ในทางดาราศาสตร์จลนศาสตร์ของดาวฤกษ์คือการศึกษาหรือการวัดจลนศาสตร์หรือการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ในอวกาศโดย วิธีการสังเกต

จลนพลศาสตร์ของดาวฤกษ์ครอบคลุมถึงการวัดความเร็ว ของดาวฤกษ์ ในกาแล็กซีทางช้างเผือกและดาว บริวาร รวมถึงจลนพลศาสตร์ภายในของกาแล็กซี ที่อยู่ไกลออกไป การวัดจลนพลศาสตร์ของดาวฤกษ์ในส่วนประกอบย่อยต่างๆ ของกาแล็กซีทางช้างเผือก เช่นจานบางจานหนา ส่วนนูนและรัศมีดาวฤกษ์ให้ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับการก่อตัวและประวัติวิวัฒนาการของกาแล็กซีของเรา การวัดจลนพลศาสตร์ยังสามารถระบุปรากฏการณ์แปลกประหลาด เช่น ดาวฤกษ์ความเร็วสูงที่หลุดออกจากกาแล็กซีทางช้างเผือก ซึ่งตีความว่าเป็นผลมาจากการปะทะกันทางแรงโน้มถ่วงของดาวคู่กับหลุมดำมวลมหาศาลที่ใจกลางกาแล็กซี

จลนพลศาสตร์ของดาวฤกษ์มีความเกี่ยวข้องแต่ก็แตกต่างจากพลศาสตร์ของดาวฤกษ์ซึ่งเกี่ยวข้องกับการศึกษาเชิงทฤษฎีหรือการสร้างแบบจำลองการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงแบบจำลองพลศาสตร์ของดาวฤกษ์ของระบบต่างๆ เช่น กาแล็กซีหรือกระจุกดาว มักถูกนำมาเปรียบเทียบหรือทดสอบกับข้อมูลจลนพลศาสตร์ของดาวฤกษ์เพื่อศึกษาประวัติการวิวัฒนาการและการกระจายมวล และเพื่อตรวจจับการมีอยู่ของสสารมืดหรือหลุมดำมวลมหาศาลผ่านอิทธิพลของแรงโน้มถ่วงที่มีต่อวงโคจรของดาวฤกษ์

องค์ประกอบของการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เข้าหาหรือออกจากดวงอาทิตย์ ซึ่งเรียกว่าความเร็วเชิงรัศมีสามารถวัดได้จากการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมที่เกิดจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ การเคลื่อนที่ ตามขวางหรือการเคลื่อนที่ที่แท้จริงจะต้องหาได้จากการกำหนดตำแหน่งหลายครั้งเทียบกับวัตถุที่อยู่ไกลออกไป เมื่อกำหนดระยะทางไปยังดาวฤกษ์ได้ด้วย วิธีการ ทางดาราศาสตร์เช่นพาราแลกซ์แล้วก็สามารถคำนวณความเร็วในอวกาศได้^{[ 2 ]} นี่คือ การเคลื่อนที่จริงของดาวฤกษ์เมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์หรือมาตรฐานการพักตัวในท้องถิ่น (LSR) ซึ่งโดยทั่วไปจะถือว่าเป็นตำแหน่งปัจจุบันของดวงอาทิตย์ที่โคจรเป็นวงกลมรอบศูนย์กลางกาแล็กซีด้วยความเร็วเฉลี่ยของดาวฤกษ์ใกล้เคียงที่มีการกระจายความเร็วต่ำ^{[ 3 ]}การเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับ LSR เรียกว่า "การเคลื่อนที่เฉพาะของดวงอาทิตย์"

ส่วนประกอบของความเร็วในอวกาศในระบบพิกัดกาแล็กซีทางช้างเผือกมักจะถูกกำหนดเป็น U, V และ W โดยระบุเป็น km/s โดย U เป็นบวกในทิศทางของศูนย์กลางกาแล็กซี V เป็นบวกในทิศทางของการหมุนของกาแล็กซีและ W เป็นบวกในทิศทางของ ขั้ว กาแล็กซีเหนือ^{[ 4 ]}การเคลื่อนที่ที่แปลกประหลาดของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับ LSR คือ^{[ 5 ]}

(U, V, W) = (11.1, 12.24, 7.25) กม./วินาที

ด้วยความไม่แน่นอน ทางสถิติ (+0.69−0.75, +0.47−0.47, +0.37−0.36) กม./วินาที และความไม่แน่นอนเชิงระบบ (1, 2, 0.5) กม./วินาที (โปรดทราบว่า V มีค่ามากกว่าที่ประมาณไว้ในปี 1998 โดย Dehnen et al. ^{[ 6 ]} อยู่ 7 กม./วินาที )

การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ให้ ข้อมูล ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ที่สำคัญ เกี่ยวกับดาวฤกษ์และกาแล็กซีที่พวกมันอาศัยอยู่ ข้อมูลการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ที่รวมกับการสร้างแบบจำลองทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์จะสร้างข้อมูลที่สำคัญเกี่ยวกับระบบกาแล็กซีโดยรวม ความเร็วของดาวฤกษ์ที่วัดได้ในบริเวณชั้นในสุดของกาแล็กซีรวมถึงทางช้างเผือกได้ให้หลักฐานว่ากาแล็กซีหลายแห่งมีหลุมดำมวลมหาศาลอยู่ที่ใจกลาง^{[ 7 ] [ 8 ]}ในบริเวณที่ไกลออกไปของกาแล็กซี เช่น ภายในฮาโลของกาแล็กซี การวัดความเร็วของ กระจุก ดาวทรงกลมที่โคจรอยู่ในบริเวณฮาโลของกาแล็กซีเหล่านี้ให้หลักฐานของสสารมืดทั้งสองกรณีนี้มาจากข้อเท็จจริงที่สำคัญที่ว่าการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์สามารถเชื่อมโยงกับศักยภาพ โดยรวม ที่ดาวฤกษ์ถูกผูกมัดไว้ได้ นี่หมายความว่า หากมีการวัดการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์อย่างแม่นยำสำหรับดาวฤกษ์หรือกลุ่มดาวฤกษ์ที่โคจรอยู่ในบริเวณใดบริเวณหนึ่งของกาแล็กซี ก็สามารถอนุมานถึงศักย์โน้มถ่วงและการกระจายมวลได้ เนื่องจากศักย์โน้มถ่วงที่ดาวฤกษ์นั้นถูกผูกมัดอยู่เป็นตัวกำหนดวงโคจรและเป็นแรงผลักดันสำหรับการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ ตัวอย่างของการใช้การเคลื่อนที่ร่วมกับการสร้างแบบจำลองเพื่อสร้างระบบทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ได้แก่:

