Astronomian, **izar-zinematika** espazioan zehar izarrek dituzten higiduren behaketa edo neurketa da.

Izar-zinematikaren barruan, Esne Bideko eta haren sateliteetako izar-abiaduren neurketa ikertzen da, baita galaxia urrunagoen barne-zinematika ere. Esne Bidearen hainbat azpiosagaitan izarren zinematika neurtzeak informazio garrantzitsua ematen du gure galaxiaren eraketa eta eboluzioari buruz. Azpiosagai hauek diska mehea, diska lodia, fardela eta izar-haloa dira. Neurketa zinematikoek fenomeno exotikoak ere identifika ditzakete, hala nola Esne Bidetik ihes egiten duten hiperabiadurako izarrak. Azken hauek izar bitarren grabitazio-topaketen eta galaxiaren erdigunean dagoen zulo beltz supermasiboaren emaitza dira.

Nahiz eta beraien artean ezberdintasun ugari egon, izar-zinematika eta izar-dinamika erlazionatuta daude. Izar-dinamikak izarren higiduren azterketa teorikoa eta hauen modelatzea (grabitatearen eraginpean) eskatzen du. Galaxiak edo izar-kumuluak bezalako sistemen izar-eredu dinamikoak, maiz, izarren datu zinematikoekin konparatzen dira, haien eboluzioa, historia eta masaren banaketa aztertzeko. Gainera, izar-dinamika materia iluna edo zulo beltz supermasiboak atzemateko erabiltzen da, izarrek orbitetan duten grabitazio eraginaren bidez.

Espazioko abiadura edo abiadura espaziala
-----------------------------------------

Izar-mugimenduan, Eguzkirantz edo Eguzkitik aldentzen den abiaduraren osagaiari osagai erradial deritzo. Hau Doppler efektuak espektroan eragindako aldaketen bidez neur daiteke. Abiaduraren zeharkako osagaia urrunago dauden objektuen posizio ezagunak erabiliz aurkitu behar da. Izar batekiko distantzia paralaxia bezalako teknika astrometrikoen bidez zehaztu ondoren, abiadura espaziala kalkula daiteke:

Izarren abiaduren osagai ezberdinak.
{\displaystyle v={\sqrt {v\_{z}^{2}+v\_{r}^{2}}}}

Hau da izarrak Eguzkiarekiko duen mugimendu erlatiboa edo tokian-tokiko atseden-estandarrarekiko (LSR; ingelesez Local Standard of Rest). Honek Eguzkitik hurbil dagoen Esne Bideko materiaren batez besteko higidurari (Zentro Galaktikoaren inguruan) egiten dio erreferentzia; eta bere higidura eliptikoa da. Eguzkiak LSRrekiko egiten duen mugimenduari "eguzki-mugimendu berezia" deritzo.

Neurketa zinematikoen erabilera
-------------------------------

Izarren zinematikak informazio astrofisiko garrantzitsua ematen du bizi diren izarrei eta galaxiei buruz. Izarrengandik lortutako datuek, eredu astrofisikoekin konbinatuta, sistema galaktikoari buruzko informazio esanguratsua ematen dute. Galaxietako eskualde sakonenetan neurtutako izar-abiadurek, Esne Bidea barne, agerian utzi dute galaxia askok zulo beltz supermasiboak dituztela erdian. Galaxietatik urrunago dauden eskualdeetan, han orbitatzen duten materia-multzoen abiadura-neurketek materia ilunaren existentziaren ebidentzia ematen dute. Bi kasu horiek funtsezko gertaera baten ondorio dira: Izar-zinematika izarren potentzialarekin lotuta egon daiteke. Horrek esan nahi du galaxia bateko eskualde jakin batean orbitatzen duten izarren neurketa zinematiko zehatzak egiten badira, potentzial grabitatorioa eta masaren banaketa ondoriozta daitezkeela, potentzial grabitatorioak izarren orbita sortzeko eta hauen mugimendua bultzatzeko balio baitu. Sistema astrofisiko bat eraikitzeko zinematikaren erabileraren adibideak:

