Správný pohyb - Proper motion
Správný pohyb je astrometrický míra pozorovaných změn v zjevná místa z hvězdy nebo jiný nebeské objekty na obloze, jak je vidět z těžiště z Sluneční Soustava, ve srovnání s abstraktním pozadím více vzdálené hvězdy.[1]
Komponenty pro správný pohyb v rovníkový souřadný systém (z daného epocha, často J2000.0 ) jsou uvedeny ve směru pravý vzestup (μα) a deklinace (μδ). Jejich kombinovaná hodnota se počítá jako celkový správný pohyb (μ).[2][3] Má to rozměry z úhel za čas, typicky obloukové sekundy za rok nebo miliarsekund za rok. Znalost správného pohybu, vzdálenosti a radiální rychlost umožňuje výpočty skutečného hvězdného pohybu nebo rychlosti v prostoru ve vztahu ke Slunci atd transformace souřadnic, pohyb ve vztahu k mléčná dráha. Správný pohyb není zcela vlastní nebeskému tělesu nebo hvězdě, protože obsahuje součást díky pohybu samotné sluneční soustavy.[4]
Úvod
V průběhu staletí se zdá, že hvězdy si navzájem udržují téměř pevnou pozici, takže tvoří stejné souhvězdí v historickém čase. Majorka nebo Crux například nyní vypadají téměř stejně jako před stovkami let. Přesná dlouhodobá pozorování však ukazují, že souhvězdí mění tvar, i když velmi pomalu, a že každá hvězda má samostatnou pohyb.
Tento pohyb je způsoben pohybem hvězd ve vztahu k slunce a Sluneční Soustava. Slunce se pohybuje na téměř kruhové oběžné dráze (dále jen sluneční kruh ) o středu mléčná dráha rychlostí přibližně 220 km / s v poloměru 8 kPc od centra,[5][6] což lze brát jako rychlost otáčení samotné Mléčné dráhy v tomto poloměru.[7][8]
Správný pohyb je dvojrozměrný vektor (protože vylučuje komponentu ve směru přímky) a je tedy definován dvěma veličinami: jeho úhel polohy a jeho velikost. První veličina označuje směr správného pohybu na nebeská sféra (0 stupňů znamená, že pohyb je na sever, 90 stupňů znamená, že je pohyb na východ atd.) a druhá veličina je velikost pohybu, obvykle vyjádřená v obloukové sekundy za rok (symbol arcsec / rok, jako / rok) nebo miliarcsekunda za rok (mas / rok).

Správný pohyb může být alternativně definován úhlovými změnami hvězdy za rok pravý vzestup (μα) a deklinace (μδ) pomocí konstanty epocha při jejich definování.
The komponenty správného pohybu podle konvence se dospěje následovně. Předpokládejme, že se objekt pohybuje ze souřadnic (α1, 81) na souřadnice (α2, 82) v čase Δt. Správné pohyby jsou dány:[9]
Velikost správného pohybu μ je dán Pythagorova věta:[10]
kde δ je deklinace. Faktor v cos2δ odpovídá za to, že poloměr od osy koule k jejímu povrchu se mění jako cosδ, stává se například nulou u pólu. Složka rychlosti rovnoběžná s rovníkem tedy odpovídá dané úhlové změně α je menší, čím dále na sever je umístění objektu. Změna μα, která musí být vynásobena cosδ stát se součástí správného pohybu, se někdy nazývá „správný pohyb při pravém vzestupu“ a μδ „správný pohyb v deklinaci“.[11]
Pokud byl správný pohyb při pravém vzestupu převeden pomocí cosδ, je označen výsledek μα *. Například správný pohyb má za následek pravý vzestup v Katalog Hipparcos (HIP) již byly převedeny.[12] Proto jsou jednotlivé správné pohyby v pravém vzestupu a deklinaci ekvivalentní pro přímé výpočty různých jiných hvězdných pohybů.
Úhel polohy θ souvisí s těmito komponentami:[2][13]
Pohyby v rovníkových souřadnicích lze převést na pohyby v galaktické souřadnice.[14]
Příklady
Pro většinu hvězd pozorovaných na obloze jsou pozorované správné pohyby obvykle malé a nepostradatelné. Takové hvězdy jsou často buď slabé, nebo jsou výrazně vzdálené, mají změny pod 10 miliarsekund za rok a nezdá se, že by se po mnoho tisíciletí znatelně pohybovaly. Několik má významné pohyby a obvykle se jim říká vysoce správné hvězdy pohybu. Pohyby mohou být také v téměř zdánlivě náhodných směrech. Dvě nebo více hvězd, dvojité hvězdy nebo otevřené hvězdokupy, které se pohybují v podobných směrech, vykazují tzv. sdílené nebo běžný správný pohyb (nebo CPM.), což naznačuje, že mohou být gravitačně připojeni nebo sdílet podobný pohyb ve vesmíru.