• การหมุนของจานกาแล็กซีทางช้างเผือก : จากการเคลื่อนที่เฉพาะตัวและความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์ภายในจานกาแล็กซีทางช้างเผือก เราสามารถแสดงให้เห็นว่ามีการหมุนที่แตกต่างกัน เมื่อรวมการวัดการเคลื่อนที่เฉพาะตัวและความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์เหล่านี้เข้าด้วยกัน พร้อมกับการสร้างแบบจำลองอย่างระมัดระวัง ก็เป็นไปได้ที่จะได้ภาพของการหมุนของจานกาแล็กซีทางช้างเผือกลักษณะเฉพาะของการหมุนของกาแล็กซีในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์นั้นถูกรวบรวมไว้ในค่าคงที่ของออร์ต^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]}
• ส่วนประกอบโครงสร้างของกาแล็กซีทางช้างเผือก : นักดาราศาสตร์ใช้จลนศาสตร์ของดาวฤกษ์ในการสร้างแบบจำลองเพื่ออธิบายโครงสร้างโดยรวมของกาแล็กซีในแง่ของกลุ่มดาวที่มีลักษณะการเคลื่อนที่แตกต่างกัน ซึ่งเป็นไปได้เพราะกลุ่มดาวเหล่านี้มักตั้งอยู่ในบริเวณเฉพาะของกาแล็กซี ตัวอย่างเช่น ภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกมีส่วนประกอบหลักสามส่วน แต่ละส่วนมีลักษณะการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ที่แตกต่างกัน ได้แก่ จาน กาแล็กซีวงแหวนรอบนอกและส่วนนูนหรือแถบกาแล็กซี กลุ่มการเคลื่อนที่เหล่านี้มีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับกลุ่มดาวในกาแล็กซีทางช้างเผือก ก่อให้เกิดความสัมพันธ์ที่แข็งแกร่งระหว่างการเคลื่อนที่และองค์ประกอบทางเคมี ซึ่งบ่งชี้ถึงกลไกการก่อตัวที่แตกต่างกัน สำหรับกาแล็กซีทางช้างเผือก ความเร็วของดาวฤกษ์ในจานกาแล็กซีคือ และความเร็ว เฉลี่ยกำลังสอง (RMS ) สัมพัทธ์กับความเร็วนี้คือสำหรับดาวฤกษ์ในส่วนนูน ความเร็วจะมีการวางแนวแบบสุ่ม โดยมีความเร็วเฉลี่ยกำลังสองสัมพัทธ์ที่มากกว่าคือและไม่มีความเร็วเชิงวงกลมสุทธิ^{[ 12 ]}ฮาโลดาวฤกษ์ของกาแล็กซีประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่มีวงโคจรขยายไปถึงบริเวณรอบนอกของกาแล็กซี ดาวฤกษ์บางดวงจะโคจรอย่างต่อเนื่องห่างจากศูนย์กลางกาแล็กซี ในขณะที่ดาวฤกษ์ดวงอื่นๆ มีวิถีโคจรที่นำพวกมันไปยังระยะทางต่างๆ จากศูนย์กลางกาแล็กซี ดาวฤกษ์เหล่านี้มีการหมุนโดยเฉลี่ยเพียงเล็กน้อยหรือไม่มีเลย ดาวฤกษ์หลายดวงในกลุ่มนี้เป็นของกระจุกดาวทรงกลมที่ก่อตัวขึ้นเมื่อนานมาแล้ว ดังนั้นจึงมีประวัติการก่อตัวที่ชัดเจน ซึ่งสามารถอนุมานได้จากจลนศาสตร์และความเป็นโลหะที่ต่ำ ฮาโลอาจแบ่งย่อยออกเป็นฮาโลชั้นในและฮาโลชั้นนอก โดยฮาโลชั้นในมีการเคลื่อนที่แบบตามเข็มนาฬิกาสุทธิเมื่อเทียบกับทางช้างเผือก และฮาโลชั้นนอกมีการเคลื่อนที่แบบทวนเข็มนาฬิกาสุทธิ^{[ 13 ]}${\displaystyle \mathrm {V} =220~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$${\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =50~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$${\displaystyle \mathrm {V_{RMS}} =150~\mathrm {km} ~\mathrm {s} ^{-1}}$
• กาแล็กซีภายนอก : การสังเกตการณ์ทางสเปกโทรสโกปีของกาแล็กซีภายนอกทำให้สามารถระบุลักษณะการเคลื่อนที่โดยรวมของดาวฤกษ์ที่อยู่ในนั้นได้ แม้ว่าโดยทั่วไปแล้วประชากรดาวฤกษ์ในกาแล็กซีภายนอกจะไม่สามารถแยกแยะได้ในระดับที่สามารถติดตามการเคลื่อนที่ของดาวแต่ละดวงได้ (ยกเว้นกาแล็กซีที่อยู่ใกล้ที่สุด) แต่การวัดจลนศาสตร์ของประชากรดาวฤกษ์โดยรวมตามแนวสายตาจะให้ข้อมูลต่างๆ รวมถึงความเร็วเฉลี่ยและความแปรปรวนของความเร็วซึ่งสามารถนำมาใช้ในการอนุมานการกระจายมวลภายในกาแล็กซีได้ การวัดความเร็วเฉลี่ยเป็นฟังก์ชันของตำแหน่งจะให้ข้อมูลเกี่ยวกับการหมุนของกาแล็กซี โดยมีบริเวณต่างๆ ของกาแล็กซีที่เกิดการเลื่อนไปทางแดง / เลื่อนไปทางน้ำเงิน ที่สัมพันธ์กับ ความเร็วเชิงระบบของกาแล็กซี
• การกระจายมวล : ด้วยการวัดจลนศาสตร์ของวัตถุติดตาม เช่น กระจุกดาวทรงกลมและวงโคจรของดาราจักรแคระบริวาร ที่อยู่ใกล้เคียง เราสามารถกำหนดการกระจายมวลของทางช้างเผือกหรือดาราจักรอื่นๆ ได้ โดยทำได้ด้วยการผสมผสานการวัดจลนศาสตร์เข้ากับการสร้างแบบจำลองทางพลศาสตร์

ในปี 2018 Gaia Data Release 2 (GAIA DR2) ถือเป็นความก้าวหน้าครั้งสำคัญในด้านจลนพลศาสตร์ของดาวฤกษ์ โดยนำเสนอชุดข้อมูลที่หลากหลายของการวัดที่แม่นยำ การเผยแพร่ครั้งนี้รวมถึงข้อมูลจลนพลศาสตร์ของดาวฤกษ์และพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์ โดยละเอียด ซึ่งมีส่วนช่วยให้เข้าใจโครงสร้างของทางช้างเผือกได้ละเอียดมากขึ้น ที่สำคัญคือ ช่วยให้สามารถกำหนดการเคลื่อนที่เฉพาะที่ของวัตถุท้องฟ้าจำนวนมาก รวมถึงการเคลื่อนที่เฉพาะที่สัมบูรณ์ของกระจุกดาวทรงกลม 75 กระจุกที่ตั้งอยู่ในระยะทางที่ขยายไปถึงและขีดจำกัดความสว่างที่[ ^{14 ] นอกจาก}นี้ ชุดข้อมูลที่ครอบคลุมของ Gaia ยังช่วยให้สามารถวัดการเคลื่อนที่เฉพาะที่สัมบูรณ์ในกาแล็กซีแคระทรงกลม ที่อยู่ใกล้เคียง ซึ่งทำหน้าที่เป็นตัวบ่งชี้ที่สำคัญสำหรับการทำความเข้าใจการกระจายมวลภายในทางช้างเผือก^{[ 15 ]} GAIA DR3 ได้ปรับปรุงคุณภาพของข้อมูลที่เผยแพร่ก่อนหน้านี้โดยการให้พารามิเตอร์ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์โดยละเอียด^{[ 16 ]}แม้ว่า GAIA DR4 ฉบับสมบูรณ์จะยังไม่ได้รับการเปิดเผย แต่เวอร์ชันล่าสุดนี้ให้ข้อมูลเชิงลึกที่ได้รับการปรับปรุงเกี่ยวกับดาวแคระขาว^ดาวความเร็วสูงการเลนส์โน้มถ่วงทางจักรวาลวิทยาและประวัติการรวมตัวของกาแล็กซี [ ^{17 ]}${\displaystyle G=21}$${\displaystyle G\approx }$${\displaystyle 3}$

ดาวฤกษ์ภายในกาแล็กซีอาจถูกจัดประเภทตามจลนศาสตร์ของพวกมัน ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ในทางช้างเผือกสามารถแบ่งออกเป็นสองกลุ่มใหญ่ตามความเป็นโลหะหรือสัดส่วนของธาตุที่มีเลขอะตอมสูงกว่าฮีเลียม ในบรรดาดาวฤกษ์ใกล้เคียง พบว่า ดาวฤกษ์ กลุ่มที่ 1ที่มีความเป็นโลหะสูงกว่ามักจะอยู่ในจานดาวฤกษ์ ในขณะที่ดาวฤกษ์กลุ่มที่ 2 ที่มีอายุมากกว่าจะโคจรแบบสุ่มโดยมีการหมุนสุทธิน้อย^{[ 18 ]}กลุ่มหลังนี้มีวงโคจรเป็นรูปวงรีที่เอียงทำมุมกับระนาบของทางช้างเผือก^{[ 18 ]}การเปรียบเทียบจลนศาสตร์ของดาวฤกษ์ใกล้เคียงยังนำไปสู่การระบุกลุ่มดาวฤกษ์ซึ่งน่าจะเป็นกลุ่มดาวฤกษ์ที่มีจุดกำเนิดร่วมกันในเมฆโมเลกุลยักษ์^{[ 19 ]}