* **Esne Bidearen diskaren errotazioa:** Esne Bidearen diskan dauden izarren berezko mugimenduetatik eta abiadura erradialetatik abiatuta, errotazioaren osagaiak abiadura angeluar desberdinetan higitzen direla froga daiteke. Neurketa horiek ordenagailu proiekzio arduratsu batekin konbinatzean, Esne Bidearen diskaren errotazioaren irudia lor daiteke.
* **Esne Bidearen osagai estrukturalak:** Izar-zinematika erabiliz, izarren talde zinematiko ezberdinen arabera, egitura galaktiko orokorra azaltzeko ereduak eraikitzen dituzte astronomoek. Izan ere, multzo desberdin horiek galaxia-eskualde espezifikoetan egoten dira maiz. Adibidez, Esne Bidean hiru osagai primario daude, bakoitza bere izar-zinematika propioarekin: diska, haloa eta fardela edo barra. Talde zinematiko horiek lotura estua dute Esne Bideko izar-populazioekin, eta zerikusia dute mugimenduaren eta konposizio kimikoaren artean. Horrela, zenbait eraketa-mekanismo adierazten dituzte. Esne Bidearen kasuan, bereziki, izar-diskaren abiadura 220km/s-koa da eta abiadura horrekiko batez besteko abiadura koadratikoa 50km/s-koa. Izar-lagin baten fardeleko izarrentzat, abiadurak ausaz orientatzen dira 150km/s baino abiadura erlatibo handiagoko batez besteko abiadura koadratikoarekin, abiadura zirkular garbirik gabe. Izar-halo galaktikoa galaxiaren kanpoko eremuetara zabaltzen diren orbitak dituzten izarrez dago osatua. Horietako batzuek erdigune galaktikotik urrun orbitatuko dute etengabe; beste batzuk, berriz, erdigune galaktikotik distantzia ezberdinetara daude. Izar horiek ia ez dute errotaziorik. Talde honetako izar askok bestelako eraketa-historia bat dute, zinematikatik eta metal ezagatik ondoriozta daitekeena.
* **Urruneko galaxiak:**  Urruneko galaxietan, materiaren eta erradiazioaren arteko interakzioaren behaketari esker, izarren mugimendu masiboak ezaugarritu daitezke. Galaxia hauetan aurkitzen diren izarrak, oro har, ez dira izar isolatuen mugimenduaren bezainbesteko zehaztasunez aztertzen; aldiz, neurketek batez besteko abiaduraren informazioa ematen dute, masa galaxiaren barruan nola banatzen den ondorioztatzeko. Batez besteko abiadurak posizioarekiko duen menpekotasuna neurtuta, galaxiaren errotazioari buruzko informazioa lortzen da, galaxiaren beste abiadurekin loturak aurkituz.
* **Masa-banaketa:** Hurbileko galaxia sateliteen orbiten zinematikaren bidez, Esne Bidearen edo beste galaxia batzuen masa-banaketa zehatz daiteke. Horretarako, neurketa zinematikoak dinamikarekin konbinatzen dira. Hau da, elkarrekin aztertzen dira denboran zeharreko garapen fisikoa eta mugimenduaren aldaketa.

"Gaia"-ri esker azkenaldian egondako aurrerapenak
-------------------------------------------------

*Gaia* Europako Espazio Agentziaren behatoki espaziala da, 2013an martxan jarria, 2025era arte erabilgarri mantentzeko ideiarekin. Bere helburua astrometrikoa da: izarren posizioak, distantziak eta mugimenduak zehaztasunez neurtzea. Behatokian jasotako informazio horrekin, orain arte egin den 3D espazio-katalogorik errealena eraikiko da.

