Satu set bintang dengan pergerakan angkasa dan umur yang serupa dikenali sebagai kumpulan kinematik.[42] 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.[43] Kebanyakan bintang dilahirkan dalam awan molekul yang dikenali sebagai 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 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.[44]

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.[45] Nama biasa untuk persatuan menggunakan nama atau singkatan buruj (atau buruj) ia berada; jenis persatuan, dan, kadangkala, pengecam berangka.

Jenis

Viktor Ambartsumian mula-mula mengkategorikan persatuan bintang kepada dua kumpulan, OB dan T, berdasarkan sifat bintang mereka.[45] Kategori ketiga, R, kemudiannya dicadangkan oleh Sidney van den Bergh untuk persatuan yang menerangi nebula pantulan.[46] 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.[47] Sesetengah kumpulan juga memaparkan sifat kedua-dua persatuan OB dan T, jadi pengkategorian tidak selalunya jelas.

persatuan OB

Persatuan muda akan mengandungi 10 hingga 100 buah bintang besar kelas spektrum O dan 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.[48] Adalah dipercayai bahawa majoriti semua bintang di Bima Sakti terbentuk dalam persatuan OB.[48] 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 parsecs Matahari.[49] Persatuan OB terdekat ialah persatuan Scorpius–Centaurus, terletak kira-kira 400 tahun cahaya dari Matahari.[50]

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.[15]

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 (persatuan T Tau–Aur T), terletak pada jarak 140 parsek dari Matahari.[51] Contoh lain persatuan T termasuk persatuan T R Corona Australis, persatuan T Lupus, persatuan T Chamaeleon T dan 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.[46] Kumpulan bintang muda ini mengandungi bintang jujukan utama yang tidak cukup besar untuk menyuraikan awan antara bintang di tempat ia terbentuk.[47] 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.[52] Contoh persatuan R ialah Monoceros R2, terletak 830 ± 50 parsek dari Matahari.[47]

Kumpulan bergerak

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 juta tahun.

Kumpulan bergerak telah dipelajari secara intensif oleh Olin Eggen pada tahun 1960-an.[53] Senarai kumpulan bergerak muda terdekat telah disusun oleh López-Santiago et al.[42] Yang paling dekat ialah Kumpulan Bergerak Ursa Major yang merangkumi semua bintang dalam asterisme Plow / Big Dipper kecuali α Ursae Majoris dan η Ursae Majoris. Ini cukup dekat sehingga Matahari terletak di pinggir luarnya, tanpa menjadi sebahagian daripada kumpulan itu. Oleh itu, walaupun ahlinya tertumpu pada deklinasi berhampiran 60°U, beberapa ahli kumpulannya terpisah berada jauh merentasi langit seperti Triangulum Australe pada 70°S.

Senarai kumpulan bergerak muda sentiasa berkembang. Alat Banyan Σ[54] kini menyenaraikan 29 buah kumpulan bergerak muda berdekatan.[56] Tambahan terkini kepada kumpulan bergerak berdekatan ialah Persatuan Volans-Carina (VCA), ditemui dengan Gaia,[57] dan Persatuan Argus (ARG), disahkan dengan Gaia.[58] 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 Tucana-Horologium. Tiga Persatuan itu tidak begitu berbeza antara satu sama lain, dan mempunyai sifat kinematik yang serupa.[59]

Kumpulan muda bergerak mempunyai umur yang terkenal dan boleh membantu dengan pencirian objek dengan umur yang sukar dianggarkan, seperti kerdil perang.[60] Ahli kumpulan bergerak muda yang berdekatan juga merupakan calon untuk cakera protoplanet yang diimej secara langsung, seperti TW Hydrae atau eksoplanet yang diimej terus, seperti Beta Pictoris b atau GU Psc b.

Jaluran bintang

Jaluran bintang ialah gabungan bintang-bintang yang mengorbit galaksi yang dahulunya merupakan kelompok globular atau galaksi kerdil yang kini telah terkoyak dan teregang di sepanjang orbitnya oleh daya pasang surut.[61]

Kumpulan kinematik yang dikenali

Beberapa kumpulan kinematik berdekatan termasuk:[42]