มีวิธีการเพิ่มเติมมากมายในการจำแนกดาวฤกษ์โดยพิจารณาจากส่วนประกอบความเร็วที่วัดได้ และสิ่งนี้ให้ข้อมูลโดยละเอียดเกี่ยวกับลักษณะของเวลาการก่อตัวของดาวฤกษ์ ตำแหน่งปัจจุบัน และโครงสร้างทั่วไปของกาแล็กซี เมื่อดาวฤกษ์เคลื่อนที่ในกาแล็กซี ศักยภาพแรงโน้มถ่วงที่ราบเรียบของดาวฤกษ์ดวงอื่น ๆ และมวลอื่น ๆ ภายในกาแล็กซีมีบทบาทสำคัญในการกำหนดการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์^{[ 20 ]}จลนพลศาสตร์ของดาวฤกษ์สามารถให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับตำแหน่งที่ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นภายในกาแล็กซี การวัดจลนพลศาสตร์ของดาวฤกษ์แต่ละดวงสามารถระบุดาวฤกษ์ที่เป็นตัวผิดปกติ เช่น ดาวฤกษ์ที่มีความเร็วสูงซึ่งเคลื่อนที่เร็วกว่าดาวฤกษ์ข้างเคียงมาก

ขึ้นอยู่กับคำจำกัดความ ดาวที่ มีความเร็ว สูง คือดาวที่เคลื่อนที่เร็วกว่า 65 กม./วินาที ถึง 100 กม./วินาที เมื่อเทียบกับการเคลื่อนที่เฉลี่ยของดาวดวงอื่น ๆ ในบริเวณใกล้เคียงของดาวนั้น บางครั้งความเร็วก็ถูกกำหนดให้เป็นความเร็วเหนือเสียงเมื่อเทียบกับตัวกลางระหว่างดาวโดยรอบ ดาวที่มีความเร็วสูงมีสามประเภท ได้แก่ ดาวหนี ดาวฮาโล และดาวความเร็วสูงมาก ดาวที่มีความเร็วสูงได้รับการศึกษาโดย Jan Oort ซึ่งใช้ข้อมูลจลนศาสตร์ของดาวเหล่านั้นเพื่อทำนายว่าดาวที่มีความเร็วสูงมีความเร็วสัมผัสน้อยมาก^{[ 21 ]}

ดาวฤกษ์ที่หลุดจากระบบสุริยะ คือดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่ผ่านอวกาศด้วยความเร็ว สูงผิดปกติ เมื่อเทียบกับสสารระหว่างดาวฤกษ์ โดยรอบ การเคลื่อนที่ที่แท้จริงของดาวฤกษ์ที่หลุดจากระบบสุริยะมักจะชี้ไปในทิศทางตรงกันข้ามกับกลุ่มดาวฤกษ์ที่ดาวฤกษ์นั้นเคยเป็นสมาชิกมาก่อนที่จะถูกเหวี่ยงออกไป

กลไกที่อาจก่อให้เกิดดาวฤกษ์ที่ควบคุมไม่ได้ ได้แก่:

• ปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวฤกษ์ในระบบดาวฤกษ์สามารถส่งผลให้เกิดการเร่งความเร็วอย่างมากของดาวฤกษ์หนึ่งดวงหรือมากกว่านั้น ในบางกรณี ดาวฤกษ์อาจถูกขับออกไปได้^{[ 22 ]}สิ่งนี้สามารถเกิดขึ้นได้ในระบบดาวฤกษ์ที่ดูเหมือนจะเสถียรซึ่งมีดาวฤกษ์เพียงสามดวง ดังที่อธิบายไว้ในการศึกษาปัญหาสามวัตถุในทฤษฎีแรงโน้มถ่วง^{[ 23 ]}
• การชนหรือการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดระหว่างระบบดาวฤกษ์ รวมถึงกาแล็กซี อาจส่งผลให้ระบบทั้งสองถูกทำลาย โดยดาวฤกษ์บางดวงจะถูกเร่งความเร็วไปสู่ความเร็วสูง หรือแม้กระทั่งถูกขับออกไป ตัวอย่างขนาดใหญ่คือปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงระหว่างกาแล็กซีทางช้างเผือกและ เมฆแมเจล แลนขนาดใหญ่^{[ 24 ]}
• การ ระเบิด ของซูเปอร์โนวาใน ระบบ ดาวหลายดวงสามารถเร่งความเร็วทั้งเศษซูเปอร์โนวาและดาวที่เหลืออยู่ให้มีความเร็วสูงได้^{[ 25 ] [ 26 ]}

กลไกหลายอย่างอาจเร่งความเร็วของดาวฤกษ์ที่ควบคุมไม่ได้ดวงเดียวกันได้ ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์มวลมากที่ถูกขับออกมาเนื่องจากแรงโน้มถ่วงจากดาวฤกษ์ข้างเคียง อาจระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา ทำให้เกิดเศษซากที่มีความเร็วเปลี่ยนแปลงไปตามแรงกระแทกจากซูเปอร์โนวา หากซูเปอร์โนวานี้เกิดขึ้นในบริเวณใกล้เคียงกับดาวฤกษ์ดวงอื่น ๆ ก็เป็นไปได้ว่ามันจะทำให้เกิดดาวฤกษ์ที่ควบคุมไม่ได้ดวงอื่น ๆ เพิ่มขึ้นในกระบวนการนี้ด้วย

ตัวอย่างของกลุ่มดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่หนีออกจากกันที่เกี่ยวข้องกัน ได้แก่ กรณีของAE Aurigae , 53 ArietisและMu Columbaeซึ่งทั้งหมดกำลังเคลื่อนที่ออกห่างจากกันด้วยความเร็วมากกว่า 100 กิโลเมตรต่อวินาที (เพื่อเปรียบเทียบดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ผ่านกาแล็กซีทางช้างเผือกด้วยความเร็วประมาณ 20 กิโลเมตรต่อวินาทีเร็วกว่าค่าเฉลี่ยในบริเวณนั้น) เมื่อย้อนรอยการเคลื่อนที่ของพวกมัน เส้นทางของพวกมันตัดกันใกล้กับเนบิวลาโอไรออนเมื่อประมาณ 2 ล้านปีก่อน เชื่อกันว่า วงแหวนบาร์นาร์ดเป็นซากที่เหลือจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาที่ผลักดันดาวฤกษ์ดวงอื่นๆ ออกไป

อีกตัวอย่างหนึ่งคือวัตถุเอกซเรย์Vela X-1ซึ่งเทคนิคโฟโตดิจิทัลเผยให้เห็นการปรากฏของไฮเปอร์โบลาคลื่นกระแทกเหนือ เสียง ทั่วไป

ดาวฮาโลเป็นดาวที่มีอายุมาก มีโลหะต่ำ^{[ 27 ]}และไม่ได้โคจรเป็นวงกลมรอบศูนย์กลางของทางช้างเผือกภายในจาน แต่ดาวฮาโลจะโคจรเป็นวงรี ซึ่งมักจะเอียงไปจากจาน ทำให้พวกมันอยู่เหนือและใต้ระนาบของทางช้างเผือก แม้ว่าความเร็วในการโคจรของพวกมันเมื่อเทียบกับทางช้างเผือกอาจจะไม่เร็วกว่าดาวในจาน แต่เส้นทางที่แตกต่างกันของพวกมันส่งผลให้มีความเร็วสัมพัทธ์สูง

ตัวอย่างทั่วไปคือดาวฤกษ์ในรัศมีที่เคลื่อนผ่านจานของทางช้างเผือกในมุมที่ชัน ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดดวงหนึ่งในระยะ 45 ดวง เรียกว่าดาวของแคปเทน (Kapteyn's Star ) เป็นตัวอย่างของดาวฤกษ์ที่มีความเร็วสูงที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ โดยความเร็วเชิงรัศมีที่สังเกตได้คือ −245 กม./วินาที และส่วนประกอบของความเร็วในอวกาศคือu = +19 กม./วินาที, v = −288 กม./วินาทีและw = −52 กม./วินาที