"Gaia"-ren arabera, 40000 izarrek hurrengo 400 urteetan izango dituzten higidurak.
2018an, "Gaia"-k zituen datuak kaleratzean, Esne Bidearen egitura hobeto ulertu ahal izan zen. Datu hauei esker, espazio-objektu askoren mugimenduak zehaztu ahal izan dira, aurretik higidura egokia ezezaguna baitzen. Distantzia handietarako mugimendu absolutuaren neurketa zehatza ere biziki hobetu da aurreko inkestekin alderatuta, adibidez, Hubble teleskopio espazialaren bitartez egindakoekin.

Izar-zinematika mota ezberdinak
-------------------------------

Galaxietako izarrak haien zinematikaren arabera sailka daitezke. Adibidez, Esne Bideko izarrak bi ezaugarriren arabera banatzen dira: metaltasunean oinarrituta edo helioa baino zenbaki atomiko handiagoak dituzten elementuen proportzioan. Hurbileko izarren artean, metaltasun handiena duten I. izarrak izar-diskoan egoten dira normalean; populazio nagusiko II. izarrak, berriz, errotazio garbia txikia duten ausazko orbitetan egoten dira. Azken horiek orbita eliptikoak dituzte Esne Bidearen planora okertuta. Hurbileko izarren zinematikaren konparaketaren ondorioz, izar-taldeak ere identifikatu dira. Ziurrenik, hodei molekular erraldoietan jatorri bera duten izarrak dira.

Horrez gain, badaude izarrak sailkatzeko hainbat modu; haien abiadura-osagaietan oinarrituta adibidez. Eta sailkapen orrek izarraren eraketa-denboraren izaerari, egungo kokapenari eta galaxiaren egitura orokorrari buruzko informazio zehatza ematen du. Izar bat galaxia batean mugitzen den neurrian, bere mugimenduaren zehaztasunean laguntzen dute inguruko izarren eta masen potentzial grabitatorioek. Gainera, honek ez du galaxia barruan mugitzen diren izarren inguruko informazioa bakarrik ematen; bertan jaiotako edo sortutako izarrei buruzko informazioa ere ematen du izar-zinematikak.

### Abiadura handiko izarrak

Definizioaren arabera, abiadura handiko izar bat auzoko izarraren batez besteko abiadura baino 65-100km/s azkarrago mugitzen den izarra da. Abiadura handiko izarrak Jan Oort-ek aztertu zituen, eta bere datu zinematikoak erabili zituen abiadura handiko izarrek oso abiadura tangentzial txikia dutela aurresateko. Abiadura handiko izarren artean, ondoko hiru izar motak daude: izar iheskorrak, halo izarrak eta hiperabiadurako izarrak.

* **Izar iheskorrak:** Izar iheskor bat, inguruko materiarekin eta erradiazio-ingurunearekin alderatuta, abiadura anormalean mugitzen da espazioan zehar. Izar iheskor baten mugimendu egokiak, askotan, izar-taldetik urrun dagoela adierazten du. Ondorengo mekanismoek sor dezakete izar iheskor bat:4 izar iheskor izarrarteko gas dentsoko zonalde baten barrena.
	1. Izar-sistema baten bi izarren arteko interakzio grabitazionalak eragin dezake tartean dauden izar baten edo gehiagoren azelerazioa. Hori hiru izarreko izar-sistema egonkorretan gerta daiteke,  grabitazio-teorian hiru gorputzeko problemetan deskribatzen den bezala.
	2. Izar-sistemen arteko marruskadurak edo talkak eragin dezake bien zinematikan geldiketa. Horrelakoetan, sistema barruko izarrak azeleratu egiten dira, abiadura handikoak izatera helduz. Eskala handiko adibide bat Esne Bidearen eta Magallaesen Hodei Handiaren arteko grabitazio-elkarrekintza da.
	3. Supernoba batek eztanda egiten duenean, izar anitzeko sistemak eratzen ditu, eta hauek azeleratu egiten dira abiadura handiak iritsiz.

Mekanismo batek baino gehiagok azelera dezakete izar iheskor bakarra. Adibidez, alboko izar baten grabitazio-potentzialari esker azeleratutako izar masibo bat supernoba bat izatera hel daiteke. Supernoba hori beste izar batzuen inguruan gertatzen bada, baliteke prozesuan izar-iheskor gehiago sortzea.

