恒星流のリスト

2007年に発見された天の川銀河の恒星流

これは恒星流の一覧です。恒星流とは、銀河を周回する恒星の集団です。かつては球状星団または矮小銀河でしたが、潮汐力によって引き裂かれ、軌道に沿って引き伸ばされました。[1]下記の天の川銀河流の一覧における例外として、マゼラン流があります。これはガス（主に水素）で構成されていますが、2023年にはその中に恒星の集団が存在することが報告されています。[2]

ローカルグループストリーム

天の川の流れ

南半球恒星流分光調査（S⁵共同研究）によるアングロ・オーストラリアン・テレスコープ（2022年）を用いた最近の天の川銀河の恒星流の研究[3] [4]
天の川銀河の既知の流れ[5]
名前起源質量
（太陽質量）		長さ
（光年）		構成発見の年
アルクトゥルスストリーム消滅した矮小銀河未知未知重元素が不足している古い星1971年[5]
マゼラン川大マゼラン雲と小 マゼラン雲2億100万水素ガス1972
射手座ストリームいて座矮小球状銀河1億100万多種多様な星1994
ヘルミ川消滅した矮小銀河1,000万〜1億天の川の周りを数回完全に周回する重元素が不足している古い星1999
パロマー5ストリーム （サーペンスストリーム）球状星団 パロマー55,0003万古い星2001
乙女座ストリーム消滅した矮小銀河3万2001
一角獣座の指輪おおいぬ座の過密状態1億20万中間年齢のスター2002
反中心流消滅した矮小銀河未知3万古い星2006
GD-1球状星団金属の少ない星2006年[6]
NGC 5466
45度潮汐流		球状星団 NGC 546610,0006万非常に古い星2006年[7] [8]
孤児ストリーム出典不明（そのため名前が不明）不明[9]2万古い星2006
アケロン川球状星団2007年[7] [10]
うしかい座III流ステュクス川に埋め込まれ、その起源である可能性もある2007年[7] [10]
コキュートス川球状星団2007年[7] [10]
レテ川球状星団2007年[10]
スティクス川消滅した矮小銀河（おそらくうしかい座III）2007年[7] [10]
クジラ極流消滅した矮小銀河未知未知古い星2009年[11]
アクエリアスストリーム消滅した矮小銀河未知3万古い星2010
ラモスト1破壊された球状星団21,000中堅スター2015年[12]
フェニックスストリーム破壊された球状星団未知8,000非常に古い星[13] [14]2016年[15]
S1 ストリーム破壊された矮小銀河942017年[16] [17]
フィンブルトゥル川球状星団 オメガケンタウリ3182019年[18]
うお座-エリダヌス川混乱したクラスターまたは協会2,0001,300非常に若い（約1億2000万年）近傍（260 - 870光年）ストリーム[19]2019年[20]
ニュクスストリーム分裂した矮小銀河の残骸— 遠い昔の銀河合体約200個の星2020年[21] [22]
スペクターストリーム破壊された超微弱矮小銀河2,00018,0002022年[23]

アンドロメダ銀河のストリーム

アンドロメダ銀河の既知の流れ
名前起源質量
（太陽質量）		長さ
（光年）		構成発見の年
M31 巨大恒星流[要出典]
アンドロメダ北東恒星流[24]2004
北西潮流（E潮流とF潮流）[25]破壊された矮小銀河2009
潮汐流南西[25]2009
イーストクラウド[要出典]
ノース・スパー[要出典]
ストリームA [要出典]
ストリームB [要出典]
ストリームC [要出典]
ストリームD [要出典]

ローカルグループを超えたストリーム

NGC 5387とその星の流れ

DESIレガシーイメージングサーベイなどの新たな深宇宙探査により、今後多数の恒星流が発見されることが期待されています。2023年にマルティネス＝デルガドらが行った最初の探査では、389個の銀河が探査され、恒星流を持つ候補銀河が89個（22.9%）見つかりました。彼らは約3100個の銀河の探査を計画しており、数百個の候補銀河が見つかる可能性があります。過去には、SDSSなどの感度の低い探査では、最も明るい恒星流しか検出できませんでした。[26]

ローカルグループ以外の既知の河川
名前位置起源質量
（太陽質量）		長さ
（光年）		構成特徴発見の年
ヤングブルータイダルストリーム[27]NGC 5128ガスの破片または
矮小銀河		2002
ストリーム 947-4966NGC 4013 [28]
低傾斜軌道を持つかつての矮小衛星		大きなループ構造2008
9477-J0949.4-STO 749988 (SMS J 4977449 tI947)NGC 5907 [29]低質量衛星の集積複数の周囲ループ2009
NGC 4651 [30]衛星の集積狭いジェット状の構造と周囲の破片の殻2010
NGC 3521 [30]衛星の集積ジェット状の構造と周囲の破片の殻2010
NGC 7531 [30]衛星の集積周囲の破片の殻2010
NGC 1084 [30]衛星の集積同じ幅の3つの巨大な断続した煙突2010
NGC 4216 [30]衛星の集積衛星銀河の継続的な潮汐破壊は、
祖先衛星から伸びる長い尾として見られる。		2010
NGC 1055 [30]衛星の集積透明な箱型の内側の光輪には、多数のまとまったスパイクが散りばめられている2010
NGC 5291 [31]銀河相互作用北と南に2つの別々の潮汐尾がある?
ひまわりの花びらメシエ63（NGC 5055）[32]矮小衛星の集積4x10 81979/2011
NGC 5387 [33]衛星の集積6x10 811.7kpc​若きスターたち星形成の促進、金属欠乏2014
帽子の羽根メシエ104（NGC 4594）[34]大規模合併非常に金属が豊富2021
NGC 4303 [35]M61の重力によって引き裂かれた矮小銀河の残骸2x10 850kpc​ヴェラ・C・ルビン天文台で発見された最初の恒星流2025

参照

参考文献

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さらに読む

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