ดาวฤกษ์ความเร็วสูง (กำหนดเป็นHVSหรือHVในแคตตาล็อกดาวฤกษ์) มีความเร็วสูงกว่าดาวฤกษ์อื่นๆ ในกาแล็กซีอย่างมาก ดาวฤกษ์เหล่านี้บางดวงอาจมีความเร็วเกินความเร็วหลุดพ้นของกาแล็กซี ด้วยซ้ำ ^{[ 28 ]}ในกาแล็กซีทางช้างเผือก ดาวฤกษ์โดยทั่วไปมีความเร็วประมาณ 100 กม./วินาที ในขณะที่ดาวฤกษ์ความเร็วสูงมักมีความเร็วประมาณ 1,000 กม./วินาที เชื่อกันว่าดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่เร็วเหล่านี้ส่วนใหญ่เกิดขึ้นใกล้ใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือก ซึ่งมีจำนวนวัตถุเหล่านี้มากกว่าบริเวณที่ไกลออกไป หนึ่งในดาวฤกษ์ที่เร็วที่สุดที่รู้จักในกาแล็กซีของเราคือดาวแคระย่อยคลาส O US 708ซึ่งกำลังเคลื่อนที่ออกจากกาแล็กซีทางช้างเผือกด้วยความเร็วรวมประมาณ 1,200 กม./วินาที

Jack G. Hillsทำนายการมีอยู่ของ HVS เป็นครั้งแรกในปี 1988 ^{[ 29 ]}ต่อมาได้รับการยืนยันในปี 2005 โดย Warren Brown, Margaret Geller , Scott KenyonและMichael Kurtz [ ^{30 ] ณ}ปี 2008 มี HVS ที่ไม่ผูกมัด 10 ดวง ที่เป็นที่รู้จัก หนึ่งในนั้นเชื่อว่ามีต้นกำเนิดมาจากเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่มากกว่าทางช้างเผือก^{[ 31 ]}การวัดเพิ่มเติมระบุว่าต้นกำเนิดของมันอยู่ภายในทางช้างเผือก^{[ 32 ]} เนื่องจากความไม่แน่นอนเกี่ยวกับ การกระจายมวลภายในทางช้างเผือก การพิจารณาว่า HVS ใดไม่ผูกมัดจึงเป็นเรื่องยาก ดาวความเร็วสูงที่รู้จักอีก 5 ดวงอาจไม่ผูกมัดกับทางช้างเผือก และเชื่อว่า HVS 16 ดวงผูกมัดอยู่ HVS ที่รู้จักใกล้ที่สุดในปัจจุบัน (HVS2) อยู่ห่าง  จากดวงอาทิตย์ ประมาณ 19 กิโล พาร์เซก

ณ วันที่ 1 กันยายน 2017 มีการสังเกตดาวความเร็วสูงประมาณ 20 ดวง แม้ว่าส่วนใหญ่จะสังเกตได้ในซีกโลกเหนือ^แต่ก็ยังมีความเป็นไปได้ที่อาจมีดาวความเร็วสูงที่สังเกตได้เฉพาะในซีกโลกใต้ เท่านั้น [ ^{33 ]}

เชื่อกันว่ามีดาวความเร็วสูงประมาณ 1,000 ดวงในกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 34 ]}เมื่อพิจารณาว่ามีดาวฤกษ์ประมาณ 100 พันล้านดวงในกาแล็กซีทางช้างเผือกนี่จึงเป็นเศษส่วนที่น้อยมาก (~0.000001%) ผลลัพธ์จากการเผยแพร่ข้อมูลครั้งที่สองของGaia (DR2) แสดงให้เห็นว่าดาวฤกษ์ประเภทปลายที่มีความเร็วสูงส่วนใหญ่มีโอกาสสูงที่จะถูกผูกมัดไว้กับกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 35 ]}อย่างไรก็ตาม ผู้สมัครดาวฤกษ์ความเร็วสูงที่อยู่ไกลออกไปนั้นมีแนวโน้มที่ดีกว่า^{[ 36 ]}

ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2562 มีรายงานว่า LAMOST-HVS1เป็นดาวฤกษ์ความเร็วสูงที่ได้รับการยืนยันแล้วซึ่งถูกขับออกจากจานดาวฤกษ์ของกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 37 ]}

ในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2562 นักดาราศาสตร์รายงานการค้นพบดาวฤกษ์ประเภท A ชื่อS5-HVS1ซึ่งเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 1,755 กม./วินาที (3,930,000 ไมล์/ชม.) เร็วกว่าดาวฤกษ์ดวงอื่นใดที่ตรวจพบมาจนถึงปัจจุบัน ดาวฤกษ์ดวงนี้อยู่ในกลุ่มดาวGrus (หรือ Crane) ทางทิศใต้ของท้องฟ้า และอยู่ห่างจากโลกประมาณ 29,000 ปีแสง (1.8 × 10⁹ ^AU  ) มันอาจถูกขับออกจากกาแล็กซีทางช้างเผือกหลังจากมีปฏิสัมพันธ์กับSagittarius A*ซึ่งเป็นหลุมดำมวลมหาศาลที่อยู่ใจกลางกาแล็กซี^{[ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ]}

เชื่อกันว่าระบบดาวความเร็วสูง (HVS) ส่วนใหญ่เกิดจากการที่ดาวคู่ดวงหนึ่งเข้าใกล้หลุมดำมวลมหาศาล ใจกลาง กาแล็กซีทางช้างเผือกดาว ดวงหนึ่งจะถูก หลุมดำดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วง(ในแง่ของการเข้าสู่วงโคจรโดยรอบ) ในขณะที่อีกดวงหนึ่งจะหลุดออกไปด้วยความเร็วสูงและกลายเป็นระบบดาวความเร็วสูง กลไกนี้เรียกว่ากลไกของฮิลส์ซึ่งคล้ายคลึงกับการที่ดาวฤกษ์ดึงดูดและขับไล่วัตถุระหว่างดวงดาว

HVS ที่เกิดจากซูเปอร์โนวาอาจเป็นไปได้เช่นกัน แม้ว่าจะคาดว่าหายากก็ตาม ในสถานการณ์นี้ HVS จะถูกขับออกจากระบบดาวคู่ใกล้กันอันเป็นผลมาจากดาวคู่เกิดการระเบิดซูเปอร์โนวา ความเร็วในการขับออกสูงสุดถึง 770 กม./วินาที ตามที่วัดจากกรอบอ้างอิงของกาแล็กซี เป็นไปได้สำหรับดาว B ประเภทปลาย^{[ 43 ]}กลไกนี้สามารถอธิบายที่มาของ HVS ที่ถูกขับออกจากจานกาแล็กซีได้

ดาวฤกษ์ ความเร็วสูง (HVS) ที่รู้จักกันในปัจจุบัน คือ ดาวฤกษ์ ในลำดับหลักที่มีมวลเป็นจำนวนเท่าของดวงอาทิตย์หลายเท่า นอกจากนี้ยังคาดว่าจะมีดาวฤกษ์ความเร็วสูงที่มีมวลน้อยกว่านี้ และมีการค้นพบดาวแคระประเภท G/K ที่เป็นผู้สมัครรับเลือกเป็น HVS แล้ว

HVS บางดวงอาจมีต้นกำเนิดมาจากกาแล็กซีแคระที่ถูกทำลาย เมื่อมันเข้าใกล้ใจกลางทางช้างเผือกมากที่สุด ดาวบางดวงก็หลุดออกไปและถูกเหวี่ยงออกไปในอวกาศเนื่องจาก ผลกระทบ คล้ายสลิงช็อตของการเร่งความเร็ว^{[ 44 ]}

มีการอนุมานว่า ดาวนิวตรอนบาง ดวง เคลื่อนที่ด้วยความเร็วใกล้เคียงกัน ซึ่งอาจเกี่ยวข้องกับ HVS และกลไกการดีด HVS ดาวนิวตรอนเป็นซากที่เหลือจาก การระเบิดของ ซูเปอร์โนวาและความเร็วที่สูงมากของพวกมันน่าจะเป็นผลมาจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาที่ไม่สมมาตรหรือการสูญเสียคู่ใกล้เคียงระหว่างการระเบิดของซูเปอร์โนวาที่ก่อตัวขึ้น ดาวนิวตรอนRX J0822-4300ซึ่งวัดได้ว่าเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเป็นประวัติการณ์มากกว่า 1,500 กม./วินาที (0.5% ของความเร็วแสง ) ในปี 2007 โดยหอดูดาวรังสีเอกซ์จันทราเชื่อกันว่าถูกสร้างขึ้นด้วยวิธีแรก^{[ 45 ]}

