Как найти собственное движение звезды

Как показывают
наблюдения и расчеты, звезды движутся
в пространстве с большими скоростями
вплоть до сотен километров в секунду.
Скорость, с которой звезда движется в
пространстве, называется пространственной
скоростью
этой звезды.

Пространственная
скорость V
звезды разлагается на две составляющие:
лучевую
скорость
звезды относительно Солнца V_r
(она
направлена по лучу зрения) и тангенциальную
скорость V_t
(направлена
перпендикулярно лучу зрения). По­скольку
V_r
и V_t
взаимно перпендикулярны, пространственная
скорость звезды равна

Направление же
пространственной скорости звезды
задается углом 
к лучу зрения, который можно определить
как

Лучевая скорость
звезды определяется по доплеровскому
смещению линий в спектре звезды. Но
непосредственно из наблюдений можно
найти лучевую скорость относительно
Земли v_r
:

где

есть относительное смещение линий в
спектре, с — скорость света. Зная
теперь v_r,
можно рассчитать лучевую скорость
звезды относительно Солнца V_r
(в км/с):

где 
и _
—
эклиптические долготы соответственно
звезды и Солнца, 
— эклиптическая широта звезды (см. §
1.9). Соотношение (6.3) указывает на то, что
для нахождения V_r
необходимо
из скорости v_r
исключить
проекцию скорости обращения Земли
вокруг Солнца v_
= 29,8 км/с
на направление к звезде.

Наличие тангенциальной
скорости
звезды V_t
приводит к угловому смещению звезды по
небу. Смещение звезды на небесной сфере
за год называется собственным
движением
звезды .
Оно выражается в секундах дуги в год.

Собственные
движения у разных звезд различны по
величине и направлению. Только несколько
десятков звезд имеют собственные
движения больше 1″ в год. Самое большое
известное собственное движение 
= 10”,27 (у “летящей” звезды Барнарда).
Громадное же большинство измеренных
собственных движений у звезд составляют
сотые и тысячные доли секунды дуги в
год. Из-за малости собственных движений
изменение видимых положений звезд не
заметно для невооруженного глаза.

Выделяют две
составляющие собственного движения
звезды: собственное движение по прямому
восхождению _
и собственное движение по склонению
_.
Собственное же движение звезды 
вычисляется по формуле

Если известно
собственное движение звезды 
и ее параллакс ,
то можно определить тангенциальную
скорость звезды
V_t
(в км/с)
по формуле

Зная обе составляющие
V_r
и V_t,
можно определить величину и направление
пространственной скорости звезды V.

Анализ измеренных
пространственных скоростей звезд
позволяет сделать следующие выводы.

1. Наше Солнце
   движется относительно ближайших к нам
   звезд со скоростью около 20 км/с
   по направлению к точке, расположенной
   в созвездии Геркулеса. Эта точка
   называется апексом
   Солнца.

2. Кроме этого, Солнце
   вместе с окружающими звездами движется
   со скоростью около 220 км/с
   по направлению к точке в созвездии
   Лебедя. Это движение есть следствие
   вращения
   Галактики вокруг собственной оси.
   Если подсчитать время полного оборота
   Солнца вокруг центра Галактики, то
   получается примерно 250 млн лет. Этот
   промежуток времени называется
   галактическим
   годом.

Вращение Галактики
происходит по часовой стрелке, если
смотреть на Галактику со стороны ее
северного полюса, находящегося в
созвездии Волосы Вероники. Угловая
скорость вращения зависит от расстояния
до центра и убывает по мере удаления от
него.

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #

Собственным движением называются изменения координат звёзд на небесной сфере, вызванные относительным движением звёзд и Солнечной системы. В них не включают периодические изменения, вызванные движением Земли вокруг Солнца (параллакс).

Более строгое определение: «Собственным движением звезды в астрономии называют величины, характеризующие её угловое перемещение на небесной сфере в заданной системе координат за единицу времени»

Если какая-либо звезда наблюдалась дважды в эпоху и эпоху и её видимые координаты — прямое восхождение (α) и склонение (δ) — приведены в систему фундаментального каталога FK5 (эпоха T0), то её собственное движение определяется как

размерность — секунда времени в год,

размерность — угловая секунда в год.