Barnardova hvězda má největší správný pohyb ze všech hvězd pohybující se 10,3 sekundového oblouku za rok (arcsec / a). Velký správný pohyb je obvykle silným znamením, že hvězda je relativně blízko Slunce. To je skutečně případ Barnardovy hvězdy, která se nachází ve vzdálenosti asi 6 světelné roky. Po Slunci a Alfa Centauri systém, to je nejbližší známá hvězda na Zemi. Protože to je červený trpaslík s zdánlivá velikost 9,54, je příliš slabý na to, abychom to viděli bez dalekohled nebo výkonné dalekohledy. Z hvězd viditelných pouhým okem (podle konvence, omezující vizuální velikost 6,0), 61 Cygni A (velikost V = 5,20) má nejvyšší správný pohyb na 5,281 arcsec / a, ačkoli Groombridge 1830 (velikost V = 6,42), správný pohyb 7,058 arcsec / a, může být viditelný pro pozorovatele s výjimečně horlivým viděním.[15]
Správný pohyb 1 oblouku za rok ve vzdálenosti 1 světelného roku odpovídá relativní příčné rychlosti 1,45 km / s. Příčná rychlost Barnardovy hvězdy je 90 km / s a její radiální rychlost je 111 km / s (což je v pravém úhlu k příčné rychlosti), což dává skutečný pohyb 142 km / s. Pravý nebo absolutní pohyb je obtížnější měřit než správný pohyb, protože skutečná příčná rychlost zahrnuje součin správného pohybu krát vzdálenost. Jak ukazuje tento vzorec, skutečná měření rychlosti závisí na měření vzdálenosti, která jsou obecně obtížná.
V roce 1992 Rho Aquilae se stala první hvězdou, která měla svoji Označení Bayer zrušeno přesunem do sousední konstelace - nyní je to hvězda konstelace Delphinus.[16]
Užitečnost v astronomii
Hvězdy s velkými správnými pohyby bývají poblíž; většina hvězd je dost daleko na to, aby jejich správné pohyby byly velmi malé, řádově několik tisícin arcsekundy ročně. Je možné sestrojit téměř úplné vzorky hvězd s vysokým správným pohybem porovnáním fotografických průzkumů oblohy pořízených v mnoha letech. The Průzkum oblohy Palomar je jedním ze zdrojů takových obrázků. V minulosti byly vyhledávány vysoce správné objekty pohybu pomocí blikat komparátory zkoumat obrazy okem, ale moderní snahy používají techniky jako např rozlišení obrazu automaticky prohledávat digitalizovaná obrazová data. Protože výběrové předsudky z výsledných vzorků pro vysoký pohyb jsou dobře pochopeny a dobře kvantifikovány, je možné je použít ke konstrukci objektivního sčítání blízké hvězdné populace - například kolik hvězd existuje z každého skutečného jasu. Studie tohoto druhu ukazují, že místní populaci hvězd tvoří převážně slabé, nenápadné hvězdy, jako jsou červení trpaslíci.
Měření správných pohybů velkého vzorku hvězd ve vzdálené hvězdné soustavě, jako je kulová hvězdokupa, lze použít k výpočtu celkové hmotnosti hvězdokupu prostřednictvím Leonard-Merrittův odhad hmotnosti. Ve spojení s měřením hvězd radiální rychlosti, k výpočtu vzdálenosti ke shluku lze použít správné pohyby.
K odvození přítomnosti superhmotné černé díry ve středu Mléčné dráhy byly použity správné hvězdné pohyby.[17] Předpokládá se, že tato černá díra je Sgr A *, o hmotnosti 4,2 × 106 M☉, kde M☉ je sluneční hmota.
Správné pohyby galaxií v Místní skupina jsou podrobně popsány v Röser.[18] V roce 2005 bylo provedeno první měření správného pohybu Trojúhelníková galaxie M33, třetí největší a jediná obyčejná spirální galaxie v místní skupině, se nacházela 0,860 ± 0,028 Mpc za Mléčnou dráhou.[19] Pohyb Galaxie Andromeda byla měřena v roce 2012 a Kolize Andromeda – Mléčná dráha se předpokládá asi za 4 miliardy let.[20][ověření se nezdařilo ] Správný pohyb Galaxie NGC 4258 (M106) ve skupině galaxií M106 byla v roce 1999 použita k nalezení přesné vzdálenosti k tomuto objektu.[21] Byla provedena měření radiálního pohybu objektů v této galaxii pohybujících se přímo k nám a od nás, a za předpokladu, že se stejný pohyb použije na objekty pouze se správným pohybem, pozorovaný správný pohyb předpovídá vzdálenost do 7.2±0,5 Mpc.[22]
Dějiny
Časní astronomové měli podezření na správný pohyb (podle Makrobius, AD 400), ale důkaz byl poskytnut až v roce 1718 Edmund Halley, který si toho všiml Sírius, Arcturus a Aldebaran byly více než půl stupně od pozic zmapovaných starořeckým astronomem Hipparchus zhruba před 1850 lety.[23]
Termín „správný pohyb“ pochází z historického použití „správného“ ve smyslu „příslušnosti k“ (srov. propre ve francouzštině a běžném anglickém slově vlastnictví). „Nesprávný pohyb“ by odkazoval na „pohyb“ společný všem hvězdám, například kvůli axiální precese.