ทฤษฎีหนึ่งเกี่ยวกับการจุดระเบิดของซูเปอร์โนวาประเภท Iaกล่าวถึงการเริ่มต้นของการรวมตัวกันระหว่างดาวแคระขาวสองดวงในระบบดาวคู่ ซึ่งกระตุ้นให้ดาวแคระขาวที่มีมวลมากกว่าระเบิด หากดาวแคระขาวที่มีมวลน้อยกว่าไม่ถูกทำลายในระหว่างการระเบิด มันจะไม่ถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงกับดาวคู่ที่ถูกทำลายอีกต่อไป ทำให้มันออกจากระบบกลายเป็นดาวที่มีความเร็วสูงมาก โดยมีความเร็ววงโคจรก่อนการระเบิดอยู่ที่ 1,000–2,500 กม./วินาที ในปี 2018 มีการค้นพบดาวดังกล่าวสามดวงโดยใช้ข้อมูลจากดาวเทียม Gaia ^{[ 46 ]}

ณ ปี 2014 มี HVS ที่เป็นที่รู้จักจำนวน 20 รายการ^{[ 47 ] [ 34 ]}

• HVS 1 – ( SDSS J090744.99+024506.8 ) (หรือที่รู้จักกันในชื่อ The Outcast Star) – ดาวความเร็วสูงดวงแรกที่ถูกค้นพบ^{[ 30 ]}
• HVS 2 – (SDSS J093320.86+441705.4 หรือUS 708 )
• HVS 3 – ( HE 0437-5439 ) – อาจมาจากเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่^{[ 31 ]}
• HVS 4 – ( SDSS J091301.00+305120.0 )
• HVS 5 – ( SDSS J091759.42+672238.7 )
• HVS 6 – ( SDSS J110557.45+093439.5 )
• HVS 7 – (SDSS J113312.12+010824.9)
• HVS 8 – ( SDSS J094214.04+200322.1 )
• HVS 9 – ( SDSS J102137.08-005234.8 )
• HVS 10 – ( SDSS J120337.85+180250.4 )
• ซีไวส์ เจ1249+3621
• RX J0822−4300
• เอส5-เอชวีเอส1

กลุ่มดาวที่มีการเคลื่อนที่ในอวกาศและอายุใกล้เคียงกันเรียกว่ากลุ่มจลนศาสตร์^{[ 48 ]}กลุ่มดาวเหล่านี้อาจมีต้นกำเนิดร่วมกัน เช่น การระเหยของกระจุกดาวเปิดซากของบริเวณที่ก่อตัวดาวฤกษ์ หรือกลุ่มของการระเบิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ที่ทับซ้อนกันในช่วงเวลาที่แตกต่างกันในบริเวณใกล้เคียง^{[ 49 ]}ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่เกิดภายในเมฆโมเลกุลที่เรียกว่าแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์ดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นภายในเมฆดังกล่าวประกอบเป็นกระจุกดาวเปิด ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง ซึ่งมีสมาชิกหลายสิบถึงหลายพันดวงที่มีอายุและองค์ประกอบใกล้เคียงกัน กระจุกดาวเหล่านี้จะสลายตัวไปตามกาลเวลา กลุ่มดาวอายุน้อยที่หลุดออกจากกระจุกดาว หรือไม่ยึดเหนี่ยวกันอีกต่อไป จะก่อตัวเป็นกลุ่มดาว เมื่อดาวเหล่านี้มีอายุมากขึ้นและกระจายตัวออกไป การรวมกลุ่มของพวกมันจะไม่ปรากฏให้เห็นได้ชัดเจนอีกต่อไป และพวกมันจะกลายเป็นกลุ่มดาวที่เคลื่อนที่

นักดาราศาสตร์สามารถระบุได้ว่าดาวฤกษ์เป็นสมาชิกของกลุ่มจลนศาสตร์หรือไม่ เนื่องจากดาวฤกษ์เหล่านั้นมีอายุความเป็นโลหะและจลนศาสตร์ ( ความเร็วเชิงรัศมีและการเคลื่อนที่เฉพาะ ) ที่เหมือนกัน เนื่องจากดาวฤกษ์ในกลุ่มที่เคลื่อนที่นั้นก่อตัวขึ้นในบริเวณใกล้เคียงและในเวลาใกล้เคียงกันจากเมฆก๊าซเดียวกัน แม้ว่าจะถูกรบกวนในภายหลังด้วยแรงไทดัล แต่พวกมันก็มีลักษณะที่คล้ายคลึงกัน^{[ 50 ]}

กลุ่มดาวฤกษ์เป็นกลุ่มดาว ที่หลวมมาก ซึ่งดาวฤกษ์ในกลุ่มนี้มีต้นกำเนิดร่วมกันและยังคงเคลื่อนที่ไปด้วยกันในอวกาศ แต่ได้หลุดพ้นจากแรงโน้มถ่วงของกลุ่มดาวเหล่านั้นแล้ว การระบุกลุ่มดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะพิจารณาจากทิศทางการเคลื่อนที่และอายุของกลุ่มดาว นอกจากนี้ยังใช้องค์ประกอบทางเคมีในการพิจารณาการเป็นสมาชิกของกลุ่มดาวฤกษ์ด้วย

กลุ่มดาวฤกษ์ถูกค้นพบครั้งแรกโดยนักดาราศาสตร์ชาวอาร์เมเนียViktor Ambartsumianในปี พ.ศ. 2490 ^{[ 51 ]}ชื่อสามัญของกลุ่มดาวฤกษ์จะใช้ชื่อหรือตัวย่อของกลุ่มดาว (หรือกลุ่มดาว) ที่กลุ่มดาวฤกษ์นั้นตั้งอยู่ ประเภทของกลุ่มดาวฤกษ์ และบางครั้งก็ใช้ตัวระบุตัวเลขด้วย

Viktor Ambartsumian เป็นคนแรกที่จัดกลุ่มดาวฤกษ์ออกเป็นสองกลุ่ม คือ OB และ T โดยพิจารณาจากคุณสมบัติของดาวฤกษ์^{[ 51 ]} ต่อมา Sidney van den Berghได้เสนอประเภทที่สาม คือ R สำหรับกลุ่มดาวฤกษ์ที่ส่องสว่างเนบิวลาสะท้อนแสง [ ^{52 ] กลุ่ม}ดาวฤกษ์ OB, T และ R เป็นกลุ่มดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีความต่อเนื่องกัน แต่ปัจจุบันยังไม่แน่ใจว่ากลุ่มดาวฤกษ์เหล่านี้เป็นลำดับวิวัฒนาการหรือเป็นผลมาจากปัจจัยอื่น^{[ 53 ]}บางกลุ่มยังแสดงคุณสมบัติของทั้งกลุ่มดาวฤกษ์ OB และ T ดังนั้นการจัดประเภทจึงไม่ชัดเจนเสมอไป

กลุ่มดาวอายุน้อยจะมีดาวฤกษ์มวลมาก 10 ถึง 100 ดวงในสเปกตรัมคลาสOและBและเรียกว่ากลุ่มดาว OBนอกจากนี้ กลุ่มดาวเหล่านี้ยังประกอบด้วยดาวฤกษ์มวลน้อยและมวลปานกลางอีกหลายร้อยหรือหลายพันดวง เชื่อกันว่าสมาชิกของกลุ่มดาวก่อตัวขึ้นภายในปริมาตรเล็กๆ เดียวกันภายในเมฆโมเลกุล ยักษ์ เมื่อฝุ่นและก๊าซโดยรอบถูกพัดออกไป ดาวฤกษ์ที่เหลือจะหลุดออกจากกันและเริ่มแยกออกจากกัน^{[ 54 ]}เชื่อกันว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกก่อตัวขึ้นในกลุ่มดาว OB ^{[ 54 ]}ดาวฤกษ์คลาส Oมีอายุสั้นและจะดับลงเป็นซูเปอร์โนวาหลังจากประมาณหนึ่งล้านปี ด้วยเหตุนี้ กลุ่มดาว OB จึงมีอายุโดยทั่วไปเพียงไม่กี่ล้านปีหรือน้อยกว่านั้น ดาวฤกษ์ OB ในกลุ่มดาวจะเผาผลาญเชื้อเพลิงทั้งหมดภายในสิบล้านปี (เปรียบเทียบกับอายุปัจจุบันของดวงอาทิตย์ที่ประมาณห้าพันล้านปี)

