Korrekt bevægelse

Korrekt bevægelse - ændringer i stjernernes koordinater på himmelsfæren , forårsaget af stjernernes og solsystemets relative bevægelse . De inkluderer ikke periodiske ændringer forårsaget af Jordens bevægelse omkring Solen (årlig parallakse , lysaberration ) og bevægelse forårsaget af præcessionen af det ækvatoriale koordinatsystem .

En mere stringent definition: "I astronomi er en stjernes egenbevægelse de størrelser, der karakteriserer dens vinkelforskydning på himmelsfæren i et givet koordinatsystem pr. tidsenhed"

Definitioner

Hvis en stjerne blev observeret to gange i en epoke og en epoke , og dens tilsyneladende ækvatoriale koordinater - højre opstigning ( α ) og deklination ( δ ) - er angivet i FK5 -grundkatalogsystemet (epoke T0), så er dens rigtige bevægelser langs de specificerede koordinater bestemmes som $t_{1}$ $t_{2}$

\mu _{\alpha }={\frac {\alpha _{2}-\alpha _{1}}{t_{2}-t_{1}}},

\mu _{\delta }={\frac {\delta _{2}-\delta _{1}}{t_{2}-t_{1}}}.

De er normalt udtrykt i buesekunder om året eller tusindedele af et buesekund (millisekunder af bue, mas) om året og kan være positive eller negative.

Det skal bemærkes, at koordinatlinjerne med ens deklination, langs hvilke den højre ascension måles, generelt set ikke er geodætiske ( himmelsfærens store cirkler ), derfor er ændringshastigheden for koordinaten α ikke en komponent af vinklen stjernens hastighed, i modsætning til ændringshastigheden af koordinaten δ . For at konvertere til komponenten af vinkelhastigheden skal værdien af μ α multipliceres med cosinus af deklinationen:

\mu _{\alpha *}=\mu _{\alpha }\cdot \cos \delta .

Værdien af μ α* kaldes den reducerede egenbevægelse i højre ascension; det falder kun sammen med μ α ved himmelækvator . I katalogerne, som μ α , kan den reducerede eller ikke-reducerede egenbevægelse i højre ascension angives; HIPPARCOS- kataloget indeholder således reducerede egenbevægelser af stjerner (komponenter af vinkelhastighed) [1] .

Den totale egenbevægelse μ (den absolutte værdi af en stjernes todimensionelle hastighedsvektor på himmelkuglen) er defineret som

\mu ={\sqrt {\mu _{\alpha *}^{2}+\mu _{\delta }^{2))}={\sqrt {\mu _{\alpha }^{ 2}\cdot \cos ^{2}\delta +\mu _{\delta }^{2}}}.

Denne værdi er altid ikke-negativ. Positionsvinklen θ for en stjernes egenbevægelse måles fra retningen mod nord med uret og bestemmes ud fra relationerne

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

\cos \theta ={\frac {\mu _{\delta }}{\mu }}\ .

Stjernernes egenbevægelser bestemt på denne måde kaldes undertiden meridian, da de bestemmes ved at sammenligne to positioner opnået gennem observationer på meridiancirkler . Massebestemmelser af stjerners egenbevægelser for meridianer blev mulige allerede i det 19. århundrede som et resultat af oprettelsen af flere snesevis af meridiankataloger reduceret til et grundlæggende system. Det største antal (33.342) af stjerners positioner og egenbevægelser (inklusive svage op til 9. størrelsesorden ) i ét system er angivet i det velkendte General Catalog af Lewis Boss ( 1910 ). De korrekte bevægelsesfejl i dette katalog er ±(0,005–0,15)″/år . Stjernernes positioner og bevægelser er ikke fri for systematiske fejl. De nye grundlæggende kataloger over stjernerne FK4 og FK5 bevarer egenbevægelsesfejl på niveauet ±(0,002–0,005)″/år , men disse kataloger dækker kun et lille antal udvalgte, for det meste klare stjerner. I 1995 var der kendt mindst 50.000 meridianegenbevægelser af stjerner fra den lyseste til 9. størrelsesorden . Fejlene i disse egenbevægelser kan være fra ± 0,002″ til ± 0,010″ , afhængigt af varigheden af observationshistorien. De fleste af de kendte egenbevægelser er mindre end 0,050″/år i størrelsesorden, men der er også store egenbevægelser. Således har den "flyvende" Barnards stjerne den højeste værdi af egenbevægelse - 10,358″/år. Anden og tredje linje i ranglisten over de hurtigst bevægende stjerner i himmelsfæren er optaget af Kapteyns stjerne (8.670″/år) og Argelanders stjerne (7.059″/år).

