Hypervelocity stars (HVS) move so fast that they are unbound to the Galaxy. When they were first discovered in 2005, dynamical ejection from the supermassive black hole (SMBH) in the Galactic Centre (GC) was suggested as their origin. The two dozen HVSs known today are young massive B stars, mostly of 3-4 solar masses. Recently, 20 HVS candidates of low mass were discovered in the Segue G and K dwarf sample, but none of them originates from the GC. We embarked on a kinematic analysis of the Segue HVS candidate sample using the full 6D phase space information based on new proper motion measurements. Their orbital properties can then be derived by tracing back their trajectories in different mass models of our Galaxy. We present the results for 14 candidate HVSs, for which proper motion measurements were possible. Significantly lower proper motions than found in the previous study were derived. Considering three different Galactic mass models we find that all stars are bound to the Galaxy. We confirm that the stars do not originate from the GC. The distribution of their proper motions and radial velocities is consistent with predictions for runaway stars ejected from the Galactic disk by the binary supernova mechanism. However, their kinematics are also consistent with old disk membership. Moreover, most stars have rather low metallicities and strong $α$-element enrichment as typical for thick disk and halo stars, whereas the metallicity of the three most metal-rich stars could possibly indicate that they are runaway stars from the thin disk. One star shows halo kinematics.
Hyper-runaway and hypervelocity white dwarf candidates in \textit{Gaia} Data Release 3: possible remnants from Ia/Iax supernova explosions or dynamical encounters
An Old, Low-mass, Metal-poor Hypervelocity Star Candidate Consistent with a Galactic Center Origin
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；China West Normal University（西华师范大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Peking University（北京大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
Photometric Distances for Metal-poor Giants and a Search for Hypervelocity Stars with LAMOST DR13 and Gaia DR3
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
A proto-helium white dwarf stripped by a substellar companion via common-envelope ejection -- Uncovering the true nature of a candidate hypervelocity B-type star
Is S301 the Captured Companion of the Hypervelocity Star S5-HVS1?
CERN（欧洲核子研究中心）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma & Sezione INFN Roma 1（罗马大学物理系与INFN罗马第一分部）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Institute for Advanced Study, Princeton（普林斯顿高等研究院）
A systematic survey for hypervelocity runaways from thermonuclear supernovae
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Tübingen（蒂宾根大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；University of Potsdam（波茨坦大学）；University of Warwick（华威大学）
Gaia DR3 in 6D: The search for fast hypervelocity stars and constraints on the Galactic Centre environment
欧洲航天局盖亚卫星的第三次数据发布（DR 3）提供了$\sim 34$百万颗恒星样本的坐标、视差、自行和径向速度。我们使用组合的6维相空间信息来搜索超高速恒星（HVS），即由银河系中心发生的动力学过程加速的未绑定恒星。通过观察银河系中心坐标系中盖亚DR 3恒星的运动学，并将它们的轨道整合到银河系的势能中，我们没有发现任何HVS候选者的速度高于$700$ km s $^{-1}$，并且观测到的运动学很强。假设一个场景，其中恒星双星和大质量黑洞Sgr A $^*$之间的相互作用是负责从银河系中心的HVS喷射，我们推导出退化的限制HVS的喷射率和初始质量函数的斜率之间的双星在银河系中心。我们的研究结果表明，HVS弹射率是$\lesssim 8\times10^{-5}$年$^{-1}$假设萨尔皮特质量函数，这个上限变得越来越小的头重脚轻的质量分布。一个基准的HVS喷射率$10^{-4}$年$^{-1}$喜欢的质量函数斜率$\lesssim -2.35$，不赞成先前声称的头重脚轻的初始质量函数之间的恒星在银河系中心。
