ハイパースピードランナー – ウィキペディア
ハイパー – クイックランナー （ 英語 超高速星 ;短い HVS ）天の川の重力場を離れるために300〜1000 km/s（つまり、光の速度に1〜3 〜3秒）で十分に速く移動する星です。彼らは通常の高速能力者よりも速いです。彼らの運動エネルギーは家の銀河を離れるのに十分ではありません。
ハイパークイックランナーは、主にスペクトルタイプBのメインシリーズスターであり、表面温度は約12,000ケルビンで、質量は3〜8の太陽質量です。必要な運動エネルギーが生まれる可能性のあるさまざまな仮説があります。
ハイパーキックランナーとしてカウントされる多くのBスターがありますが、後のスペクトルタイプのハイパーファストランナーはいないようです。ハイパースピードランナーは、ほとんどが銀河ハローに見られます。銀河のハイパークイックランナーの起源は、動きの方向が常にそこから変更されるため、天の川の中心にあるようです。太陽の近くのHVS星の速度は300〜700 km/sの範囲にあり、それにより値が最初の近似に分布します。これは、銀河中心の近くの700〜1000 km/sの元の速度に対応します。 [初め]
最も一般的な理論は、ミルキーウェイ内の中央ブラックホールに遭遇すると、ダブルスターシステムがバラバラになっているときに、ハイパークイックランナーが加速されるということです。
ただし、一部の星の寿命は銀河中心からのこれらの速度でも現在の場所に到達するには低すぎるため、これはすべてのハイパークイックランナーに適用できません。さらに、中央のブラックホールの近くで二重星の破壊が唯一の起源である場合、天の川の100人のハイパークイックランナーが100回多すぎます。第三に、運動エネルギーの可能性のある利益は、近くの軌道から星の1つを飛行させるにはあまりにも低すぎます。ダブルスターシステムは、非常に広い距離から中央のブラックホールにほぼ直接落ちなければなりません。ダブルスターシステムの星はほとんど触れているはずです。
代替仮説は次のとおりです。 [2] [3]
- ダブルスターシステムでの非対称超新星爆発：
これらについては、通常の高速適合についても説明します。多くのハイパークイックランナーは、星の密度、したがって超新星の爆発に起因する素早いruで発生したラピッドランナーの数が、銀河ディスクの屋外エリアよりも高いという事実によって、銀河中心の方向から来ているように見えるという事実によって説明できます。 - 銀河中心の近くの2番目のブラックホール：
それは起源の源を理解させるでしょうが、より高い脱出速度を観察する必要があります。 - 銀河のコアの活動：
これはまた、現在休憩モードになっている天の川の中心でジェット形成につながります。ジェットがガスを満たしている場合、これはその後の星形成による圧縮と、速度を逃れるために1,000万年にわたって分子雲の加速につながります。最終速度が最も高いのは、超新星の爆発による二重星システムの破壊の結果です。星は作成されたときに中央から加速されるため、スペクトルクラスOの短命のメインシリーズスターも銀河中央から離れることができます。 - 20未満の太陽質量とダブルスターシステムのブラックホールとの相互作用 [4]
- 銀河を通って高速で移動するBスターンは、青い亜層である可能性があります。熱核超新星の単純に設計されたシナリオでは、メインシリーズのスターが質量を白いd星に転送します。これはもはや重力崩壊を防ぐことができません。超新星の爆発では、白い小人は完全に破壊され、前の仲間は爆発の影響を通して青い下水に発達します。 [5]
- ハイパーキックランナーの一部は、中央のブラックホールの近くのドワーフ銀河に潮の効果を生み出すことができます。 [6]
- HVS 1：SDSS J090745.0+024507
- HVS 2：SDSS J093320.86+441705.4、また：US 708、ダブルスターパートナーの超新星
- HVS 3：He 0437-5439、青い巨人、V = 715 km/s、約100 Myaの前に銀河中央と出会う
- HVS 4：SDSS J091301.00+305120.0、また：USNO-A2.0 1200-06254578、星座がん、V = 603 km/s、銀河中心との出会い130 Mya
- HVS 5：SDSS J091759.42+672238.7
- HVS 6：SDSS J110557.45+093439.5
- HVS 7：SDSS J113312.12+010824.9
- HVS 8：SDSS J094214.04+200322.1
- HVS 9：SDSS J102137.08-005234.8