Определённые таким способом собственные движения звёзд иногда называют меридианными, так как они определяются в результате сравнения двух положений, полученных посредством наблюдений на меридианных кругах. Массовые определения меридианных собственных движений звёзд стали возможными уже в XIX веке в результате создания нескольких десятков меридианных каталогов, приведённых к некоторой одной фундаментальной системе. Наибольшее число (33 342) положений и собственных движений звёзд (в том числе слабых — до 9-й звёздной величины) в одной системе приведено в известном общем каталоге «General Catalogue» Льюиса Босса (1910 год). Ошибки собственных движений в этом каталоге составляют ± (0.005—0.15)″/год. Положения и движения звёзд несвободны от систематических ошибок. Новые фундаментальные каталоги звёзд FK4 и FK5 сохраняют ошибки собственных движений на уровне ± (0.002—0.005)″/год, однако эти каталоги охватывают лишь небольшое число избранных, в основном ярких звёзд. К 1995 году было известно не менее 50 000 меридианных собственных движений звёзд от самых ярких до 9-й звёздной величины. Ошибки этих собственных движений могут быть от ± 0.002″ до ± 0.010″ в зависимости от продолжительности истории наблюдений. По величине большинство известных собственных движений меньше 0.050″/год, однако встречаются и большие собственные движения. Так, самое высокое значение собственного движения имеет «летящая» Звезда Барнарда — 10.358″. Вторую и третью строчку в рейтинге самых быстро перемещающихся звёзд на небесной сфере занимают Звезда Каптейна (8.670″/год) и Лакайль 9352 (6.896″/год).

Связь между расстоянием и собственным движением звезды определяется из соотношения:

Здесь — проекция на небесную сферу пространственной скорости звезды в системе координат, движущейся вместе с Солнцем, D — расстояние до звезды в парсеках (1 пк = 206 265 астрономических единиц = 3,26 световых лет). Размерность — км/с, размерность ″ — угловая секунда в год.

В конце XIX века в практику наблюдательной астрономии прочно внедрилась фотография. В связи с этим развились фотографические методы определения собственных движений звёзд.

Фотографические собственные движения звёзд определяются сравнением измеренных положений звёзд на различных пластинках, полученных в разные эпохи. В силу этого фотографические собственные движения неизбежно остаются относительными, то есть определяют движение одних звёзд относительно некоторой группы других звёзд (так называемых опорных звёзд), о движении которых делаются более или менее правдоподобные предположения. Таким образом, чтобы перейти от фотографических собственных движений звёзд к меридианным (имеющим смысл инерциальных или «абсолютных»), необходимо выполнить дополнительное исследование, которое астрономы иногда называют абсолютизацией и которое редко бывает безупречным.

Главное достоинство фотографических собственных движений в их относительно высокой точности и массовости в отношении самых слабых звёзд. Это обстоятельство делает их незаменимым наблюдательным материалом при статистических исследованиях, связанных с определением дисперсий пекулярных (индивидуальных) движений звёзд и распределением движений звёзд, отнесенных к разным типам звёздного населения.

Существенным недостатком фотографических собственных движений звёзд является их несвобода от разного рода систематических ошибок, связанных с фотографическим методом наблюдений. Это так называемые ошибки «уравнения блеска», «уравнения цвета» и некоторые другие, связанные с несовершенством оптики широкоугольных телескопов, применяемых в астрофотографии. Перечисленные ошибки выражаются в систематическом смещении изображений звёзд на пластинке в зависимости от яркости, цвета звёзд и их положения на пластинке. Эти ошибки трудно калибруются, так как они зависят ещё от постоянно изменяющихся условий наблюдений (прозрачности атмосферы, ветра, качества изображений).

Новой эпохой в определении собственного движения звёзд стал полёт спутника Hipparcos (HIgh Precision PARarallax COllecting Satellite), который за 37 месяцев работы провёл миллионы измерений звёзд. В результате работы получилось два звёздных каталога. Каталог HIPPARCOS содержит измеренные с ошибкой порядка одной тысячной угловой секунды координаты, собственные движения и параллаксы для 118 218 звёзд. Такая точность для звёзд достигнута в астрометрии впервые. Во второй каталог — TYCHO приводятся несколько менее точные сведения для 1 058 332 звёзд. Создание этих двух каталогов ознаменовало рождение нового направления — космической астрометрии.

