Власний рух

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Вла́сний рух (світила) — кутове зміщення видимого розташування світила на небесній сфері, пов'язане із його рухом відносно Сонячної системи. Отже, власний рух не зовсім «власний» (тобто, притаманний саме якій-небудь зорі), оскільки до нього включається й компонента, обумовлена рухом Сонця.

Слід зазначити, що власного руху не стосуються періодичні зміни координат зір, які зумовлено рухом планети Земля. Це явища прецесії, нутації, аберації світла та паралаксу. Більшість із них було вивчено астрономами 18-19 сторіччя (від Бредлі до Бесселя) і визначено сталі цих фундаментальних в астрономії величин. Вони визначають перетворення спостережних координат до деяких усереднених у екваторіальній системі координат відповідної епохи, що не залежать від руху нашої планети.

1997 року Міжнародний астрономічний союз ухвалив міжнародну небесну систему координат як новий стандарт. У цій системі початком відліку є барицентр сонячної системи, отже, рух Землі не впливає на визначення міжнародних небесних координат (за визначенням).

Історія[ред.ред. код]

1718 року Едмунд Галлей звернув увагу на зміни у розташуванні на небосхилі кількох яскравих зір порівняно з каталогом Птолемея-Гіппарха, від часу складання якого тоді минуло півтори тисячі років. Наприклад, найяскравіша зірка земного неба — Сіріус — зсунулася майже на півтора діаметра Місяця на південь відносно сусідніх зір, а найяскравіша зірка північного неба — Арктур — на два діаметри. Такі відхилення не можна було пояснити помилками каталогу Птолемея, які не перевищували чверті діаметра Місяця.

Відкриття Галлея невдовзі (1728 року) було підтверджено Джеймсом Бредлі. Періоду «непорушних зір», що тривав в астрономії майже 2000 років, настав кінець.

Точність виміру небесних координат на початку XX-го сторіччя становила частки кутової секунди, власні рухи були відомі із точністю на порядок вищою.

У Попередньому загальному каталозі Льюїса Босса (1910 рік) наведено власні рухи 6 188 зір на епоху 1900 року[1], а остаточна версія Загального каталогу, видана його сином Бенджаміном 1936 року, містила дані про 33 342 зорі[2].

Спостереження довели, що зорі зі значними власними рухами (більше кутової секунди на рік) здебільшого розташовані неподалік.

Фотографічні методи дослідження, які почали широко впроваджуватися в астрономії з кінця XIX сторіччя, дозволили скласти майже повний перелік зір зі значними власними рухами (шляхом порівняння зображень фотографічних оглядів неба, зроблених із проміжком у багато років). Точність визначення власних рухів у фундаментальних каталогах кінця XX сторіччя досягла кількох кутових мілісекунд, а загальна кількість зір, для яких було визначено власні рухи, 1995 року перевищувала 50 тис. Проте більшість зір настільки далекі від нас, що їх власні рухи дуже малі (менше кутової мілісекунди на рік).

Новим значним кроком у вивченні власних рухів стали космічні телескопи. Завдяки місії Гіппаркоса (1997) координати близько мільйона зір стали відомі з набагато вищою точністю, а, значить, стало можливим обчислити й їх власні рухи.

Визначення власних рухів[ред.ред. код]

Компоненти власного руху на небесній сфері (шлях зорі показано пунктирною стрілкою).
CNP - Північний полюс світу,
V - точка весняного рівнодення, . Власний рух - вектор μ, α = пряме піднесення, δ = схилення, θ = позиційний кут.

Власний рух зазвичай позначається грецькою літерою  \mu\ .

Він визначається двома компонентами: позиційним кутом та величиною цього руху. Позиційний кут вказує напрям руху на небесній сфері (0° означає рух у напрямку північного полюсу світу), а величина власного руху (у кутових секундах на рік) визначається другою компонентою.

Власний рух також може бути подано як зміну обох небесних координат:

Саме такий варіант здебільшого застосовується в астрономічних каталогах, оскільки традиційно власний рух визначали за кожною координатою окремо.

Припустимо, що об'єкт пересувається протягом року із точки з координатами (α, δ) до точки з координатами (α1, δ1). Тоді зміна кутових координат (у кутових секундах на рік) і буде його власним рухом[3]:

\ \mu_{\alpha} = \alpha_1 - \alpha \
\ \mu_{\delta}=\delta_1-\delta \ .