"Gaia" satelitetik lortutako informazioa erabiliz, 20 hiperabiaduradun izarren posizioak eta itxarondako balioak.
* **Hiperabiaduradun izarrak****:** Hiperabiadurako izarrek (izar-katalogoetan HVS edo HV izenekoek) galaxia bateko gainerako izarrek baino askoz abiadura handiagoak dituzte. Kasu batzuetan galaxiaren ihes-abiadura gainditu egiten dute. Esne Bidean, mota honetako izarrek 1000 km/s inguruko abiadura izaten dute; izar arruntek, aldiz, 100 km/s ingurukoa. Mugimendu azkarrean dauden izar gehienak Esne Bidearen erdigune aldetik sortzen direla uste da, erdigunetik urruneko eskualdean baino gehiago aurkitzen direlako. Gure galaxian aurki daitekeen izar azkarrenetarikoa O-US 708 da, 1200 km/s inguruko abiaduraz mugitzen dena.

Jack G. Hills-ek 1988an iragarri zuen lehen aldiz hiperabiaduradun izarrak zeudela.  Warren Brown, Margaret Geller, Scott Kenyon eta Michael Kurtzek berretsi zuten hori 2005ean.  2008tik aurrera, hamar zeuden lokalizatuta, eta horietako bat *Magallaesen Hodei Handitik* sortu zela uste da.  Beste neurketa batzuek Esne Bidean jarri zuten azken honen jatorria, nahiz eta bere jatorria aztertzen jarraitzen den.

2017ko irailaren 1era arte, hiperabiadurako hogei izar inguru behatu ziren. Gehienak Ipar hemisferioan ikusi ziren arren, oraindik ere badaude Hego hemisferiotik bakarrik ikus daitezkeen hiperabiaduradun izar batzuk.

Esne Bidean 1.000  inguru daudela uste da. Esne Bidean 100 mila milioi izar inguru daudela kontuan hartuta, hau proportzio oso txikia da, %0.000001 hain zuzen ere. *Gaia-*ren bigarren bertsioaren emaitzek erakusten dute abiadura handiko izar gehienek probabilitate handia dutela Esne Bideari lotuta egoteko.

2019ko martxoan jakinarazi zen LAMOST-HCARD1 Esne Bideko izar-diskoko hiperabiaduradun izarra zela.

2019ko uztailean, astronomoek mota honetako izar bat aurkitu zutela jakinarazi zuten. Izar horrek 1.755 km/s egiten ditu, orain arte detektatutako beste edozein izar baino azkarrago. Izarra hegoaldeko zeruko konstelazioetan dago, eta Lurreko 29.000 argi-urte ingurura. Galaxiaren erdian dagoen zulo beltz supermasiboarekin elkarrekintzan aritu ondoren, litekeena da Esne Bidetik kanporatua izana.

##### Hiperabiaduraren jatorria

Izar iheskorra "30 Doradus" galaxiatik urruntzen. Argazkia "Hubble" teleskopioak ateratakoa da.
Uste da hiperabiauradunak, batez ere, izar bitarren eta Esne Bidearen erdiko zulo beltz supermasiboaren arteko hurbileko elkarguneek sortzen dituztela. Bi izarretako bat grabitazioaren eraginez harrapatzen du zulo beltzak (inguruan orbitan sartzeko); besteak, berriz, abiadura handiz ihes egiten du, eta abiadura handiko izar bilakatzen da.

Abiadura handiko izar ezagunak sekuentzia nagusiko izarrak dira, Eguzkiaren antzeko masarekin. Masa txikiagokoak aurkitzea ere espero da.

Esne Bidean sartu diren hiperabiaduradun izarrak *Magallaes-en Hodei Handia* galaxiatik etorri ziren. Honek, Esne Bidearen erdigunetik hurbil zegoenean, grabitazio-erakarpen handiak jasan zituen. Horiek izarretako batzuen energia handitu egin zuten, eta galaxiatik erabat askatu eta espaziora jaurti ziren.