Hvězdy s vysokým správným pohybem
Toto jsou hvězdy s nejvyšším správným pohybem z Hipparcos katalog.[24] Nezahrnuje hvězdy jako např Teegardenova hvězda, které jsou pro tento katalog příliš slabé. Úplnější seznam hvězdných objektů lze vytvořit pomocí dotazu na kritéria v SIMBAD astronomická databáze.

# | Hvězda | Správný pohyb | Radiální rychlost (km / s) | Paralaxa (mas) | |
---|---|---|---|---|---|
μα · Cos δ (měsíc / rok) | μδ (měsíc / rok) | ||||
1 | Barnardova hvězda | −798.58 | 10328.12 | −110.51 | 548.31 |
2 | Kapteynova hvězda | 6505.08 | −5730.84 | +245.19 | 255.66 |
3 | Groombridge 1830 | 4003.98 | −5813.62 | −98.35 | 109.99 |
4 | Lacaille 9352 | 6768.20 | 1327.52 | +8.81 | 305.26 |
5 | Gliese 1 (CD −37 15492) (GJ 1) | 5634.68 | −2337.71 | +25.38 | 230.42 |
6 | HIP 67593 | 2118.73[26] | 5397.57[26] | -4.4 | 187.76 |
7 | 61 Cygni A & B | 4133.05 | 3201.78 | −65.74 | 286 |
8 | Lalande 21185 | −580.27 | −4765.85 | −84.69 | 392.64 |
9 | Epsilon Indi | 3960.93 | −2539.23 | −40.00 | 276.06 |
Číslo pro HIP 67593 je téměř jistě chyba, pravděpodobně proto, že hvězda má relativně blízkého jasnějšího vizuálního binárního společníka; pohyb mezi snímky DSS2 a SDSS9 není v souladu s vysokým správným pohybem. Gaia měřil mnohem menší správný pohyb pro DR2, ale také paralaxní rozdíl faktoru patnáct mezi hvězdou a jejím blízkým zjevně společným společným pohybem HIP 67594. Toto řešení bude muset počkat na Gaia DR3; v Gaia DR2 se obvykle neobjevují hvězdy s velmi vysokou správností pohybu.
Viz také
- Nebeský souřadnicový systém
- Křivka rotace galaxie
- Leonard – Merrittův odhad hmotnosti
- mléčná dráha
- Zvláštní rychlost
- Radiální rychlost
- Relativní rychlost
- Sluneční vrchol
- Vesmírná rychlost (astronomie)
- Velmi dlouhá základní linie interferometrie
Reference
- ^ Theo Koupelis; Karl F. Kuhn (2007). V Quest of the Universe. Vydavatelé Jones & Bartlett. p.369. ISBN 978-0-7637-4387-1.
- ^ A b D. Scott Birney; Guillermo Gonzalez; David Oesper (2007). Pozorovací astronomie. p. 75. ISBN 978-0-521-85370-5.
- ^ Simon F. Green; Mark H. Jones (2004). Úvod do Slunce a hvězd. Cambridge University Press. p. 87. ISBN 978-0-521-54622-5.
- ^ D. Scott Birney; Guillermo Gonzalez; David Oesper (2007). Pozorovací astronomie. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 978-0-521-85370-5.
- ^ Horace A. Smith (2004). RR Lyrae Stars. Cambridge University Press. p. 79. ISBN 978-0-521-54817-5.
- ^ M Reid; Brunthaler; Xu Ye; et al. (2008). „Mapování Mléčné dráhy a místní skupiny“. In F Combes; Keiichi Wada (eds.). Mapování galaxií a blízkých galaxií. Springer. ISBN 978-0-387-72767-7.
- ^ Y Sofu & V Rubin (2001). "Rotační křivky spirálních galaxií". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 39: 137–174. arXiv:astro-ph / 0010594. Bibcode:2001ARA & A..39..137S. doi:10.1146 / annurev.astro.39.1.137. S2CID 11338838.