Якщо власні рухи зір невеликі, такий спосіб обчислення матиме значну похибку (оскільки координати майже збігаються). Точніше можна визначити власний рух, порівнюючи зміну координат, яка накопичується протягом декількох років (або десятиріч). Якщо координати небесного тіла становлять (α1, δ1), а потім змінюються на (α2, δ2)[Прим 1], компоненти власного руху можна обчислити за такими формулами:

\ \mu_{\alpha} = \frac {\alpha_2 - \alpha_1} {t_2 - t_1} \
\ \mu_{\delta}= \frac {\delta_2-\delta_1} {t_2 - t_1} \ .

Співвідношення між двома варіантами визначення[4][5]:

\ \mu^2 ={\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta \ ,

де δ — схилення. Множник cos δ враховує той факт, що умовний радіус кола небесної сфери зменшується як cos δ, наприклад, стає нульовим на полюсі. Тобто внесок компоненти руху, паралельної небесному екватору, у загальну величину зменшується з наближенням до полюсів[6].

Позиційний кут θ пов'язаний із компонентами таким чином[7][5]:

\ \mu_\delta =\mu \cos \theta\
\ \mu_\alpha \cos \delta =\mu \sin \theta\ .

Поперечна та просторова швидкість[ред.ред. код]

Співвідношення між власним рухом та компонентами швидкості. Ілюструється, що кут власного руху μ визначається саме поперечною компонентою швидкості vt.

Поперечна відносна швидкість Vt (проекція відносної швидкості на небесну сферу) визначається за формулою  V_t = \frac {\mu\ * D }{ 4,74} , де D — відстань (у парсеках), а швидкість визначається в кілометрах на секунду. Для Сіріуса (μ = 1,315"; D=2,7 пк) це означає швидкість 17 км/с, для Арктура (μ = 2,287"; D=11,1 пк) — 120 км/с.

Повну (або просторову) відносну швидкість V можна визначити з врахуванням її радіальної компоненти Vr, яку визначають за доплерівським зсувом окремих ліній у спектрах. Оскільки вона перпендикулярна поперечній складовій, то  V= \sqrt {{V_r^2 + V_t^2}}

Значення в астрономії[ред.ред. код]

Вивчення власних рухів зір дозволило зробити важливі висновки щодо обертання Чумацького Шляху й руху в ньому Сонця. Сонце разом з іншими зорями обертається навколо центра нашої Галактики приблизно круговою орбітою радіусом 8 ± 0,65 кпк зі швидкістю близько 220 км/с[8][9], яку можна вважати швидкістю обертання Галактики на цьому радіусі[10][11]. Період обертання становить близько 230 млн років. Наразі рух Сонця орбітою спрямований у напрямку сузір'я Лебедя.

Власний рух галактик у Місцевій групі детально описано у Röser[12]. 2005 року було зроблено перші виміри власного руху Галактики Трикутника (M33), третьої за розмірами спіральної галактики в Місцевій групі, розташованій на відстані 860 ± 28 кпк від Чумацького Шляху[13]. Хоча галактика Андромеди рухається відносно нашої Галактики, і їх зіткнення передбачено десь через 5—10 мільярдів років, проте власний рух галактики Андромеди, яка перебуває на відстані близько 786 кпк, залишається невизначеним із верхньою межею ≈ 100 км/с[11][14][15].

Зорі з найбільшим власним рухом[ред.ред. код]

Далі наведено зорі з найбільшим власним рухом за даними каталогу Hipparcos[16][Прим 2].

Зорі з найбільшим власним рухом[17]
Зірка Власний рух Радіальна
швидкість
(км/с)
Паралакс
(mas)
μα · cos δ
(mas/рік)
μδ
(mas/рік)
1 Зоря Барнарда -798.71 10337.77 -106.8 549.30
2 Зоря Каптейна 6500.34 -5723.17 +245.5 255.12
3 Грубрідж 1830 4003.69 -5814.64 -98.0 109.22
4 Лакайль 9352 6766.63 1327.99 +9.7 303.89
5 Глієзе 1 (CD -37 15492) (GJ 1) 5633.95 -2336.69 +23.6 229.32
6 HIP 67593 2282.15 5369.33 76.20
7 61 Лебідь A & B 4133.05 3201.78 -64.3 287.18
8 Лаланд 21185 -580.46 -4769.95 -85.0 392.52
9 Епсилон Індіанця 3961.41 -2538.33 -40.4 275.79