ดาวเทียมฮิปปาร์คอสได้ให้ข้อมูลการวัดที่ระบุตำแหน่งกลุ่มดาว OB จำนวน 12 กลุ่มภายในระยะ 650 พาร์เซกจากดวงอาทิตย์^{[ 55 ]}กลุ่มดาว OB ที่อยู่ใกล้ที่สุดคือ กลุ่ม ดาวแมงป่อง-เซนทอรัส ซึ่งอยู่ห่าง จากดวงอาทิตย์ประมาณ 400 ปี แสง^{[ 56 ]}

นอกจากนี้ยังพบกลุ่ม OB ในเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่และกาแล็กซีแอนโดรเมดาด้วย กลุ่มเหล่านี้อาจมีความหนาแน่นค่อนข้างน้อย โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,500 ปีแสง^{[ 19 ]}

กลุ่มดาวฤกษ์อายุน้อยอาจมี ดาวฤกษ์ T Tauriวัยเยาว์จำนวนมากที่ยังอยู่ในกระบวนการเข้าสู่ลำดับหลักประชากรดาวฤกษ์ T Tauri ที่กระจัดกระจายเหล่านี้ซึ่งมีมากถึงหนึ่งพันดวงเรียกว่ากลุ่มดาว Tตัวอย่างที่ใกล้ที่สุดคือกลุ่มดาว Taurus-Auriga T (กลุ่มดาว Tau–Aur T) ซึ่งอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 140 พาร์เซก^{[ 57 ]}ตัวอย่างอื่นๆ ของกลุ่มดาว T ได้แก่กลุ่มดาว R Corona Australis T กลุ่ม ดาวLupus T กลุ่มดาว Chamaeleon Tและกลุ่มดาว Velorum Tกลุ่มดาว T มักพบในบริเวณใกล้เคียงกับเมฆโมเลกุลที่พวกมันก่อตัวขึ้น บางกลุ่ม แต่ไม่ใช่ทั้งหมด มีดาวฤกษ์ประเภท O–B สมาชิกในกลุ่มมีอายุและแหล่งกำเนิดเดียวกัน มีองค์ประกอบทางเคมีเดียวกัน และมีแอมพลิจูดและทิศทางเดียวกันในเวกเตอร์ความเร็วของพวกมัน

กลุ่มดาวที่ส่องสว่างเนบิวลา สะท้อนแสง เรียกว่ากลุ่มดาว Rซึ่งเป็นชื่อที่ซิดนีย์ ฟาน เดน เบิร์ก เสนอแนะหลังจากที่เขาค้นพบว่าดาวฤกษ์ในเนบิวลาเหล่านี้มีการกระจายตัวที่ไม่สม่ำเสมอ^{[ 52 ]}กลุ่มดาวอายุน้อยเหล่านี้ประกอบด้วยดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลไม่เพียงพอที่จะกระจายเมฆระหว่างดาวฤกษ์ที่พวกมันก่อตัวขึ้น^{[ 53 ]}ซึ่งทำให้นักดาราศาสตร์สามารถตรวจสอบคุณสมบัติของเมฆมืดโดยรอบได้ เนื่องจากกลุ่มดาว R มีจำนวนมากกว่ากลุ่มดาว OB จึงสามารถใช้กลุ่มดาวเหล่านี้ในการติดตามโครงสร้างของแขนกังวลกาแล็กซีได้^{[ 58 ]}ตัวอย่างของกลุ่มดาว R คือMonoceros R2 ซึ่งอยู่ ห่างจากดวงอาทิตย์830 ± 50 พาร์เซก^{[ 53 ]}

หากกลุ่มดาวที่เหลืออยู่เคลื่อนที่ผ่านกาแล็กซีทางช้างเผือกในลักษณะที่ยังคงความเป็นระเบียบอยู่บ้าง เราจะเรียกกลุ่มดาวเหล่านั้นว่ากลุ่มดาวเคลื่อนที่หรือกลุ่มดาวจลน์กลุ่มดาวเคลื่อนที่อาจมีอายุเก่าแก่ เช่น กลุ่มดาวเคลื่อนที่ HR 1614ที่มีอายุสองพันล้านปี หรืออาจมีอายุน้อย เช่นกลุ่มดาวเคลื่อนที่ AB Dorที่มีอายุเพียง 120 ล้านปี

กลุ่มดาวเคลื่อนที่ได้รับการศึกษาอย่างเข้มข้นโดยOlin Eggenในช่วงทศวรรษ 1960 ^{[ 59 ]} López-Santiago และคณะได้รวบรวมรายชื่อกลุ่มดาวเคลื่อนที่อายุน้อยที่อยู่ใกล้ที่สุด^{[ 48 ]} กลุ่มดาว ที่อยู่ใกล้ที่สุดคือกลุ่มดาวเคลื่อนที่หมีใหญ่ (Ursa Major Moving Group)ซึ่งรวมถึงดาวทั้งหมดในกลุ่มดาวไถ/กระบวยใหญ่ ยกเว้นDubheและAlkaid กลุ่ม ดาว นี้อยู่ใกล้มากพอที่ดวงอาทิตย์จะอยู่บริเวณขอบนอกโดยไม่ได้เป็นส่วนหนึ่งของกลุ่ม ดังนั้น แม้ว่าสมาชิกจะกระจุกตัวอยู่ที่ละติจูดใกล้ 60°N แต่ดาวบางดวงที่อยู่นอกกลุ่มก็อยู่ไกลออกไปบนท้องฟ้าถึงTriangulum Australeที่ละติจูด 70°S

รายชื่อกลุ่มดาวฤกษ์อายุน้อยที่เคลื่อนที่กำลังพัฒนาอย่างต่อเนื่อง เครื่องมือ Banyan Σ ^{[ 60 ]}ปัจจุบันระบุกลุ่มดาวฤกษ์อายุน้อยที่เคลื่อนที่อยู่ใกล้เคียง 29 กลุ่ม^{[ 62 ] [ 61 ]}กลุ่มดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่อยู่ใกล้เคียงที่เพิ่มเข้ามาล่าสุด ได้แก่Volans-Carina Association (VCA) ซึ่งค้นพบด้วยGaia [ ^{63 ]}และArgus Association (ARG) ซึ่งได้รับการยืนยันด้วย Gaia ^{[ 64 ]}บางครั้งกลุ่มดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่อาจถูกแบ่งย่อยออกเป็นกลุ่มย่อยที่แตกต่างกันมากขึ้น กลุ่ม Great Austral Young Association (GAYA) พบว่าถูกแบ่งย่อยออกเป็นกลุ่มดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่ ได้แก่^Carina , Columba และ Tucana -Horologiumกลุ่มดาวทั้งสามกลุ่มนี้ไม่แตกต่างกันมากนัก และมีคุณสมบัติทางจลนศาสตร์ที่คล้ายคลึงกัน^{[ 65 ]}

กลุ่มดาวเคลื่อนที่อายุน้อยมีอายุที่ทราบแน่ชัดและสามารถสนับสนุนการกำหนดลักษณะของวัตถุที่ มีอายุที่ยากต่อการประมาณเช่น ดาว แคระน้ำตาล^{[ 66 ]} สมาชิกของกลุ่มดาวเคลื่อนที่อายุน้อยที่อยู่ใกล้เคียงยังเป็นตัวเลือกสำหรับ จานโปรโตแพลนเทเรียที่ถ่ายภาพโดยตรงเช่นTW Hydraeหรือดาวเคราะห์นอกระบบที่ ถ่ายภาพโดยตรง เช่นBeta Pictoris bหรือGU Psc b