- ^ Abraham Loeb; Mark J. Reid; Andreas Brunthaler; Heino Falcke (2005). „Omezení správného pohybu galaxie Andromeda založené na přežití jejího satelitu M33“ (PDF). Astrofyzikální deník. 633 (2): 894–898. arXiv:astro-ph / 0506609. Bibcode:2005ApJ ... 633..894L. doi:10.1086/491644. S2CID 17099715.
- ^ William Marshall Inteligentní; Robin Michael Green (1977). Učebnice sférické astronomie. Cambridge University Press. p. 252. ISBN 978-0-521-29180-4.
- ^ Charles Leander Doolittle (1890). Pojednání o praktické astronomii, jak je aplikováno na geodézii a navigaci. Wiley. p.583.
- ^ Simon Newcomb (1904). The Stars: A Study of the Universe. Putnam. str.287 –288.
- ^ Matra Marconi Space, Alenia Spazio (15. září 2003). „Katalogy Hipparcos a Tycho: Astrometrické a fotometrické hvězdné katalogy odvozené z mise ESA Hipparcos Space Astrometry“ (PDF). ESA. p. 25. Archivovány od originál (PDF) 3. března 2016. Citováno 2015-04-08.
- ^ Vidět Majewski, Steven R. (2006). „Hvězdné pohyby: paralaxa, správný pohyb, radiální rychlost a vesmírná rychlost“. University of Virginia. Archivovány od originál dne 07.07.2013. Citováno 2008-12-31.
- ^ Vidět poznámky z přednášky Steven Majewski.
- ^ Hipparcos: Katalogy: Millennium Star Atlas: Top 20 vysoce správných pohybů, Evropská kosmická agentura, vyvoláno 2019-06-27
- ^ Lemay, Damien (1992). „Book-Review - Sky Catalogue 2000.0 - V.1 - Stars to Magnitude 8.0 ED.2“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 86: 221. Bibcode:1992JRASC..86..221L.
- ^ Ghez, Andrea M .; et al. (2003). „První měření spektrálních čar v krátkotrvající hvězdě vázané na centrální černou díru galaxie: Paradox mládí“. Astrofyzikální deník. 586 (2): L127 – L131. arXiv:astro-ph / 0302299. Bibcode:2003ApJ ... 586L.127G. doi:10.1086/374804. S2CID 11388341.
- ^ Andreas Brunthaler (2005). „M33 - vzdálenost a pohyb“. In Siegfried Röser (ed.). Recenze v moderní astronomii: Od kosmologických struktur po Mléčnou dráhu. Wiley. 179–194. ISBN 978-3-527-40608-1.
- ^ A. Brunthaler; M. J. Reid; H. Falcke; L.J. Greenhill; C. Henkel (2005). "Geometrická vzdálenost a správný pohyb galaxie Triangulum (M33)". Věda. 307 (5714): 1440–1443. arXiv:astro-ph / 0503058. Bibcode:2005Sci ... 307.1440B. doi:10.1126 / science.1108342. PMID 15746420. S2CID 28172780.
- ^ Sangmo Tony Sohn; Jay Anderson; Roeland van der Marel (1. července 2012). „Vektor rychlosti M31. I. Měření správného pohybu Hubblova kosmického dalekohledu“. Astrofyzikální deník. 753 (1): 7. arXiv:1205.6863. Bibcode:2012ApJ ... 753 ... 7S. doi:10.1088 / 0004-637X / 753/1/7. S2CID 53071357.
- ^ Steven Weinberg (2008). Kosmologie. Oxford University Press. p. 17. ISBN 978-0-19-852682-7.
- ^ J. R. Herrnstein; et al. (1999). „Geometrická vzdálenost od galaxie NGC4258 od orbitálních pohybů v disku s jaderným plynem“. Příroda. 400 (6744): 539–541. arXiv:astro-ph / 9907013. Bibcode:1999 Natur.400..539H. doi:10.1038/22972. S2CID 204995005.
- ^ Otto Neugebauer (1975). Historie starověké matematické astronomie. Birkhäuser. p. 1084. ISBN 978-3-540-06995-9.
- ^ Zaměstnanci (15. září 2003). „150 hvězd v katalogu Hipparcos s největším správným pohybem“. ESA. Citováno 2007-07-21.
- ^ „SIMBAD“. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2016-04-13.
- ^ A b Fabricius, C .; Makarov, V.V. (Květen 2000). „Hipparcosova astrometrie pro 257 hvězd pomocí dat Tycho-2“. Dodatek k astronomii a astrofyzice. 144: 45–51. Bibcode:2000A & AS..144 ... 45F. doi:10.1051 / aas: 2000198.