/GAIA_files/LATEX2HTML/node27.html
 | title = OB Associations
 | publisher = The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section
 | access-date = 2006-06-08 }}</ref> Die meeste sterre in die [[Melkweg]] is vermoedelik in OB-assosiasies gevorm.<ref name="GAIA" />

Die naaste OB-assosiasie aan die Son is die Scorpius-Centaurus-assosiasie, wat sowat 400&nbsp;[[ligjare]] van hier geleë is.<ref>{{cite journal
 | last = Maíz-Apellániz  | first = Jesús
 | title=The Origin of the Local Bubble
 | journal=The Astrophysical Journal | year=2001
 | volume=560 | issue = 1
 | pages=L83–L86
 | doi = 10.1086/324016 | arxiv=astro-ph/0108472| bibcode=2001ApJ...560L..83M| s2cid = 119338135
 }}</ref> 

====T-assosiasies====
Jong stergroepe kan verskeie [[T Tauri-ster]]re bevat wat nog besig is om in die [[hoofreeks]] in te beweeg. Dié verspreide populasies van tot 1&nbsp;000 T&nbsp;Tauri-sterre is bekend as T-assosiasies. Die naaste voorbeeld is die Tau-Aur-T-assosiasie, sowat 456 ligjare van die Son af.<ref>{{cite journal |author1=Frink, S. |author2=Roeser, S. |author3=Neuhaeuser, R. |author4=Sterzik, M. K. |title=New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga |journal=Astronomy and Astrophysics |year=1999 |volume=325 |pages=613–622 |url=http://www.ari.uni-heidelberg.de/publikationen/pap1997/1997021/1997021.htm |bibcode=1997A&A...325..613F |arxiv=astro-ph/9704281 |access-date=20 Augustus 2024 |archive-date= 7 Augustus 2010 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100807172951/http://www.ari.uni-heidelberg.de/publikationen/pap1997/1997021/1997021.htm |url-status=dead }}</ref> T-assosiasies word dikwels aangetref naby die molekulêre wolk waarin hulle ontstaan het. Sommige, maar nie almal nie, sluit O-B-sterre in.

====R-assosiasies====
Assosiasies wat refleksienewels verlig, word R-assosiasies genoem. Sterre daarin het 'n nie-uniforme verspreiding.<ref name="ra1" /> Dié jong stergroepe bevat hoofreekssterre wat nie swaar genoeg is om die wolke waarin hulle gevorm het, op te breek nie.<ref name="Mon R2">{{cite journal
 |author1=Herbst, W. |author2=Racine, R.
 | title=R associations. V. MON R2.
 | journal=Astronomical Journal | year=1976 | volume=81
 | pages=840
 | doi=10.1086/111963| bibcode=1976AJ.....81..840H| doi-access=free}}</ref> 

===Bewegingsgroepe===
{{Hoofartikel|Bewegingsgroep}}
[[Beeld:Ursa Major Łazy.jpg|thumb|250px|Die Ursa Major-bewegingsgroep, die naaste sterbewegingsgroep aan die Aarde.]]

As die oorblyfsels van 'n sterassosiasie as 'n taamlik samehangende groep deur die Melkweg dryf, word hulle [[bewegingsgroep]]e genoem. Hulle kan taamlik oud wees, soos die HR&nbsp;1614-bewegingsgroep van 2&nbsp;miljard jaar; of jonk, soos die AB Doradus-bewegingsgroep van net 120&nbsp;miljoen jaar.

Bewegingsgroepe is in die 1960's intens deur Olin Eggen bestudeer.<ref>{{cite book |last=Eggen |first=O.J. |year=1965 |chapter=Moving groups of stars |editor1-last=Blaauw |editor1-first=Adriaan |editor2-last=Schmidt |editor2-first=Maarten |title=Observational Aspects of Galactic Structure: Lecture notes reported by participants |page=111 |name-list-style=amp |publisher=University of Chicago Press |location=Chicago |bibcode=1965gast.book..111E}}</ref> 'n Lys van die naaste jong bewegingsgroepe is deur López-Santiago et al. saamgestel.<ref name=Santiago/> Die naaste groep is die Ursa Major-bewegingsgroep wat al die sterre van die [[asterisme]] [[Groot Wa]] insluit buiten [[Dubhe]] en [[Eta Ursae Majoris|η Ursae Majoris]]. Dit is naby genoeg dat die [[Son]] aan sy buiterand lê, sonder om deel van die groep te wees.