Neutroi-izar batzuk antzeko abiadurekin ibiltzen direla ondorioztatzen da. Horrek zerikusia izan lezake abiadura handiko izarrak kanporatzeko mekanismoarekin. Neutroi-izarrak supernoba-leherketen ondorio dira, eta haien muturreko abiadurak supernoba-leherketa asimetriko bat izango du kausa. Adibidez, RX J0822-4300 neutroi-izarra, *Chandraren X izpien behatokiak* 2007an 1.500 km/s-ko abiaduraz (argiaren abiaduraren %0,5) neurtu zuena, lehen moduan gertatu zela uste da.

Teoria batek izar-sistema bitar batean bi nano zuriren arteko fusioaren hasiera aipatzen du, eta masiboenaren leherketa eragiten du. Eztandak irauten duen bitartean ez bada hondatzen zuri txikiena, handienaren grabitazio-lotura izateari utziko dio, eta sistema utziko du hiperabiadurako izar gisa. 2018an, *Gaia* satelitearen datuak dituzten hiru izar aurkitu ziren.

Talde zinematiko ezberdinak
---------------------------

Mugimendu espazial berdina eta antzeko adina duten izarren multzo bati talde zinematiko deritzo. Izar horiek jatorri bera izan dezakete. Jatorri motak hiru baino ezin dira izan: 1) Kluster ireki baten lurruntzea, 2) izarrak eratzen dituen eskualde baten hondakinak, edo 3) elkarren ondoan dauden eskualdeetan aldi desberdinetan gainjarritako izarrak eratzeko leherketa-bilduma. Izar gehienak izar-haztegi izeneko hodei molekularren barruan sortzen dira. Hodei baten barruan eratutako izarrek grabitazio-elkartze irekiak osatzen dituzte, eta mila kide dituzte, antzeko adina eta konposizioa dituztenak. Talde horiek denborarekin bereizten dira. Kluster batetik ihes egiten duten izar gazteek izar-taldeak osatzen dituzte. Horiek zahartu eta sakabanatu ahala, haien arteko lotura ez da oso egonkorra, eta izar-talde mugikor bihurtzen dira.

Astronomoek izarrak taldetan sailka ditzakete, adin, metalikotasun eta zinematika bera baitute talde bereko kideek. Izarrak gas-hodei beretik hurbil eta ia aldi berean sortu zirenez, nahiz eta geroago marea-indarrek aldatu, antzeko ezaugarriak dituzte.

### Asoziazioa

Izarren elkarketa oso bakarti bat da, eta izarrek jatorri bera dute, baina grabitatearen ondorioz aske bihurtu dira, baina oraindik ere elkarrekin mugitzen dira espazioan. Mugimendu-bektoreek identifikatzen dituzte nagusiki elkarteak. Konposizio kimikoaren bidezko identifikazioa taldeko kideak zehazteko ere erabiltzen da.

Viktor Ambartsumian astronomo armeniarrak aurkitu zituen lehen aldiz izar-taldeak 1947an. Talde baten izen konbentzionalak konstelazioaren (edo konstelazioen) izenak edo laburdurak erabiltzen ditu.

#### Motak

Viktor Ambartsumianek izar-taldeak bi taldetan sailkatu zituen lehenbizi: OB eta T taldeak, izarren propietateetan oinarrituta. Hirugarren kategoria bat, R, proposatu zuen geroago Sidney van den Bergh-ek, islapen-nebulosak argitzen dituzten elkarteentzat. Izar talde batzuek, halaber, OB eta T elkarteen, bien, propietateak erakusten dituzte; beraz, kategorizazioa ez dago beti argi.

