Собствено движение

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
Собственото движение на звездата на Барнард от 1985 до 2005 г.
Собствено движение на 61 Лебед
Компоненти на собственото движение върху небесната сфера

Собственото движение е астрономическа мярка за наблюдаваните от Слънчевата система промени в привидното местоположение на звезди или други небесни обекти спрямо абстрактния фон от по-далечни звезди.[1]

Компонентите на собственото движение в екваториалната координатна система (за дадена епоха) се изразяват в посока на ректасцензията (μα) и деклинацията (μδ). Комбинираната им стойност дава общото собствено движение (μ).[2][3] Размерността му е ъгъл за време, обикновено арксекунди за година. Познаването на собственото движение, разстоянието и радиалната скорост на дадено небесно тяло позволява да се изчисли неговото истинско движение или скорост в пространството спрямо Слънцето, а чрез координатно преобразуване и спрямо Млечния път. Собственото движение не е изцяло присъщо за небесното тяло, тъй като включва компонент, дължащ се на движението на самата Слънчева система.[4]

Общ преглед[редактиране | редактиране на кода]

В продължение на векове някои звезди изглеждат сякаш се намират в почти неподвижни позиции една спрямо друга – по този начин те образуват познатите съзвездия. Например Голяма мечка и Южен кръст изглеждат почти по същия начин както преди стотици години. Все пак прецизни и дългосрочни наблюдения показват, че съзвездията изменят формите си, макар и много бавно и че всяка звезда има свое, независимо движение.

Това движение се дължи на придвижването на звездите спрямо Слънцето и Слънчевата система. Слънцето се движи в почти кръгла орбита около центъра на Млечния път със скорост от 220 km/s и описвайки радиус от 8 kPc около центъра,[5][6] което като цяло е и движението на самия Млечен път в този радиус.[7][8]

Собственото движение представлява двумерен вектор и като такъв се определя от две величини: позиционния му ъгъл и големината му. Първата величина обозначава посоката на собственото движение върху небесната сфера (0 градуса за движение на север, 90 градуса за движение на изток и т.н.), а втората величина е големината на движението, обикновено изразявана в арксекунди на година (arcsec/yr).

Алтернативно, собственото движение може да се определи като ъгловите промени за година в ректасцензията (μα) и деклинацията (μδ) на дадена звезда през една и съща епоха.

За обект, придвижващ се от координати (α1, δ1) до координати (α2, δ2) за време Δt, собственото движение може да се изрази чрез:[9]

Големината на собственото движение μ се получава чрез Питагоровата тероема:[10]

,

където δ е деклинацията. Коефициентът cos2δ компенсира факта, че радиусът от оста на сферата до нейната повърхност се променя чрез cosδ, ставайки например нула при полюса. Следователно компонентът на скоростта, успоредна на екватора за дадена ъглова промяна в α, е по-малък, колкото по̀ на север се намира обектът. Изменението μα, което трябва да се умножи по cosδ, за да стане компонент на собственото движение, понякога се нарича собствено движение по ректасцензия, а μδ – собствено движение по деклинация.[11]

Ако собственото движение по ректасцензия е преобразувано чрез cosδ, то резултатът се обозначава като μα*. Индивидуалните собствени движения по ректасцензия и деклинация се взимат за еквивалентни за прости изчисления на различни други звездни движения. Позиционният ъгъл θ е свързан с тези компоненти чрез:[2][12]

Движенията в екваториална координати могат да се превърнат в движения в галактични координати.[13]

История[редактиране | редактиране на кода]

Собственото движение е предполагано, че съществува от ранните астрономи, но доказателства за него са изнамерени през 1718 г. от Едмънд Халей, който забелязва, че Сириус, Арктур и Алдебаран се намират над половин градус по-далече от позициите им, нанесени от древногръцкия астроном Хипарх около 1850 години по-рано.[14]

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. Theo Koupelis. In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers, 2007. ISBN 978-0-7637-4387-1. с. 369.
  2. а б D. Scott Birney. Observational Astronomy. 2007. ISBN 978-0-521-85370-5. с. 75.
  3. Simon F. Green. An Introduction to the Sun and Stars. Cambridge University Press, 2004. ISBN 978-0-521-54622-5. с. 87.
  4. D. Scott Birney. Observational Astronomy. Cambridge University Press, 2007. ISBN 978-0-521-85370-5. с. 73.
  5. Horace A. Smith. RR Lyrae Stars. Cambridge University Press, 2004. ISBN 978-0-521-54817-5. с. 79.
  6. M Reid. Mapping the Milky Way and the Local Group. // Mapping the Galaxy and Nearby Galaxies. Springer, 2008. ISBN 978-0-387-72767-7.
  7. Y Sofu. Rotation Curves of Spiral Galaxies. // Annual Review of Astronomy and Astrophysics 39. 2001. DOI:10.1146/annurev.astro.39.1.137. с. 137 – 174.
  8. Abraham Loeb. Constraints on the proper motion of the Andromeda galaxy based on the survival of its satellite M33. // The Astrophysical Journal 633 (2). 2005. DOI:10.1086/491644. с. 894 – 898.
  9. William Marshall Smart. Textbook on Spherical Astronomy. Cambridge University Press, 1977. ISBN 978-0-521-29180-4. с. 252.
  10. Charles Leander Doolittle. A Treatise on Practical Astronomy, as Applied to Geodesy and Navigation. Wiley, 1890. с. 583.
  11. Simon Newcomb. The Stars: A study of the Universe. Putnam, 1904. с. 287 – 288.
  12. Majewski, Steven R.. Stellar motions: parallax, proper motion, radial velocity and space velocity. // University of Virginia, 2006. Посетен на 31 декември 2008.
  13. lecture notes by Steven Majewski.
  14. Otto Neugebauer. A History of Ancient Mathematical Astronomy. Birkhäuser, 1975. ISBN 978-3-540-06995-9. с. 1084.