กระแสดาวฤกษ์คือกลุ่มดาวที่โคจรรอบกาแล็กซีทำให้มีลักษณะเป็นสายดาวที่ยาว ดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนหนึ่งของกระแสดาวฤกษ์มักเคยเป็นส่วนหนึ่งของกระจุกดาวทรงกลมหรือกาแล็กซีแคระมาก่อน อย่างไรก็ตาม ระบบเดิมของพวกมันถูกแยกออกจากกันและยืดออกไปโดยแรงดึงดูดของกาแล็กซีที่ใหญ่กว่า^{[ 67 ] [ 68 ]}กระแสดาวฤกษ์มีความสำคัญต่อความเข้าใจปฏิสัมพันธ์ระหว่างกาแล็กซีพวกมันแสดงให้เห็นประวัติของกาแล็กซีนั้น และแสดงให้เห็นว่าปฏิสัมพันธ์ระหว่างกาแล็กซียังคงเกิดขึ้นในเอกภพ ปัจจุบัน การศึกษาเกี่ยวกับกระแสดาวฤกษ์มักจำกัดอยู่เฉพาะในบริเวณใกล้เคียงที่โคจรรอบทางช้างเผือก^{[ 69 ]}

กระแสของดาวฤกษ์ที่กำเนิดจากกระจุกดาวทรงกลมเรียกว่ากระแสกระจุกดาวทรงกลม ( GC streams ) ดูเหมือนว่านี่จะเป็นปรากฏการณ์ทั่วไปที่มีกระแสของดาวฤกษ์จำนวนมากรอบกาแล็กซีทางช้างเผือกซึ่งกำเนิดจากกระจุกดาวทรงกลมที่สลายตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ซึ่งทำให้กระจุกดาวสูญเสียมวลไปอย่างมาก ส่งผลให้คุณสมบัติและสภาพแวดล้อมของกระจุกดาวเปลี่ยนแปลงไปอย่างมาก^{[ 70 ]}หอดูดาวทางดาราศาสตร์ เช่นหอดูดาว Vera C. Rubinและกล้องโทรทรรศน์อวกาศ Nancy Grace Romanมีศักยภาพที่จะตรวจจับกระแสกระจุกดาวทรงกลมได้มากถึง ~1000 กระแสรอบกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 71 ]}

วัตถุเหล่านี้มีความสำคัญต่อการศึกษา เนื่องจากสามารถติดตามซับฮาโลสมืด มวลต่ำ ได้ โดยเป็นหนึ่งในตัวติดตามที่มีความไวสูงที่สุด การวิเคราะห์ร่วมกันของประชากรทั้งหมดของกระแสทำให้เกิดข้อจำกัดที่เข้มงวดเกี่ยวกับมวลและธรรมชาติของฮาโลเหล่านี้และสสารมืดเอง^{[ 72 ]}

กลุ่มจลนศาสตร์ใกล้เคียงบางกลุ่มได้แก่: ^{[ 48 ]}

ดวงอาทิตย์พร้อมกับระบบสุริยะทั้งหมดโคจรรอบศูนย์กลางมวลของกาแล็กซีด้วยความเร็วเฉลี่ย 230 กม./วินาที (828,000 กม./ชม.) ^{[ 76 ]}ใช้เวลาประมาณ 220–250 ล้านปีโลกในการโคจรครบรอบ ( ปีกาแล็กซี ) โดยโคจรครบรอบประมาณ 20 ครั้งนับตั้งแต่กำเนิดดวงอาทิตย์^{[ 77 ] [ 78 ]}ทิศทางการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ หรือจุดสูงสุดของดวง อาทิตย์ อยู่ในทิศทางของดาวเวกาโดย ประมาณ ^{[ 79 ]}ในอดีต ดวงอาทิตย์น่าจะเคลื่อนที่ผ่านซูเปอร์บับเบิลโอไรออน-อีริดานัสก่อนที่จะเข้าสู่ฟองอากาศท้องถิ่น^{[ 80 ]}

แบบจำลองอย่างง่ายของการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ในกาแล็กซีให้พิกัดกาแล็กซีX , YและZ (พิกัดแบบหมุนเพื่อให้ศูนย์กลางของกาแล็กซีอยู่ทาง ทิศทาง X เสมอ ) ดังนี้:

$${\displaystyle X(t)=X(0)+{\frac {U(0)}{\kappa }}\sin(\kappa t)+{\frac {V(0)}{2B}}(1-\cos(\kappa t))}$$

$${\displaystyle Y(t)=Y(0)+2A\left(X(0)+{\frac {V(0)}{2B}}\right)t-{\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\sin(\kappa t)+{\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)(1-\cos(\kappa t))}$$

$${\displaystyle Z(t)={\frac {W(0)}{\nu }}\sin(\nu t)+Z(0)\cos(\nu t)}$$

โดยที่U , VและWคือความเร็วตามลำดับเมื่อเทียบกับมาตรฐานการพักตัวในท้องถิ่น A และ B คือค่าคงที่ของออร์ตคือความเร็วเชิงมุมของการหมุนของกาแล็กซีสำหรับมาตรฐานการพักตัวในท้องถิ่นคือ "ความถี่เอพิไซคลิก" และ ν คือความถี่การแกว่งในแนวดิ่ง^{[ 81 ]}สำหรับดวงอาทิตย์ ค่าปัจจุบันของU , VและWที่ใช้ในเอกสารอ้างอิงคือkm/s แม้ว่าการประมาณค่าล่าสุดจะเป็นและค่าประมาณสำหรับค่าคงที่อื่นๆ คือA  = 15.5 km/s/ kpc , B  = −12.2 km/s/kpc, κ = 37 km/s/kpc และ ν = 74 km/s/kpc เรากำหนดให้X (0)และY (0)เป็นศูนย์ และZ (0)ประมาณไว้ที่ 17 พาร์เซก^{[ 82 ]}แบบจำลองนี้บ่งชี้ว่าดวงอาทิตย์โคจรรอบจุดที่กำลังโคจรรอบกาแล็กซี ระยะเวลาการโคจรของดวงอาทิตย์รอบจุดนั้นคือซึ่งเท่ากับ 166 ล้านปี สั้นกว่าเวลาที่จุดนั้นโคจรรอบกาแล็กซี ในระบบพิกัด ( X, Y ) ดวงอาทิตย์โคจรเป็นรูปวงรีรอบจุดนั้น โดยความยาวใน ทิศทาง Yโดยใช้ค่า U, V และ W ที่ได้มาใหม่ คือ ${\displaystyle \โอเมก้า _{0}=AB}$${\displaystyle \kappa ={\sqrt {-4\Omega _{0}B}}}$${\displaystyle (U(0),V(0),W(0))=(10.00,5.25,7.17)}$${\displaystyle (11.1,12.24,7.25),}$${\displaystyle 2\pi /\kappa }$

$${\displaystyle 2\times {\sqrt {\left({\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)\right)^{2}+\left({\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\right)^{2}}}\approx 1760{\text{ parsec}}.}$$

และมีความกว้างใน ทิศทาง Xคือ

$${\displaystyle 2\times {\sqrt {\left({\frac {U(0)}{\kappa }}\right)^{2}+\left({\frac {V(0)}{2B}}\right)^{2}}}\approx 1170{\text{ parsec}}}$$

(เปรียบเทียบกับระยะห่างของดวงอาทิตย์จากศูนย์กลางของกาแล็กซี ซึ่งประมาณ 7 หรือ 8 กิโลพาร์เซก) อัตราส่วนของความยาวต่อความกว้างของวงรีนี้ ซึ่งเหมือนกันสำหรับดาวฤกษ์ทุกดวงในบริเวณใกล้เคียงของเรา คือ จุดที่เคลื่อนที่อยู่ขณะนี้คือ ${\displaystyle 2\Omega /\kappa \approx 1.50.}$

$${\displaystyle X={\frac {V(0)}{2B}}=-502{\text{ พาร์เซก}}}$$

$${\displaystyle Y={\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)=455{\text{ parsec}}.}$$

การแกว่งใน ทิศทาง Zเกี่ยวข้องกับดวงอาทิตย์

$${\displaystyle {\sqrt {\left({\frac {W(0)}{\nu }}\right)^{2}+Z(0)^{2}}}=99{\text{ parsec}}}$$