* "Carina OB1", OB talde handia.**OB Taldea****:** Talde honetako izar-taldeek O eta B espektro-klaseetako 10-100 izar masibo izango lituzkete. Gainera, masa txikiko eta ertaineko ehunka edo milaka izar ere badituzte talde horiek. Uste da taldeko kideak hodei molekular erraldoi baten barruan eratzen direla, bolumen txikiaren barruan. Inguruko hautsa eta gasa sakabanatu ondoren, gainerako izarrak desegin eta bereizten hasten dira. Uste da Esne Bideko izar gehienak OBren elkarteetan sortu zirela. O motako izarrak bizitza laburrekoak dira, eta supernoba gisa iraungiko dira gutxi gorabehera 1.000.000.000 urte igaro ondoren. Ondorioz, OBren elkarteek milioi urte gutxi edo gutxiago izaten dituzte. Elkartearen O-B izarrek hamar milioi urtean erre zuten erregai guztia. Hipparcos sateliteak OBren dozena bat elkarte kokatu zituen Eguzkiaren 650 betazaletan. OB elkarte hurbilena Scorpius-Centaurus elkartea da, Eguzkitik 400 argi-urte inguruan kokatua. OBren elkarteak ere aurkitu dira Magallaesen Hodei Handian eta Andromeda galaxian.
* **T Taldea:** Izar-talde gazteek T Tauri izar batzuk izan ditzakete, oraindik sekuentzia nagusian sartzeko prozesuan daudenak. T Tauri izeneko mila izar arteko populazioak urriak dira. Taus-Auriga T elkartea da adibiderik hurbilena, Eguzkitik 140 parsec-etara. T elkarteen beste adibide batzuk ondoko hauek dira: R Corona Australis T elkartea, Lupus T elkartea, Chamaeleon T elkartea eta Velorum T elkartea. Talde hauek sortu ziren hodei molekularretik gertu egoten dira maiz. Batzuek, baina ez guztiek, OB motako izarrak dituzte. Taldeko kideek adin eta jatorri bera dute, konposizio kimiko bera eta abiadura bektorearen anplitude eta norabide bera.
* **R Taldea:** Islapen-nebulosak argiztatzen dituzten izar-elkarteei R elkarte deitzen zaie, Bergh-ek iradokitako izena, nebulosa horietako izarrek banaketa ez-uniformea zutela jakin ondoren. Izar-talde gazte horiek sekuentzia nagusiko izarrak dituzte, eta izar horiek ez dira behar bezain handiak sortu ziren izar-arteko hodeietatik sakabanatzeko. Horri esker, inguruko hodei ilunaren propietateak azter ditzakete astronomoek. R elkarteak OBren elkarteak baino ugariagoak direnez, espiral galaktikoaren besoen egitura arakatzeko erabil daitezke. Talde honen adibide ezaguna da  Monoceros R2 taldea da, Eguzkitik 830 parsec-etara kokatua.

### Higikorrak

Izar-talde baten hondakinak Esne Bidean zehar muntaia koherente gisa mugitzen badira, talde zinematiko deitzen zaie. Mugimenduan dauden taldeak zaharrak izan daitezke. Hauen adibide da HR, 1614. urtetik bi mila milioi urtera bitarteko mugimenduan dagoen taldea. Gazteak ere izan daitezke, AB Dor bezala, 120 milioi urteko mugimenduan higitzen dagoena.

"Ursa Major Move Group" talde higikorra, Lurretik gertuen dagoen izar talde higikorra.
Talde mugikorrak sakon aztertu zituen Olin Eggen-ek 1960ko hamarkadan.  Talde mugikor gazte eta hurbilen zerrenda López-Santiagok bildu du. Hurbilen dagoena Ursa Major Move Group da.

Mugitzen ari diren talde gazteen zerrenda etengabe aldatzen ari da. Banyan tresnak, gaur egun, hurbileko mugimenduan dauden 29 gazte-talde aipatzen ditu. Talde hauei egin berri zaizkien gehikuntzak Argus Elkartearekin (ARG) eta Asociación Volans-Carina (VCA) aurkitutakoak dira, Gaia satelitearekin berretsita. Batzuetan, talde mugikorrak talde txikiagotan bana daitezke, antzeko propietateak dituzten talde mugikor txikiak bilakatuz.