Сейчас во многих странах ведутся работы по созданию новых проектов астрометрических измерений из космоса. В России имеются два таких проекта — ЛОМОНОСОВ и СТРУВЕ, подготовленные соответственно астрономами Государственного Астрономического Института имени Штернберга в Москве и астрономами Пулковской обсерватории в Санкт-Петербурге. На 2009—2014 гг. намечен запуск европейского проекта Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics). Целью этого проекта является измерение координат, собственных движений и параллаксов для 50 миллионов звёзд с точностью лучше, чем 10 микросекунд дуги.

История открытия

Открытие движений «неподвижных» звёзд принадлежит знаменитому английскому астроному Эдмунду Галлею, обнаружившему в 1718 году, что некоторые яркие звёзды из каталога Гиппарха-Птолемея заметно изменили свои положения среди других звёзд. Это были Сириус, сместившийся к югу почти на полтора диаметра Луны, Арктур — на два диаметра к югу и Альдебаран, сместившийся на 1/4 диаметра Луны к востоку. Замеченные изменения нельзя было приписать ошибкам каталога Птолемея, не превосходившим, как правило, 6′ (1/5 диаметра Луны). Открытие Галлея вскоре (1728 год) было подтверждено другим английским астрономом, Джеймсом Брадлеем, который известен более как первооткрыватель годичной аберрации света. В дальнейшем определениями движений звёзд занимались Тобиас Майер (1723—1762), Никола Лакайль (1713—1762) и многие другие астрономы вплоть до Фридриха Бесселя (1784—1846), положившие начало современной фундаментальной системе положений звёзд.

Литература

• А. А. Киселев «Собственные движения „неподвижных“ звёзд и их значение в астрономии»
• В. В. Витязев «Успехи астрометрии»

Собственное движение звёзд

Собственным движением звезды называется угол μ, на ко­торый сместилась
звезда по небесной сфере в течение года вследствие своего движения в
пространстве.

В древности считали, что звёзды
прикреплены к небесной сфере и, следовательно, не мо­гут передвигаться, и
называли их неподвижными. Теперь известно, что звезды — это свободные тела,
естественно, свобод­но перемещающиеся в пространстве. Однако они очень дале­ки,
и, несмотря на то что они движутся с достаточно больши­ми скоростями, движение
их проекций на небесную сферу об­наружить очень трудно. Движение звезды
приводит к тому, что её координаты изменяются. Смещаясь, звезда описывает на
небесной сфере дугу, т. е. её положение смещается на угол, соответствующий этой
дуге.

Собственные движения звёзд невелики.
О них можно су­дить по рисунку 22. Собственные движения звёзд Большой Медведицы
далеко не самые малые. Самая быстрая звезда — Летящая Барнарда в Змееносце —
смещается на ви­димый диаметр Луны за 180 лет. Её собственное движение равно
10,5” в год.

Для большинства звёзд собственные
движения меньше 0,02” в год. Тем не менее, изучение даже столь малых смещений
даёт много информации о строении нашей звёздной системы.

Звезды перемещаются в пространстве со
скоростью v̅, ко­торую можно представить в виде суммы двух скоростей,
одна из которых направлена по лучу зрения (её на­зывают лучевой
скоростью v_r), другая — перпендикулярно ей (эту
скорость называют тангенциальной v_t).
Тангенциальная скорость выражается через параллакс и собственное движение
следующим образом:

v_t = 4,74
• μ / π”.

где π” — параллакс звезды, a v
— скорость (км/с). Лучевая скорость определяется из спектральных исследований
по эф­фекту Доплера.

Эффект Доплера заключается в
следующем. Пусть длина волны света, принимаемого от неподвижного источника,
равна λ₀.Тогда от движущегося относитель­но наблюдателя
тождественного источника придёт свет с длиной волны λ = λ₀(l + v/c),
где v — скорость по лучу зрения; c — скорость света. Лучевая
скорость положи­тельна, если источник удаляется от нас; в этом случае все
спектральные линии смещаются в сторону больших длин волн, т. е. к красному
концу спектра.

Сфотографировав спектр звезды (или
любого друго­го объекта), измерив длины волн и сравнив их с дли­нами волн в
стандартном спектре неподвижного источ­ника, можно определить его лучевую
скорость.

Если каким-то образом удаётся
определить угол меж­ду направлениями на звезду и полной скорости v (а
это ино­гда удаётся, причём сразу для группы звёзд), то приведённая формула
даёт возможность определить расстояния до этих звёзд.