Správný pohyb - Proper motion

Vztah mezi správnými pohybovými a rychlostními složkami objektu.
Před rokem byl objekt o d jednotkách vzdálenosti od Slunce a jeho světlo se za rok pohybovalo o úhel μ radiánů/s. Pokud nedošlo k žádnému zkreslení gravitačními čočkami nebo jinak, pak μ = kde je vzdálenost (obvykle vyjádřena jako roční rychlost) příčná (tangenciální nebo kolmá) k přímce pohledu od Slunce. Úhel je zastíněn světle modrou od Slunce do počátečního bodu objektu a jeho polohy o rok později, pokud neměl žádnou radiální rychlost. V tomto diagramu je radiální rychlost shodná s rozdělením Slunce a objektu, takže je kladná.${\ displaystyle {\ frac {v_ {t}} {d}}}$${\ displaystyle v_ {t}}$

Správný pohyb je astrometric míra pozorovaných změn v zřejmých místech z hvězd a jiných nebeských těles na obloze, jak je patrné z těžiště části sluneční soustavy , ve srovnání s abstraktní pozadí z více vzdálených hvězd .

Komponenty pro správný pohyb v rovníkové soustavě souřadnic (dané epochy , často J2000.0 ) jsou uvedeny ve směru pravého vzestupu ( μ _α ) a deklinace ( μ _δ ). Jejich kombinovaná hodnota se vypočítá jako celkový vlastní pohyb ( μ ). Má rozměry z úhlu na dobu , typicky arcseconds za rok nebo milliarcseconds ročně.

Znalost správného pohybu, vzdálenosti a radiální rychlosti umožňuje výpočty pohybu objektu z referenčního rámce naší hvězdné soustavy a jeho pohybu z referenčního galaktického rámce - to je pohyb vzhledem ke Slunci a transformací souřadnic , která v respekt k Mléčné dráze .

Úvod

Nebeský severní a jižní pól jsou nad/pod CNP , CSP ; původ všech 24 hodin Rektascenze (měřítkem absolutní nebeské východ-západ pozice), je března rovnodennost (střed pozici slunce tehdy) na J2000 epochy, je vektor V. .
Červeně diagram přidává součásti správného pohybu po nebeské sféře .
Ideální čas na měření přesně takového malého ročního posunu je na vrcholu. Vyvrcholení hvězdy je denně dosahováno, když pozorovatel (a Země) prochází, jak ukazují modré šipky „pod“ hvězdou.
Pozitivní osy dvou složek jeho obvykle každoročně měřeného nebo publikovaného posunu ve správném pohybu jsou přehnané červené šipky, poznámka: pravé šipky ukazují na východní horizont. Jedna červená anotace je jemně kratší, protože kosinus hvězdy spočívající na deklinaci 0 ° je 1, takže posun hvězdy na východ nebo západ by nemusel být vynásoben kosinem její deklinace.
Správný vektor pohybu je μ , α = pravý vzestup , δ = deklinace , θ = úhel polohy (jednoduše 90 ° kompliment deklinace).

V průběhu staletí se zdá, že si hvězdy vůči sobě udržují téměř pevné polohy, takže v průběhu historického času tvoří stejná souhvězdí . Například Ursa Major nebo Crux vypadají nyní téměř stejně jako před stovkami let. Přesná dlouhodobá pozorování však ukazují, že souhvězdí mění tvar, i když velmi pomalu, a že každá hvězda má nezávislý pohyb .

Tento pohyb je způsoben pohybem hvězd vůči Slunci a Sluneční soustavě . Slunce cestuje po téměř kruhové dráze ( sluneční kruh ) kolem středu galaxie rychlostí asi 220 km/s v poloměru 8 000 parseků (26 000 ly) od Střelce A*, což lze brát jako rychlost otáčení samotné Mléčné dráhy v tomto poloměru.

Jakýkoli správný pohyb je dvourozměrný vektor (protože vylučuje komponentu, pokud jde o směr přímky pohledu) a nese dvě veličiny nebo charakteristiky: úhel polohy a velikost . První je směr správného pohybu na nebeské sféře (0 stupňů znamená pohyb na sever, 90 stupňů znamená pohyb na východ (vlevo na většině map oblohy a snímků vesmírných dalekohledů) atd.) A druhý je jeho velikost, obvykle vyjádřená v arcsekundách za rok (symboly: arcsec/yr, as/yr, ″/yr, ″ yr ⁻¹ ) nebo milliarcseconds per year (symboly: mas/yr, mas yr ⁻¹ ).

Správný pohyb může být alternativně definován úhlovými změnami za rok ve vzestupu hvězdy ( μ _α ) a deklinaci ( μ _δ ) za použití konstantní epochy při jejich definování.

K součástem správného pohybu podle konvence se dospěje následovně. Předpokládejme, že se objekt pohybuje ze souřadnic (α ₁ , δ ₁ ) na souřadnice (α ₂ , δ ₂ ) v čase Δ t . Správné pohyby jsou dány:

${\ Displaystyle \ mu _ {\ alpha} = {\ frac {\ alpha _ {2}-\ alpha _ {1}} {\ Delta t}} \,}$

${\ Displaystyle \ mu _ {\ delta} = {\ frac {\ delta _ {2}-\ delta _ {1}} {\ Delta t}} \.}$

Velikost vlastního pohybu μ je dána Pythagorovou větou :

${\ Displaystyle \ mu ^{2} = {\ mu _ {\ delta}} ^{2}+{\ mu _ {\ alpha}} ^{2} \ cdot \ cos ^{2} \ delta \,}$

technicky zkráceně:

${\ Displaystyle \ mu^{2} = {\ mu _ {\ delta}}^{2}+{\ mu _ {\ alpha \ ast}}^{2} \.}$

kde δ je deklinace. Faktor v cos ² δ odpovídá za rozšíření linií (hodin) pravého vzestupu od pólů, cos δ , což je nula pro hypotetický objekt upevněný na nebeském pólu v deklinaci. Je tedy uveden koeficient pro negaci zavádějící vyšší východní nebo západní rychlosti (úhlová změna v α ) v hodinách Pravého Nanebevzetí, čím dále je to k imaginárním nekonečným pólům, nad a pod zemskou osou rotace, na obloze . Změna μ _α , která musí být vynásobena cos δ, aby se stala součástí vlastního pohybu, se někdy nazývá „správný pohyb v pravém vzestupu“ a μ _δ „správný pohyb v deklinaci“.

Pokud byl správný pohyb v pravém vzestupu převeden pomocí cos δ , výsledek je označen μ _α* . Například správný pohyb vede ke vzestupu v katalogu Hipparcos (HIP) již byl převeden. Proto jsou jednotlivé vlastní pohyby ve vzestupu a deklinaci ekvivalentní pro přímé výpočty různých dalších hvězdných pohybů.

Polohový úhel θ souvisí s těmito součástmi:

${\ Displaystyle \ mu \ sin \ theta = \ mu _ {\ alpha} \ cos \ delta = \ mu _ {\ alpha \ ast} \,}$

${\ Displaystyle \ mu \ cos \ theta = \ mu _ {\ delta} \.}$

Pohyby v rovníkových souřadnicích lze převést na pohyby v galaktických souřadnicích .

Příklady

U většiny hvězd pozorovaných na obloze jsou pozorované vlastní pohyby malé a nevýrazné. Takové hvězdy jsou často buď slabé, nebo jsou výrazně vzdálené, mají změny pod 0,01 ″ za rok a nezdá se, že by se po mnoho tisíciletí pohybovaly znatelně. Několik z nich má významné pohyby a obvykle se jim říká vysoce pohyblivé hvězdy. Pohyby mohou být také téměř zdánlivě náhodnými směry. Dvě nebo více hvězd, dvojhvězdy nebo otevřené hvězdokupy , které se pohybují podobnými směry, vykazují takzvaný sdílený nebo společný vlastní pohyb (nebo cpm.), Což naznačuje, že mohou být gravitačně připojeny nebo sdílet podobný pohyb v prostoru.

Barnardova hvězda , zobrazující polohu každých 5 let 1985–2005.

Barnardova hvězda má největší vlastní pohyb ze všech hvězd, pohybuje se v 10,3 ″ letech ⁻¹ . Velký správný pohyb obvykle silně naznačuje, že je předmět blízko Slunce. To platí pro Barnardovu hvězdu vzdálenou asi 6 světelných let . Po Slunci a systému Alfa Centauri je to nejbližší známá hvězda. Jelikož je červeným trpaslíkem se zdánlivou magnitudou 9,54, je příliš slabé na to, aby bylo vidět bez dalekohledu nebo výkonného dalekohledu. Z hvězd viditelných pouhým okem (konzervativně omezující neviditelnou velikost zraku na 6,0) má 61 Cygni A (velikost V = 5,20) nejvyšší vlastní pohyb na 5,281 ″ yr ⁻¹ , diskontování Groombridge 1830 (velikost V = 6,42), vlastní pohyb: 7,058 ″ rok ⁻¹ .

Správný pohyb 1 obloukovýsek za rok na 1 světelný rok daleko odpovídá relativní příčné rychlosti 1,45 km/s. Příčná rychlost Barnardovy hvězdy je 90 km/s a její radiální rychlost je 111 km/s (kolmo (v pravém úhlu 90 °), což dává skutečný nebo „vesmírný“ pohyb 142 km/s. Skutečný nebo absolutní pohyb je obtížněji měřitelné než vlastní 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 se Rho Aquilae stala první hvězdou, která zrušila označení Bayer přesunem do sousedního souhvězdí - nyní je v Delphinus .

Užitečnost v astronomii

Hvězdy s velkými vlastními pohyby bývají poblíž; většina hvězd je dostatečně daleko, aby jejich vlastní pohyby byly velmi malé, řádově několik tisícin obloukové sekundy za rok. Je možné zkonstruovat téměř úplné vzorky vysoce kvalitních pohybových hvězd porovnáním fotografických snímků průzkumu oblohy pořízených s odstupem mnoha let. Palomar Sky Survey je jednou z příčin těchto obrazů. V minulosti bylo hledání vysoce vhodných pohybových objektů prováděno pomocí mrkacích komparátorů, které zkoumaly obrazy okem, ale moderní úsilí využívá ke skenování digitalizovaných obrazů techniky, jako je rozlišování obrazu. Jelikož jsou jakékoli zkreslení výběru těchto průzkumů dobře pochopitelné a kvantifikovatelné, studie potvrdily více a vyvodily přibližné množství neviditelných hvězd - odhalují a potvrzují další studiem dále, bez ohledu na jas, například. Studie tohoto druhu ukazují, že většina nejbližších hvězd je vnitřně slabá a hranatě malá, například červení trpaslíci .

Měření správných pohybů velkého vzorku hvězd ve vzdálené hvězdné soustavě, jako je kulová hvězdokupa, lze použít k výpočtu celkové hmotnosti kupy pomocí odhadu hmotnosti Leonard-Merritt . Spolu s měřením radiálních rychlostí hvězd lze k výpočtu vzdálenosti od kupy použít vlastní pohyby.

K vyvození přítomnosti superhmotné černé díry ve středu Mléčné dráhy byly použity vlastní hvězdné pohyby. Tato černá díra je podezření, že Sgr A * , o hmotnosti 4,2 x 10 ⁶  M _☉ (sluneční masy).