### Izar-sortak

Izar-sorta, inoiz globulu-kumulu edo galaxia nano bat zen galaxia bat orbitatzen zuen izar-elkarketa bat da; grabitate-indarren ondorioz bertatik urrundu zena.

Erreferentziak
--------------

1. ↑   **(Ingelesez)** Johnson, Hugh M..  (1957-02). «The Kinematics and Evolution of Population I Stars» *Publications of the Astronomical Society of the Pacific* 69: 54. doi:10.1086/127012. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
2. ↑   Sparke, Linda Siobhan.  (2007). *Galaxies in the universe : an introduction.*  (2nd ed. argitaraldia) Cambridge University Press ISBN 0-521-85593-4. PMC 74967110. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
3. ↑   **(Ingelesez)** Carollo, Daniela; Beers, Timothy C.; Lee, Young Sun; Chiba, Masashi; Norris, John E.; Wilhelm, Ronald; Sivarani, Thirupathi; Marsteller, Brian *et al*..  (2007-12-13). «Two stellar components in the halo of the Milky Way» *Nature* 450 (7172): 1020–1025. doi:10.1038/nature06460. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
4. ↑    *Schoenrich, R.; Binney, J.; Dehnen, W.; De Bruijne, J. H.J.; Mignard, F.; Drimmel, R.; Babusiaux, C.; Bailer-Jones, C. A.L.; Bastian, U.; Biermann, M.; Evans, D. W.; Eyer, L.; Jansen, F.; Jordi, C.; Katz, D.; Klioner, S. A.; Lammers, U.; Lindegren, L.; Luri, X.; o'Mullane, W.; Panem, C.; Pourbaix, D.; Randich, S.; Sartoretti, P.; Siddiqui, H. I.; Soubiran, C.; Valette, V.; Van Leeuwen, F.; Walton, N. A.; et al. (2016). "Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 595: A2. arXiv:1609.04172. Bibcode:2016A&A...595A...2G. doi:10.1051/0004-6361/201629512. S2CID 1828208..* .
5. ↑   Crockett, Christopher.  (2014-06-03). «Atom & cosmos: Light shed on galaxy's far side: ‘Variable stars’ could help map Milky Way's dark matter» *Science News* 185 (12): 8–9. doi:10.1002/scin.5591851205. ISSN 0036-8423. (Noiz kontsultatua: 2022-12-01).
6. ↑    *Hills, J. G. (1988). "Hyper-velocity and tidal stars from binaries disrupted by a massive Galactic black hole". Nature. 331 (6158): 687–689. Bibcode:1988Natur.331..687H. doi:10.1038/331687a0. S2CID 4250308..* .
7. ↑    *Irving, Michael (13 November 2019). "Fastest star ever found is being flicked out of the Milky Way". NewAtlas.com. Retrieved 18 November 2019..* .
8. ↑    *Oh, Seungkyung; Kroupa, Pavel; Pflamm-Altenburg, Jan (2015). "Dependency of Dynamical Ejections of O Stars on the Masses of Very Young Star Clusters". The Astrophysical Journal. 805 (2): 92. arXiv:1503.08827. Bibcode:2015ApJ...805...92O. doi:10.1088/0004-637X/805/2/92. ISSN 0004-637X. S2CID 119255350..* .
9. ↑    *Edelmann, H.; Napiwotzki, R.; Heber, U.; Christlieb, N.; et al. (2005). "HE 0437-5439: An Unbound Hypervelocity Main-Sequence B-Type Star". The Astrophysical Journal. 634 (2): L181–L184. arXiv:astro-ph/0511321. Bibcode:2005ApJ...634L.181E. doi:10.1086/498940. S2CID 15189914..* .
10. ↑    *"OB Associations" (PDF). GAIA: Composition, Formation and Evolution of the Galaxy. 2000-04-06. Retrieved 2013-11-14..* .

Kanpo estekak
-------------

|  |  |
| --- | --- |
| Autoritate kontrola | 
* **Wikimedia proiektuak**
* Wd Datuak: Q6440

 |

* Wd Datuak: Q6440