- HVS 10：SDSS J120337.85+180250.4
2020年、北京の中国科学アカデミーの国家天文学者の李yinbi（李银碧）周辺の天文学者 [7] マックスプランク天文学研究所、ヨーロッパ南スターンハワルテ、東京591の統計数学研究所の科学者との協力により、43の1日は乳白色のウェイの重力場を離れて、視床間のランナーである。 [8] [9] この目的のために、彼らは中国のLamost望遠鏡とGaia Room Probeのデータを合計1,000万人の星で評価していました。 [十]
HD 271791では、軌跡を観察することにより、この星は決して天の川の中心に近づくことができなかったことがわかりました。 1億5,000万年前にこの高速を獲得した別の小さな銀河で天の川に会うことにより、おそらくそうです。 [11] HDは、星の通常の化学組成からも逸脱しています。たとえば、彼はシリコンを持っています。 [12番目] [13] [14]
- ↑ Elena M. Rossi, Shiho Kobayashi, Re’em Sari: 過速度星の速度分布 。の： 天体物理学。太陽および恒星の天体物理学 。 2013、arxiv： 1307.1134v1 。
- ↑ ボー・ワンガ、Zhanwen Hana： タイプIA超新星の先祖 。の： 天体物理学。太陽および恒星の天体物理学 。 2012、arxiv： 1204.1155V1 。
- ↑ ジョセフ・シルク、ヴィンチェンツォ・アントヌッチョ団、ヨハン・デュボア、ヴォルカー・ガイミブラー、マルセル・R・ハース、サデグ・ホッホファー、マーティン・クラウス： 銀河中心の巨大な分子雲とのジェット相互作用と過速度星の排出 。の： 天体物理学。太陽および恒星の天体物理学 。 2012、arxiv： 1209.1175V1 。
- ↑ イダン・ギンズバーグ、ウォーレン・R・ブラウン、ゲイリー。 A.ウェグナー： 超高速星の変動性 。の： 天体物理学。太陽および恒星の天体物理学 。 2013、arxiv： 1302.1899v1 。
- ↑ ポール・M・リッカーとロナルド・E・タム： シングルデゲネートシナリオ内のタイプIA超新星の残骸におけるインパクト後のレムナントヘリウムスターの進化 。の： 天体物理学。太陽および恒星の天体物理学 。 2013、arxiv： 1303.1228V1 。
- ↑ Kastytis Zubov、Graham A. Wynn、Alessia Gualandris： 中央のパルセックの超新星：空間的に異方性の星を生成するためのメカニズム 。の： 天体物理学。太陽および恒星の天体物理学 。 2013、arxiv： 1305.3997v1 。
- ↑ yinbi li。 の： ResearchGate.net。 2021年1月14日にアクセス （英語）。
- ↑ 中国の天文学者は、600近くの高速星を発見します。 の： Chinadaily.com.cn。 2020年12月28日、 2021年1月14日にアクセス （英語）。
- ↑ 中国の天文学者は何百もの高い速度星を発見し、その多くは銀河から遠く離れています。 の： xw.qq.com。 2021年1月4日、 2021年1月14日にアクセス （中国語）。
- ↑ Yin-Bi Li et al： 591 Lamost DR7およびGaia DR2から選択された銀河ハローの高速星。 The Astrophysical Journal Supplementシリーズ、7。Dezebre2020、 2021年1月13日にアクセス （英語）。
- ↑ Olaf Stampf： sonnenのためのカタパルト 、Spiegel Online 2009年9月7日
- ↑ ウルリッヒ・ヒーバー： 銀河からのスリングショットについて （ ページは使用できなくなりました。検索してください Webarchiven ）） 情報： リンクは、欠陥として自動的にマークされました。指示に従ってリンクを確認してから、このメモを削除してください。 、イノベーションレポート2009年3月3日
- ↑ マリア・フェルナンダ・ニエヴァ、ウルリッヒ・ヒーバー、ノーバート・プラジビラ： 発見された新しいハイパー – クイックランナー：今回は天の川の中心のブラックホールではありませんでした 、Max Planck Institute for Astrophysics 2009年1月7日
- ↑ Olaf Stampf： 天文学：ソネンのためのカタパルト 。の： 鏡 。 いいえ。 37 、2009年（ オンライン – 7. 2009年9月 ）。
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