"เหนือ" ของระนาบกาแล็กซีและระยะทางเดียวกัน "ใต้" ของระนาบนั้น โดยมีคาบเวลา83 ล้านปี หรือประมาณ 2.7 ครั้งต่อวงโคจร^{[ 83 ]}แม้ว่าจะเป็น 222 ล้านปี แต่ค่าของณ จุดที่ดวงอาทิตย์โคจรรอบ โดยสมมติว่าระยะทางไปยังศูนย์กลางของกาแล็กซีคือ 8 กิโลพาร์เซก${\displaystyle 2\pi /\nu }$${\displaystyle 2\pi /\โอเมก้า _{0}}$${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle R_{0},}$

$${\displaystyle \Omega \approx \Omega _{0}-{\frac {2A}{R_{0}}}\Delta X\approx 26{\text{ km/s/kpc}},}$$

ซึ่งเทียบเท่ากับประมาณ 240 ล้านปี (ดูค่าคงที่ออร์ต ) และนี่คือเวลาที่จุดนั้นใช้ในการโคจรรอบกาแล็กซีหนึ่งรอบ ดาวฤกษ์ดวงอื่นที่มีค่าเดียวกันจะต้องใช้เวลาเท่ากันในการโคจรรอบกาแล็กซีเช่นเดียวกับดวงอาทิตย์ และดังนั้นจึงยังคงอยู่ในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ ${\displaystyle X+V/(2B)}$

จากแบบจำลองนี้ ส่วนประกอบความเร็วของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับระบบพิกัดอ้างอิงท้องถิ่นคือ:

$${\displaystyle U(t)={\frac {dX(t)}{dt}}=U(0)\cos(\kappa t)+{\frac {\kappa V(0)}{2B}}\sin(\kappa t))}$$

$${\displaystyle V(t)={\frac {dY(t)}{dt}}-2AX(t)=V(0)\cos(\kappa t)-{\frac {2B}{\kappa }}U(0)\sin(\kappa t)}$$

$${\displaystyle W(t)={\frac {dZ(t)}{dt}}=W(0)\cos(\nu t)-\nu Z(0)\sin(\nu t)}$$

ความเร็ว

$${\displaystyle {\sqrt {U(t)^{2}+V(t)^{2}+W(t)^{2}}}}$$

ดังนั้น จึงเป็นฟังก์ชันกึ่งคาบที่มีค่าอยู่ในช่วง(ประมาณ 14 กม./วินาที) ถึง(ประมาณ 23 กม./วินาที) โดยมีค่าปัจจุบันอยู่ที่ประมาณ 18 กม./วินาที ${\displaystyle {\sqrt {U(0)^{2}+\kappa ^{2}V(0)^{2}/(2B)^{2}}}}$${\displaystyle {\sqrt {V(0)^{2}+(2B)^{2}U(0)^{2}/\kappa ^{2}+W(0)^{2}+\nu ^{2}Z(0)^{2}}}}$

โปรดทราบว่าแบบจำลองนี้ไม่ได้คำนึงถึงข้อเท็จจริงที่ว่า "ค่าคงที่" ของออร์ตและ Ω นั้นลดลงตามระยะทางจากศูนย์กลางของกาแล็กซี

วงโคจรของดวงอาทิตย์รอบกาแล็กซีทางช้างเผือกถูกรบกวนเนื่องจากการกระจายมวลที่ไม่สม่ำเสมอในกาแล็กซีทางช้างเผือก เช่น ในและระหว่างแขนกังวลของกาแล็กซี มีการโต้แย้งว่าการที่ดวงอาทิตย์โคจรผ่านแขนกังวลที่มีความหนาแน่นสูงมักจะเกิดขึ้นพร้อมกับการสูญพันธุ์ครั้ง ใหญ่ บนโลก อาจเนื่องมาจากเหตุการณ์การชนที่ เพิ่มขึ้น ^{[ 84 ]}ระบบสุริยะใช้เวลาประมาณ 225–250 ล้านปีในการโคจรรอบกาแล็กซีทางช้างเผือกหนึ่งรอบ (หนึ่งปีของกาแล็กซี ) ^{[ 78 ]}ดังนั้นจึงเชื่อกันว่าระบบสุริยะโคจรรอบกาแล็กซีทางช้างเผือกประมาณ 20–25 รอบในช่วงอายุขัยของดวงอาทิตย์ความเร็วในการโคจรของระบบสุริยะรอบศูนย์กลางของกาแล็กซีทางช้างเผือกอยู่ที่ประมาณ 251 กม./วินาที (156 ไมล์/วินาที) ^{[ 85 ]}ด้วยความเร็วนี้ ระบบสุริยะใช้เวลาประมาณ 1,190 ปีในการเดินทางเป็นระยะทาง 1 ปีแสง หรือ 7 วันในการเดินทาง1 AU . ^{[ 86 ]}

• ดาราศาสตร์เชิงตำแหน่ง
• ไกอา (ยานอวกาศ)
• ฮิปปาร์คอส
• ปัญหา n-body
• เศษกระจุกดาวเปิด
• รายชื่อกลุ่มดาวฤกษ์และกลุ่มดาวเคลื่อนที่ในบริเวณใกล้เคียง
• สมาคมดวงดาว

• Majewski, Steven R. (2006). "การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์" . มหาวิทยาลัยเวอร์จิเนีย. สืบค้นเมื่อ 25 กุมภาพันธ์ 2008 .{{cite web}}: CS1 maint: deprecated archival service (link)
• "ความเร็วในอวกาศและส่วนประกอบของมัน"มหาวิทยาลัยเทนเนสซี เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2008-02-16 เรียกดูเมื่อ2008-02-25
• เบลลาว อ.; มอร์แกน ดับเบิลยูดับเบิลยู (1954) "การเคลื่อนที่ในอวกาศของ AE Aurigae และ mu Columbae ด้วยความเคารพต่อเนบิวลานายพราน " วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 119 : 625. Bibcode : 1954ApJ...119..625B . ดอย : 10.1086/145866 .
• ฮูเกอร์เวิร์ฟ ร.; เดอ บรอยน์, เจเอชเจ; เดอ ซิว, PT (2000) "ต้นกำเนิดของดวงดาวที่หลบหนี" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 544 (2): L133. arXiv : astro-ph/ 0007436 Bibcode : 2000ApJ...544L.133H . ดอย : 10.1086/317315 . S2CID  6725343 .
• Brown; Geller; Kenyon; Kurtz (2006). "การค้นหาดาวฤกษ์ความเร็วสูงที่ประสบความสำเร็จโดยมีเป้าหมาย" The Astrophysical Journal . 640 (1): L35– L38. arXiv : astro-ph/0601580 . Bibcode : 2006ApJ...640L..35B . doi : 10.1086/503279 . S2CID  17220212 .
• Edelmann, H.; Napiwotzki, R.; Heber, U.; Christlieb, N.; และคณะ (2005). "HE 0437-5439: ดาวฤกษ์ประเภท B ลำดับหลักความเร็วสูงที่ไม่ถูกผูกมัด". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 634 ( 2): L181– L184. arXiv : astro-ph/0511321 . Bibcode : 2005ApJ...634L.181E . doi : 10.1086/498940 . S2CID  15189914 .

• ข่าวประชาสัมพันธ์ของ ESO เกี่ยวกับดาวฤกษ์ที่หลุดออกนอกเส้นทาง เก็บถาวรเมื่อวันที่ 16 พฤษภาคม 2551 ที่Wayback Machine
• บทความในสารานุกรมดาราชีววิทยา ดาราศาสตร์ และการบินอวกาศ
• ดาวฤกษ์สองดวงที่ถูกเนรเทศกำลังจะจากกาแล็กซีของเราไปตลอดกาล
• บทความในสารานุกรมดาราชีววิทยา ดาราศาสตร์ และการบินอวกาศ
• https://myspaceastronomy.com/magnetar-the-most-magnetic-stars-in-the-universe-my-space/ เก็บถาวรเมื่อ 2023-03-06 ที่Wayback Machine
• กลุ่มจลน์ศาสตร์ดาวรุ่ง , David Montes, Departamento de Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid.