Richtige Bewegung - Proper motion
Vor einem Jahr war das Objekt d Einheiten der Entfernung von der Sonne entfernt, und sein Licht bewegte sich in einem Jahr um den Winkel μ Radiant/s. Wenn keine Verzerrung durch Gravitationslinsen oder auf andere Weise aufgetreten ist, dann μ = Wo ist der Abstand (normalerweise als Jahresgeschwindigkeit ausgedrückt) quer (tangential oder senkrecht) zur Sichtlinie von der Sonne. Der Winkel von der Sonne zum Startpunkt des Objekts und seiner Position im Jahr später, wenn es keine Radialgeschwindigkeit hatte, ist hellblau schattiert. In diesem Diagramm ist die Radialgeschwindigkeit zufällig eine der Trennung von Sonne und Objekt, also positiv.
Die richtige Bewegung ist das astrometrische Maß der beobachteten Veränderungen der scheinbaren Orte von Sternen oder anderen Himmelsobjekten am Himmel, vom Massenmittelpunkt des Sonnensystems aus gesehen , verglichen mit dem abstrakten Hintergrund der weiter entfernten Sterne .
Die Komponenten für die Eigenbewegung im äquatorialen Koordinatensystem (einer bestimmten Epoche , oft J2000.0 ) sind in Rektaszensions- ( μ α ) und Deklinationsrichtung ( μ δ ) angegeben. Ihr kombinierter Wert wird als Gesamteigenbewegung ( μ ) berechnet . Es hat Dimensionen von Winkel pro Zeit , typischerweise Bogensekunden pro Jahr oder Millibogensekunden pro Jahr.
Die Kenntnis der Eigenbewegung, Entfernung und Radialgeschwindigkeit ermöglicht Berechnungen der Bewegung eines Objekts aus dem Referenzsystem unseres Sternensystems und seiner Bewegung aus dem galaktischen Referenzsystem – das heißt Bewegung in Bezug auf die Sonne und durch Koordinatentransformation , die in in Bezug auf die Milchstraße .
Einführung
In Rot fügt das Diagramm die Komponenten der Eigenbewegung über die Himmelskugel hinzu .
Ein idealer Zeitpunkt, um eine so kleine Jahresschicht genau zu messen, ist der Höhepunkt. Der Höhepunkt des Sterns ist täglich erreicht, wenn der Beobachter (und die Erde) vorbeizieht, wie durch die blauen Pfeile "unter" dem Stern angezeigt.
Die positiven Achsen der beiden Komponenten seiner üblicherweise jährlich gemessenen oder veröffentlichten Eigenbewegungsverschiebung sind die übertriebenen roten Pfeile, beachten Sie: die rechten Pfeile zeigen zum Osthorizont. Eine rote Anmerkung ist geringfügig kürzer, da der Kosinus eines Sterns, der bei 0° Deklination ruht, 1 ist, sodass die Ost- oder Westverschiebung eines solchen Sterns nicht mit dem Kosinus seiner Deklination multipliziert werden müsste.
Der Eigenbewegungsvektor ist μ , α = Rektaszension , δ = Deklination , θ = Positionswinkel (einfach das 90°-Komplement der Deklination).
Im Laufe der Jahrhunderte scheinen Sterne nahezu feste Positionen zueinander einzunehmen, so dass sie über die historische Zeit hinweg dieselben Konstellationen bilden . Ursa Major oder Crux zum Beispiel sehen heute fast genauso aus wie vor Hunderten von Jahren. Genaue Langzeitbeobachtungen zeigen jedoch, dass die Konstellationen ihre Form ändern, wenn auch sehr langsam, und dass jeder Stern eine unabhängige Bewegung hat .
Diese Bewegung wird durch die Bewegung der Sterne relativ zur Sonne und zum Sonnensystem verursacht . Die Sonne bewegt sich auf einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn (dem Sonnenkreis ) um das Zentrum der Galaxie mit einer Geschwindigkeit von etwa 220 km/s in einem Radius von 8.000 Parsec (26.000 ly) von Sagittarius A*, was als Geschwindigkeit von angenommen werden kann Rotation der Milchstraße selbst um diesen Radius.