Forbindelsen mellem afstanden og stjernens egenbevægelse bestemmes ud fra forholdet

\mu ={\frac {1}{4{,}74}}{\frac {V_{t}}{D}}.

Her er projektionen på himmelkuglen af stjernens rumlige hastighed i koordinatsystemet, der bevæger sig sammen med Solen, D er afstanden til stjernen i parsec ( 1 pc = 206 265 astronomiske enheder = 3,26 lysår ). Dimensionen er km/s, dimensionen μ er buesekundet pr. år. ${\displaystyle V_{t))$ ${\displaystyle V_{t))$

Målemetoder

I slutningen af det 19. århundrede blev fotografiet indført i praksis inden for observationsastronomi. I forbindelse hermed er der udviklet fotografiske metoder til bestemmelse af stjerners egenbevægelser.

Stjernernes fotografiske egenbevægelser bestemmes ved at sammenligne stjernernes målte positioner på forskellige plader opnået i forskellige epoker. På grund af dette forbliver de fotografiske egenbevægelser uundgåeligt relative, det vil sige, de bestemmer bevægelsen af nogle stjerner i forhold til en bestemt gruppe af andre stjerner (de såkaldte referencestjerner), om hvis bevægelse mere eller mindre plausible antagelser er lavet. For således at gå fra stjernernes fotografiske egenbevægelser til meridianerne (betyder inerti eller "absolut"), skal man udføre en yderligere undersøgelse, som astronomer nogle gange kalder absolutisering, og som sjældent er fejlfri.

Den største fordel ved fotografiske egenbevægelser er deres relativt høje nøjagtighed og massekarakter i forhold til de svageste stjerner. Denne omstændighed gør dem til uundværligt observationsmateriale til statistiske undersøgelser relateret til bestemmelsen af spredningen af ejendommelige (individuelle) stjernebevægelser og fordelingen af stjernebevægelser tildelt forskellige typer af stjernepopulationer.

En væsentlig ulempe ved stjernernes fotografiske egenbevægelser er deres manglende frihed fra forskellige former for systematiske fejl forbundet med den fotografiske observationsmetode. Disse er de såkaldte fejl i "lysligningen", "farveligningen" og nogle andre, der er forbundet med ufuldkommenheden af optikken i vidvinkelteleskoper, der bruges i astrofotografering. Disse fejl kommer til udtryk i en systematisk forskydning af billederne af stjerner på pladen afhængigt af stjernernes lysstyrke, farve og deres placering på pladen. Disse fejl er svære at kalibrere, da de også afhænger af konstant skiftende observationsforhold (atmosfærisk gennemsigtighed, vind, billedkvalitet).

En ny æra i at bestemme stjernernes rette bevægelse var flyvningen af Hipparcos ( HI gh Precision PAR arallax CO llecting S atellite) satellitten , som udførte millioner af målinger af stjerner i løbet af 37 måneders drift. Som et resultat af arbejdet blev der opnået to stjernekataloger. HIPPARCOS- kataloget indeholder koordinater, egenbevægelser og parallakser målt med en fejl i størrelsesordenen en tusindedel af et buesekund for 118.218 stjerner . En sådan nøjagtighed for stjerner er opnået i astrometri for første gang. Det andet katalog - TYCHO - giver noget mindre nøjagtige oplysninger for 1.058.332 stjerner . Skabelsen af disse to kataloger markerede fødslen af en ny retning-rum- astrometri .

Nu i mange lande arbejdes der på at skabe nye projekter til astrometriske målinger fra rummet. Der er to sådanne projekter i Rusland - LOMONOSOV og STRUVE, udarbejdet af henholdsvis astronomer fra Sternberg State Astronomical Institute i Moskva og astronomer fra Pulkovo-observatoriet i St. Petersborg .