Цікаві факти[ред.ред. код]

  • 1992 року вельми помітна зірка ρ Орла стала першою, що змінила сузір'я внаслідок власного руху. Вона опинилася в сузір'ї Дельфіна. Наступною такою зіркою буде γ Різця (3,8m) — близько 2400 року вона перейде до сузір'я Голуба[18].
  • Зоря Барнарда має найбільший власний рух серед усіх зір (10,3" на рік), за що отримала назву Летючої. Її поперечна швидкість відносно Сонця становить близько 90 км/с, а враховуючи радіальну складову (107 км/с), повна відносна швидкість становить 140 км/с.
  • Найбільшу просторову швидкість відносно Сонця серед близьких зір має Wolf 424, що рухається зі швидкістю 555 км/с (це 1/540 частка швидкості світла).

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Координати має бути приведено до однієї епохи.
  2. Таблиця не містить даних зорі Тігардена[en], оскільки вона занадто тьмяна для цього каталогу.

Джерела[ред.ред. код]

  1. Preliminary General Catalogue of 6188 Stars for the Epoch 1900 Bibcode1910Sci....32..155C англ.
  2. Benjamin Boss et al. (1936). General Catalogue of 33342 stars for the epoch 1950 (вид. 1st edition). Washington, D.C.: Carnegie Institution of Washington Publication. Процитовано 2010-05-16. 
  3. William Marshall Smart, Robin Michael Green (1977). Textbook on Spherical Astronomy. Cambridge University Press. с. 252. ISBN 0521291801. 
  4. Charles Leander Doolittle (1890). A Treatise on Practical Astronomy, as Applied to Geodesy and Navigation. Wiley. с. 583. 
  5. а б Majewski, Steven R. (2006). «Stellar Motions». University of Virginia. Архів оригіналу за 2013-07-07. Процитовано 2010-05-14. 
  6. Simon Newcomb (1904). The Stars: A study of the Universe. Putnam. с. 287–288. 
  7. D. Scott Birney, Guillermo Gonzalez, David Oesper (2007). op. cit.. с. 75. 
  8. Horace A. Smith (2004). RR Lyrae Stars. Cambridge University Press. с. 79. ISBN 0521548179. 
  9. M Reid, A Brunthaler, Xu Ye et al. (2008). «Mapping the Milky Way and the Local Group». У F. Combes, Keiichi Wada. Mapping the Galaxy and Nearby Galaxies. Springer. ISBN 0387727671. 
  10. Y Sofu & V Rubin Rotation Curves of Spiral Galaxies // Ann. Rev. Astron. Astrophys., 39 (2001) С. 137–174. — DOI:10.1146/annurev.astro.39.1.137.
  11. а б Abraham Loeb, Mark J. Reid, Andreas Brunthaler, Heino Falcke Constraints on the proper motion of the Andromeda galaxy based on the survival of its satellite M33 // The Astrophysical Journal, 633 (2005) С. 894–898. — DOI:10.1086/491644.
  12. Andreas Brunthaler (2005). «M33 – Distance and Motion». У Siegfried Röser. Reviews in Modern Astronomy: From Cosmological Structures to the Milky Way. Wiley. с. 179–194. ISBN 3527406085. 
  13. A. Brunthaler, M.J. Reid, H. Falcke, L.J. Greenhill, C. Henkel The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33) // Science, 307 (2005) (5714) С. 1440–1443. — DOI:10.1126/science.1108342. — PMID:15746420.
  14. Roeland P. van der Marel M31 Transverse Velocity and Local Group Mass from Satellite Kinematics // The Astrophysical Journal, 678 (2008) С. 187–199. — DOI:10.1086/533430?cookieSet=1.
  15. Manuel Metz, Pavel Kroupa, Helmut Jerjen The spatial distribution of the Milky Way and Andromeda satellite galaxies // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 374 (2007) С. 1125–1145. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11228.x.
  16. Staff (2003-09-15). «The 150 Stars in the Hipparcos Catalogue with Largest Proper Motion». ESA. Архів оригіналу за 2013-07-07. Процитовано 2010-05-12. 
  17. «SIMBAD». Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 2013-07-07. Процитовано 2010-05-14. 
  18. «Hamilton Amateur Astronomers». 1996. Архів оригіналу за 2013-07-07. Процитовано 2010-05-14. 


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.