Správné pohyby galaxií v Místní skupině jsou podrobně diskutovány v Röseru. V roce 2005 bylo provedeno první měření správného pohybu galaxie Triangulum M33, třetí největší a jediné obyčejné spirální galaxie v místní skupině, která se nacházela 0,860 ± 0,028 Mpc za Mléčnou dráhou. Pohyb galaxie Andromeda byl měřen v roce 2012 a srážka Andromeda – Mléčná dráha se předpovídá zhruba za 4,5 miliardy let. Správný pohyb galaxie NGC 4258 (M106) ve skupině galaxií M106 byl použit v roce 1999 k nalezení přesné vzdálenosti od tohoto objektu. Byla provedena měření radiálního pohybu objektů v této galaxii pohybujících se přímo směrem k nám a od nás a za předpokladu, že stejný pohyb platí pro objekty pouze se správným pohybem, pozorovaný vlastní pohyb předpovídá vzdálenost galaxie od7,2 ± 0,5 Mpc .

Dějiny

Časný astronom předpokládal správný pohyb (podle Macrobia , 400 n. L.), Ale důkaz poskytl až 1718 Edmund Halley , který si všiml, že Sirius , Arcturus a Aldebaran byli více než půl stupně od pozic mapovaných starořeckým astronomem Hipparchus zhruba před 1850 lety.

Menší význam slova „správný“ je pravděpodobně datován do angličtiny (ale není ani historický, ani zastaralý, když se používá jako postpozitivum , jako v „správném městě“), což znamená „patřící“ nebo „vlastní“. „Nesprávný pohyb“ by znamenal vnímaný pohyb, který nemá nic společného s přirozeným průběhem objektu, například v důsledku zemské osové precese a drobných odchylek, nutací v rámci cyklu 26 000 let.

Hvězdy s vysokým řádným pohybem

Následují hvězdy s nejvyšším řádným pohybem z katalogu Hipparcos . Nezahrnuje hvězdy jako Teegardenova hvězda , které jsou na ten katalog příliš slabé. Úplnější seznam hvězdných objektů lze vytvořit provedením dotazovacího kritéria v astronomické databázi SIMBAD .

Správný pohyb 61 Cygni v ročních intervalech.

Nejvyšší správné pohybové hvězdy

#	Hvězda	Správný pohyb		Radiální rychlost (km/s)	Paralaxa (obloukové sekundy)	Vzdálenost v parsecích ( ) ${\ displaystyle {\ frac {1} {parallax}}}$
		μ α · cos δ (mas/rok)	μ δ (mas/rok)
1	Barnardova hvězda	−798,58	10328.12	−110,51	0,54831	1,82
2	Kapteynova hvězda	6505,08	−5730,84	+245,19	0,25566	3,91
3	Groombridge 1830	4003,98	−5813,62	-98,35	0,10999	9.09
4	Lacaille 9352	6768,20	1327,52	+8,81	0,30526	3,28
5	Gliese 1 (CD −37 15492) (GJ 1)	5634,68	−2337,71	+25,38	0,23042	4,34
6	HIP 67593	2118,73	5397,57	-4,4	0,18776	5.33
7	61 Cygni A & B	4133,05	3201,78	-65,74	0,286	3,50
8	Lalande 21185	-580,27	-4765,85	-84,69	0,39264	2,55
9	Epsilon Indi	3960,93	−2539,23	−40,00	0,27606	3,62

Údaj pro HIP 67593 je téměř jistě chybou, pravděpodobně proto, že hvězda má relativně blízko jasnějšího vizuálního binárního společníka; pohyb mezi snímky DSS2 a SDSS9 je menší než to. Gaia naměřila mnohem menší vlastní pohyb pro Data Release 2, ale 15násobnou paralaxu mezi ním a jeho pravděpodobným společníkem s vlastním pohybem HIP 67594. Sladění jeho vzdálenosti a pohybu bude muset počkat na Data Release 3, který by měl dobře analyzovat velmi vysoké řádné pohybové objekty.

Viz také

• Nebeský souřadnicový systém
• Křivka rotace galaxie
• Odhad hmotnosti Leonard – Merritt
• mléčná dráha
• Zvláštní rychlost
• Radiální rychlost
• Relativní rychlost
• Sluneční vrchol
• Vesmírná rychlost (astronomie)
• Interferometrie s velmi dlouhou základní linií

Reference

externí odkazy

• Hipparcos: High Proper Motion Stars
• Edmond Halley: Objev správných pohybů