I 2013 blev den europæiske enhed Gaia ( Global Astrometric Interferometer for Astrophysics ) lanceret . Målet med dette projekt er at måle koordinater, egenbevægelser og parallakser af 50 millioner stjerner med en nøjagtighed bedre end 10 mikrobuesekunder.

Opdagelseshistorie

Opdagelsen af " faste " stjerners bevægelser tilhører den berømte engelske astronom Edmund Halley , som opdagede i 1718 , at nogle klare stjerner fra Hipparchus-Ptolemæus-kataloget mærkbart ændrede deres position blandt andre stjerner. Disse var: Sirius , forskudt mod syd med næsten halvanden diameter af Månen, Arcturus - to diametre mod syd og Aldebaran , forskudt med 1/4 af Månens diameter mod øst. De observerede ændringer kunne ikke tilskrives Ptolemæus' katalogfejl, der som regel ikke oversteg 6 ′ (1/5 af månens diameter) . Halleys opdagelse blev snart ( 1728 ) bekræftet af en anden engelsk astronom, James Bradley , der er bedre kendt som opdageren af lysets årlige aberration . Senere var Tobias Mayer ( 1723-1762 ), Nicola Lacaille ( 1713-1762 ) og mange andre astronomer op til Friedrich Bessel (1784-1846 ) engageret i at bestemme stjernernes bevægelser , som lagde grundlaget for det moderne grundlæggende system af stjerne stillinger.

Litteratur

Theo Koupelis. In Quest of the Universe / Theo Koupelis, Karl F. Kuhn. - Jones & Bartlett Publishers, 2007. - S. 369 . - ISBN 978-0-7637-4387-1 .
D. Scott Birney. Observationsastronomi / D. Scott Birney, Guillermo Gonzalez, David Oesper. - 2007. - S. 75. - ISBN 978-0-521-85370-5 .

Noter

↑ Matra Marconi Space, Alenia Spazio. Hipparcos- og Tycho-katalogerne: Astrometriske og fotometriske stjernekataloger afledt af ESA Hipparcos Space Astrometry Mission 25. ESA (15. september 2003). Hentet 8. april 2015. Arkiveret fra originalen 3. marts 2016. (ubestemt)

Links

V. V. Vityazev . "Fremskridt inden for astrometri"
A. A. Kiselev . "Regne bevægelser af "faste" stjerner og deres betydning i astronomi"
Korrekt bevægelse af stjerner , interaktive diagrammer af stjernebilleder
Y Sofu & V Rubin (2001). Rotationskurver for spiralgalakser. Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik . 39 : 137-174. arXiv : astro-ph/0010594 . Bibcode : 2001ARA&A..39..137S . doi : 10.1146/annurev.astro.39.1.137 .

Ordbøger og encyklopædier	Flot dansk Fantastisk catalansk Stor russer Britannica (online)

Stjerner
Klassifikation	Hypergiganter supergiganter Lyse kæmper Kæmper Undergiganter Hovedsekvensstjerner (dværge) underdværge hvide dværge hyperhastighedsstjerner variable stjerner
Substellære objekter	brun dværg subbrun dværg Planetar
Udvikling	Dannelse protostjerne Stjerne til hovedsekvens Hovedsekvens Subgiant gren Rød kæmpe gren vandret gren rød fortykkelse blå sløjfe Asymptotisk gren af kæmper planetarisk tåge supernova hvid dværg blå dværg neutronstjerne Sort hul
Nukleosyntese	Proton-proton cyklus CNO cyklus helium flash Tredobbelt heliumreaktion Brændende kulstof kulstofdetonation neon brændende brændende ilt Silicium brændende s-proces r-proces p-proces rp proces alfa proces
Struktur	Nucleus konvektiv zone strålende zone stjernestemning Fotosfære Kromosfære krone Vind Et magnetfelt
Ejendomme	Absolut størrelse metallicitet Farveindeks Korrekt bevægelse Spektral klasse Effektiv temperatur
Beslægtede begreber	Helt sort krop Hertzsprung-Russell diagram Stjerneforeninger stjernesystemer stjernehobe planetsystemer Fraunhofer linjer
Stjernelister	Den mest massive Den største Den lyseste med den højeste lysstyrke Den nærmeste brune dværge Egne navne på stjerner