Runaway M Dwarf Candidates from the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个样本的20个失控的M矮候选人（RdMs）在1千秒差距的太阳的银心速度超过400公里秒$^{-1}$。候选物选自West等人的SDSS DR 7 M Dwarf Catalog（2011）。我们的RdMs有SDSS+USNO-B自行与PPMXL，LSPM和组合WISE+SDSS+2 MASS目录中记录的一致。其中16颗RdM被归类为矮星，而其余4颗RdM则是次矮星。我们使用膨胀盘晕轮廓来模拟银河系势（Kenyon et al. 2008; Brown et al. 2014）。我们最快的RdM，银河系中心速度658.5 $\pm$ 236.9 km s $^{-1}$，是一个可能的超高速候选者，因为它在我们的模拟中77%是未绑定的。大约有一半的RdM具有与银河系中心弹射一致的运动学。我们的七个RdM的运动学与从M31或M32到2σ以内的抛射情景相一致，尽管我们的距离有限的调查使这种实现不太可能。不超过四个我们的RdM可能来自狮子座流。我们建议，在测量误差范围内，我们的大部分约束RdMs可能是磁盘失控或晕对象，并可能已通过一系列的银河系磁盘内的多体相互作用或可能的超新星爆炸加速。
The influence of the secular perturbation of an intermediate-mass companion: II. Ejection of hypervelocity stars from the Galactic Center
有一群恒星相对于银河系中心的速度超过500 km s $^{-1}$。这些超高速恒星（HVS）中的许多（也许是大多数）是B星，类似于$\rm Sgr~A^{\star}$附近超大质量黑洞（SMBH）周围的核簇中的盘和S星。在本系列的论文I中，我们证明了从SMBH周围的假想盘中出现的恒星的偏心率可以被其中等质量伴星（IMC）的长期扰动快速激发，我们建议IRS 13E作为IMC的潜在候选者。在这里，我们表明，这一过程导致大量的恒星抛物线轨道接近$\rm Sgr~A^{\star}$的长期时间尺度上的几个万年。这个时间尺度比通过经典弛豫或共振弛豫进入丢失锥的扩散时间尺度短得多。高偏心率恒星的近星点经度相对于IMC经度的岁差，使它们在几百万年内接近IMC。IMC的引力摄动散射了一小部分恒星从近抛物线到双曲线轨道，相对于SMBH。他们与SMBH的后续近距离接触促使他们以超高速逃离。这一假设是希尔斯提出的假设的一个变体，希尔斯的假设是基于在SMBH附近的一些祖先双星的预期分裂，其主要目标是解释已知HVS的有限寿命。我们概括了我们以前的数值模拟这个过程中，更广泛的轨道配置。我们证明了鲁棒性和评估的HVS形成的这个通道的效率。从这些数值模拟，我们推断可观察到的HVS的运动学特性。
The Chemical Composition of Extreme-Velocity Stars
关于银河系中最快的恒星的起源，人们知之甚少。我们对银河系和周围矮星系化学演化历史的了解使我们能够利用恒星的化学成分来研究其起源，并说恒星是原位形成的还是吸积的。然而，最快的恒星，超高速恒星，是年轻和大质量的，它们的化学成分尚未被分析。虽然分析大质量年轻恒星的化学成分很困难，但我们对晚型恒星的分析很精通。我们使用高分辨率ARCES/3.5 m阿帕奇角天文台、MIKE/麦哲伦光谱来研究15颗晚型超高速恒星候选者的化学细节。用盖亚EDR 3天体测量和光谱测定的径向速度，我们发现总速度的范围为$274$ - $520$ km s $^{-1}$和平均值$381$ km s $^{-1}$。因此，我们的样本恒星还没有快到足以被归类为超高速恒星，并且被称为极高速恒星。我们的样品具有宽的$-2.5 \le \mathrm{[Fe/H]} \le -0.9$铁丰度范围。它们的化学成分表明，其中至少有50%是吸积的河外恒星，铁峰元素与先前的亚克拉塞卡质量Ia型超新星富集相一致。在没有双星伴星的情况下，它们的化学丰度和轨道参数表明它们是破裂矮星系的加速潮汐碎片。
The Hercules-Lyra Association revisited New age estimation and multiplicity study
她-莱尔协会，附近的一个年轻的MG，包含几十个ZAMS星的SpT F到M。Her-Lyr关联的存在和性质在文献中有争议和讨论。目前的工作重新评估属性和成员名单的她Lyr协会。根据运动学和年龄许多物体形成多个系统，或者有低质量的同伴，所以我们需要考虑多重性。我们使用自己的新成像观测和档案数据来识别多个系统。运动学候选者的颜色和幅度进行比较，等时线。我们得到进一步的信息，年龄的基础上，锂消耗，旋转，日冕和色球活动。一组典型的成员被确定为推断平均属性。成员资格标准是从平均值属性中推导出来的，用于丢弃非成员。从文献中选出的候选者属于35个恒星系统，其中42.9%是多恒星系统。在这项工作中，四个多重系统被确认为共同的自行。本文给出了HH Leo B和C双星系统的轨道解。事实上，一群候选人表现出了年轻人的签名。确定了7个典型成员。典型的Her-Lyr成员的EWLi分布很广，与昴星团和UMa群的EWLi分布相似。陀螺年代学给出的年龄为2.57 +-4600万年，介于昴星团和大熊座群之间。色球层和日冕活动的测量支持年轻的年龄。四个成员标准的基础上提出的运动学，EWLi，色球活动，陀螺仪。年龄总共有11颗恒星被确定为某些成员，包括共同运动的物体加上另外23个可能的成员，而14个候选者是可疑的或可以被拒绝。然而，与质量函数的比较表明存在大量额外的未识别的低质量成员。
Violent mergers revisited: The origin of the fastest stars in the Galaxy
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Trinity College Dublin（都柏林圣三一学院）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
Characterizing the High-Velocity Stars of RAVE: The Discovery of a Metal-Rich Halo Star Born in the Galactic Disk
我们的目标是表征高速（HiVel）恒星在太阳附近的化学和运动学使用的第四次数据发布的RAVE（RAVE）。我们使用了57个银河系静止坐标系速度大于275 km s $^{-1}$的HiVel恒星样本。利用6D位置和速度信息，我们整合了HiVel恒星的轨道，发现它们平均距离银河平面13 kpc，并且具有与星系晕一致的相对偏心轨道。利用RAVE的恒星参数和[ $α$ /Fe]估计值，我们发现HiVel恒星的金属丰度分布在[M/H] = -1.2 dex处达到峰值，并且与内晕的化学性质相一致。有几个值得注意的例外，包括超高速恒星（HVS）候选者，极高速束缚晕星，以及一颗运动学上与晕一致但化学上与盘一致的恒星。高分辨率的光谱获得了富含金属的HiVel恒星候选者和样本中第二高速度的恒星。利用这些高分辨率的数据，我们报告了一个富含金属的晕星的发现，它很可能是从银河系厚盘动态喷射到晕中的。这一发现有助于解释星系晕中最富金属成分的组合。