Bewegingsgroepe kan soms in nog kleiner groepe verdeel word. Die Groot Australe Jong Assosiasie- (GAJA)-kompeks is verdeel in die bewegingsgroepe Carina, Columba en Tucana-Horologium. Die drie assosiasies verskil nie baie van mekaar nie en het dieselfde kinematiese eienskappe.<ref>{{cite book |last1=Torres |first1=C.A.O. |last2=Quast |first2=G.R. |last3=Melo |first3=C.H.F. |last4=Sterzik |first4=M.F. |date=2008-08-25 |title=Young, nearby, loose associations <!-- unsupported parameter |url=http://aspmonographs.org --> |arxiv=0808.3362 |bibcode=2008hsf2.book..757T |postscript=none}}  &nbsp;in&nbsp;  {{cite book |editor-last=Reipurth |editor-first=Bo |year=2008 |title=Handbook of Star Forming Regions: Volume&nbsp;II, The Southern Sky |url=http://aspmonographs.org |publisher=Astronomical Society of the Pacific |department=Monograph Publications (online) |series=Volume&nbsp;5 |isbn=978-1-58381-678-3 |url-access=subscription |postscript=,}} printed: {{ISBN|978-1-58381-671-4}}</ref>

===Sterrestrome===
'n [[Sterrestroom]] is 'n assosiasie van sterre wat eers 'n bolswerm was en nou om 'n sterrestelsel wentel nadat dit deur getykragte uitmekaargetrek en oor sy wentelbaan uitgerek is.<ref>{{cite web |last=Schilling |first=Govert |title=Stellar streams are revealing their secrets |url=https://skyandtelescope.org/astronomy-news/stellar-streams-are-revealing-their-secrets/ |publisher=Sky & Telescope |date=January 12, 2022 |access-date=December 13, 2022}}</ref>

==Verwysings==
{{Verwysings|3}}

==Nog leesstof==
{{refbegin|3}}
* {{cite web
 |last        = Majewski
 |first       = Steven R.
 |date        = 2006
 |url         = http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html
 |title       = Stellar Motions
 |publisher   = University of Virginia
 |access-date  = 2008-02-25
 |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
}}
* {{cite web
 | url = http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/motion/space.html
 | title = The Space Velocity and its Components
 | publisher = University of Tennessee
 | access-date = 2008-02-25
 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080216225625/http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/motion/space.html
 | archive-date = 2008-02-16
 | url-status = dead
 }}
* {{cite journal |author=Blaauw A. |author2=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|doi=10.1086/145866 |bibcode=1954ApJ...119..625B |doi-access=free }}
* {{cite journal | last1 = Hoogerwerf | first1 = 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 | doi=10.1086/317315 | bibcode=2000ApJ...544L.133H| arxiv = astro-ph/0007436 | s2cid = 6725343 }}
* {{cite journal|author1=Brown|author2=Geller|author3=Kenyon|author4=Kurtz|doi=10.1086/503279|title=A Successful Targeted Search for Hypervelocity Stars |date=2006 |volume=640 |issue=1|pages=L35–L38 |journal=The Astrophysical Journal |arxiv=astro-ph/0601580 |bibcode=2006ApJ...640L..35B|s2cid=17220212}}
* {{cite journal |display-authors=4 |last1=Edelmann |first1=H. |last2=Napiwotzki |first2=R. |last3=Heber |first3=U. |last4=Christlieb |first4=N. |last5=Reimers |first5=D. |title=HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star |journal=The Astrophysical Journal |volume=634 |issue=2 |pages=L181–L184 |date=2005 |doi=10.1086/498940 |bibcode=2005ApJ...634L.181E |arxiv = astro-ph/0511321|s2cid=15189914 }}
{{refend}}

==Skakels==
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/runawaystar.html Entry in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight]
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hypervelocity_star.html Entry in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight]
*https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/ {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20230306064031/https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/ |date=2023-03-06 }}
*[https://www.researchgate.net/publication/1779771_Young_stellar_kinematic_groups_and_their_relation_with_young_open_clusters_star_forming_regions_and_the_Gould_Belt Young stellar kinematic groups], David Montes, Departamento de Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid.
{{vertaaluit| taalafk = en | il = Stellar kinematics}}

{{Sterre}}
{{Normdata}}

[[Kategorie:Hemelmeganika]]