Jede Eigenbewegung ist ein zweidimensionaler Vektor (da sie die Komponente bezüglich der Richtung der Sichtlinie ausschließt) und trägt zwei Größen oder Eigenschaften: ihren Positionswinkel und ihre Größe . Die erste ist die Richtung der Eigenbewegung auf der Himmelskugel (wobei 0 Grad bedeutet, dass die Bewegung nach Norden ist, 90 Grad bedeutet, dass die Bewegung nach Osten ist (links auf den meisten Himmelskarten und Weltraumteleskopbildern) und so weiter) und die zweite ist seine Größe, typischerweise ausgedrückt in Bogensekunden pro Jahr (Symbole: arcsec/yr, as/yr, ″/yr, ″ yr −1 ) oder Millibogensekunden pro Jahr (Symbole: mas/yr, mas yr −1 ).
Die richtige Bewegung kann alternativ durch die Winkeländerungen pro Jahr in der Rektaszension ( μ α ) und Deklination ( μ δ ) des Sterns definiert werden , wobei eine konstante Epoche verwendet wird , um diese zu definieren.
Die Komponenten der Eigenbewegung nach Konvention werden wie folgt ermittelt. Angenommen, ein Objekt bewegt sich in einer Zeit Δ t von Koordinaten (α 1 , δ 1 ) zu Koordinaten (α 2 , δ 2 ) . Die Eigenbewegungen sind gegeben durch:
Der Betrag der Eigenbewegung μ ist durch den Satz des Pythagoras gegeben :
- technisch abgekürzt:
wobei δ die Deklination ist. Der Faktor cos 2 δ - Konten für die Verbreiterung der Linien (Stunden) der Rektaszension weg von dem Polen, cos δ , wobei Null für ein hypothetisches Objekt an einer Himmelspols in Deklination fixierte. Somit wird ein Koeffizient angegeben, um die irreführend größere Ost- oder Westgeschwindigkeit (Winkeländerung in α ) in Stunden der Rektaszension zu negieren, je weiter sie sich in Richtung der imaginären unendlichen Pole oberhalb und unterhalb der Erdrotationsachse am Himmel befindet . Die Änderung μ α , die mit cos δ multipliziert werden muss , um eine Komponente der Eigenbewegung zu werden, wird manchmal als "Eigenbewegung in Rektaszension" und µ δ als "Eigenbewegung in Deklination" bezeichnet.
Wenn die Eigenbewegung in Rektaszension durch cos umgewandelt worden δ , wird das Ergebnis bezeichnet & mgr; & agr; * . Beispielsweise wurden die Eigenbewegungsergebnisse in Rektaszension im Hipparcos-Katalog (HIP) bereits konvertiert. Daher werden die einzelnen Eigenbewegungen bei Rektaszension und Deklination für einfache Berechnungen verschiedener anderer Sternbewegungen äquivalent gemacht.
Der Positionswinkel θ hängt mit diesen Komponenten zusammen durch:
Bewegungen in äquatorialen Koordinaten können in Bewegungen in galaktischen Koordinaten umgewandelt werden .
Beispiele
Für die meisten Sterne am Himmel sind die beobachteten Eigenbewegungen klein und unauffällig. Solche Sterne sind oft entweder schwach oder sehr weit entfernt, haben Veränderungen von unter 0,01″ pro Jahr und scheinen sich über viele Jahrtausende nicht merklich zu bewegen. Einige haben signifikante Bewegungen und werden normalerweise als Sterne mit hoher Eigenbewegung bezeichnet. Bewegungen können auch in fast scheinbar zufällige Richtungen erfolgen. Zwei oder mehr Sterne, Doppelsterne oder offene Sternhaufen , die sich in ähnliche Richtungen bewegen, weisen eine sogenannte gemeinsame oder gemeinsame Eigenbewegung (oder cpm.) auf, was darauf hindeutet, dass sie gravitativ befestigt sind oder eine ähnliche Bewegung im Raum teilen.
Barnards Stern hat die größte Eigenbewegung aller Sterne und bewegt sich mit 10,3″ yr −1 . Große Eigenbewegungen weisen normalerweise stark darauf hin, dass sich ein Objekt in der Nähe der Sonne befindet. Dies gilt für Barnards Stern, der etwa 6 Lichtjahre entfernt ist. Nach der Sonne und dem Alpha Centauri- System ist er der nächste bekannte Stern. Als Roter Zwerg mit einer scheinbaren Helligkeit von 9,54 ist er ohne Teleskop oder starkes Fernglas zu schwach, um sie zu sehen . Von den mit bloßem Auge sichtbaren Sternen (mit einer konservativen Begrenzung der reinen visuellen Helligkeit auf 6,0) hat 61 Cygni A (Größe V= 5,20) die höchste Eigenbewegung bei 5,281″ yr −1 , Groombridge 1830 (Größe V= 6,42) außer Kraft setzend, richtig Bewegung: 7.058″ Jahr -1 .
Eine Eigenbewegung von 1 Bogensekunde pro Jahr in 1 Lichtjahr Entfernung entspricht einer relativen Quergeschwindigkeit von 1,45 km/s. Die Quergeschwindigkeit des Barnard-Sterns beträgt 90 km/s und seine Radialgeschwindigkeit beträgt 111 km/s (senkrecht (im rechten Winkel von 90°), was eine wahre oder "Raum"-Bewegung von 142 km/s ergibt. Wahre oder absolute Bewegung ist schwieriger zu messen als die Eigenbewegung, da die wahre Quergeschwindigkeit das Produkt der Eigenbewegung mal der Entfernung beinhaltet.Wie diese Formel zeigt, hängen wahre Geschwindigkeitsmessungen von Entfernungsmessungen ab, die im Allgemeinen schwierig sind.
1992 wurde Rho Aquilae der erste Stern, dem seine Bayer-Bezeichnung durch den Umzug in ein benachbartes Sternbild – jetzt in Delphinus – entzogen wurde .
Nützlichkeit in der Astronomie
Sterne mit großen Eigenbewegungen neigen dazu, in der Nähe zu sein; die meisten Sterne sind so weit entfernt, dass ihre Eigenbewegungen sehr klein sind, in der Größenordnung von einigen Tausendstel Bogensekunden pro Jahr. Es ist möglich, fast vollständige Muster von Sternen mit hoher Eigenbewegung zu konstruieren, indem man fotografische Himmelsdurchmusterungsbilder vergleicht, die viele Jahre auseinander genommen wurden. Der Palomar Sky Survey ist eine Quelle solcher Bilder. In der Vergangenheit wurden Suchen nach Objekten mit hoher Eigenbewegung unter Verwendung von Blinzelkomparatoren durchgeführt , um die Bilder mit dem Auge zu untersuchen, aber moderne Bemühungen verwenden Techniken wie die Bilddifferenzierung , um digitalisierte Bilder zu scannen. Da alle Selektionsverzerrungen dieser Umfragen gut verstanden und quantifizierbar sind, haben Studien mehr bestätigt und ungefähre Mengen von unsichtbaren Sternen abgeleitet – zum Beispiel mehr durch weitere Untersuchungen, unabhängig von der Helligkeit. Studien dieser Art zeigen, dass die meisten der nächsten Sterne von Natur aus schwach und kantig klein sind, wie etwa Rote Zwerge .
Die Messung der Eigenbewegungen einer großen Anzahl von Sternen in einem entfernten Sternsystem, wie einem Kugelsternhaufen, kann verwendet werden, um die Gesamtmasse des Haufens über den Leonard-Merritt-Massenschätzer zu berechnen . In Verbindung mit Messungen der Radialgeschwindigkeiten der Sterne können Eigenbewegungen verwendet werden, um die Entfernung zum Sternhaufen zu berechnen.
Stellare Eigenbewegungen wurden verwendet, um auf das Vorhandensein eines supermassiven Schwarzen Lochs im Zentrum der Milchstraße zu schließen. Es wird vermutet, dass dieses Schwarze Loch Sgr A* ist , mit einer Masse von 4,2 × 10 6 M ☉ (Sonnenmassen).
Eigenbewegungen der Galaxien in der Lokalen Gruppe werden ausführlich bei Röser diskutiert. Im Jahr 2005 wurde die erste Messung der Eigenbewegung der Triangulum-Galaxie M33, der drittgrößten und einzigen gewöhnlichen Spiralgalaxie der Lokalen Gruppe, durchgeführt, die sich 0,860 ± 0,028 Mpc hinter der Milchstraße befindet. Die Bewegung der Andromeda-Galaxie wurde 2012 gemessen, und eine Kollision zwischen Andromeda und Milchstraße wird in etwa 4,5 Milliarden Jahren vorhergesagt. Die richtige Bewegung der Galaxie NGC 4258 (M106) in der M106-Galaxiegruppe wurde 1999 verwendet, um eine genaue Entfernung zu diesem Objekt zu bestimmen. Es wurden Messungen der radialen Bewegung von Objekten in dieser Galaxie durchgeführt, die sich direkt auf uns zu und von uns weg bewegten, und unter der Annahme, dass dieselbe Bewegung auf Objekte mit nur einer Eigenbewegung zutrifft, sagt die beobachtete Eigenbewegung eine Entfernung zur Galaxie von . voraus7,2 ± 0,5 MStk .
Geschichte
Die richtige Bewegung wurde von den frühen Astronomen vermutet (nach Macrobius , AD 400) , aber ein Beweis wurde erst 1718 , bereitgestellt durch Edmund Halley , der bemerkte , dass Sirius , Arcturus und Aldebaran einen halben Grad war über weg von den Positionen von den alten griechischen Astronomen kartiert Hipparchos ungefähr 1850 Jahre früher.
Die geringere Bedeutung von "richtig" ist wohl auf Englisch datiert (aber weder historisch noch veraltet, wenn es als Postpositiv verwendet wird , wie in "der eigentlichen Stadt"), was "gehört zu" oder "besitzen" bedeutet. "Uneigentliche Bewegung" würde sich auf eine wahrgenommene Bewegung beziehen, die nichts mit dem inhärenten Kurs eines Objekts zu tun hat, wie z. B. aufgrund der axialen Präzession der Erde und geringfügiger Abweichungen, Nutationen innerhalb des 26.000-Jahres-Zyklus.
Sterne mit hoher Eigenbewegung
Nachfolgend die Sterne mit der höchsten Eigenbewegung aus dem Hipparcos- Katalog. Es enthält keine Sterne wie Teegardens Stern , die für diesen Katalog zu schwach sind. Eine vollständigere Liste der stellaren Objekte kann durch eine Kriteriumsabfrage in der astronomischen Datenbank SIMBAD erstellt werden.
| # | Stern | Richtige Bewegung | Radialgeschwindigkeit (km / s) |
Parallaxe (Bogensekunden) |
Entfernung in Parsec ( ) | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| μ α · cos δ (mas/Jahr) |
μ δ (mas/Jahr) |
|||||
| 1 | Barnards Stern | -798,58 | 10328.12 | −110,51 | 0.54831 | 1,82 |
| 2 | Kapteyns Stern | 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 | HÜFTE 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 Indien | 3960.93 | -2539,23 | -40,00 | 0,27606 | 3.62 |
Die Zahl für HIP 67593 ist mit ziemlicher Sicherheit ein Fehler, wahrscheinlich weil der Stern einen relativ helleren visuellen binären Begleiter hat; die Bewegung zwischen den Bildern DSS2 und SDSS9 ist geringer. Gaia hat für sein Data Release 2 eine viel kleinere Eigenbewegung gemessen, jedoch eine 15-fache Parallaxe zwischen ihm und seinem wahrscheinlichen Begleiter HIP 67594 sehr hohe Eigenbewegungsobjekte.
Siehe auch
- Himmelskoordinatensystem
- Rotationskurve der Galaxie
- Leonard-Merritt-Massenschätzer
- Milchstraße
- Eigenartige Geschwindigkeit
- Radialgeschwindigkeit
- Relative Geschwindigkeit
- Sonnenspitze
- Raumgeschwindigkeit (Astronomie)
- Interferometrie mit sehr langer Basislinie