Korrekt bevægelse (astronomi)

fra Wikipedia, den gratis encyklopædi
Spring til navigation Spring til søgning
Det viser forholdet mellem korrekt bevægelse og de heliocentriske hastighedskomponenter radial hastighed og tangential hastighed af et objekt.
Hvis objektet er i en afstand d fra solen og bevæger sig på tværs til solens sigtelinje ved en tangentialhastighed v t , er vinkelhastigheden μ = v t / d .

Som en ordentlig bevægelse refereres til i astronomien for rumlige bevægelser på himmellegemer baseret, langsom ændring i position på den imaginære himmelsfære . I astrometri er den givet i to sfæriske komponenter (nord og øst) og er normalt mindre end 1 om året for objekter uden for solsystemet . Sammen med den radiale hastighed giver det objektets rumlige bevægelse.

I modsætning til den årlige parallaks sker der en progressiv ændring i stjernelokationerne med den rigtige bevægelse.

Udtrykket ejendommelig bevægelse (fra latin peculiaris = egen) bruges sjældent om korrekt bevægelse, men det er misvisende, da det kan forveksles med den særegne hastighed , som har en helt anden betydning.

Korrekt bevægelse og hastighed

Den korrekte bevægelse angiver en vinkelhastighed . Dette bruges til at beregne hastighedskomponenten vinkelret på forbindelsen mellem jord og stjerne (tangential hastighed) ved at gange den med afstanden. For eksempel svarer en ordentlig bevægelse på et buesekund om året i en afstand på en parsek til en hastighed på en AU om året eller cirka 4,75 km / s. For den relative hastighed til solen skal den (heliocentriske) radiale hastighed også tages i betragtning.

Størrelse

Stjernen med den højeste selvbevægelse, der er registreret hidtil, er Barnards Arrow Star, der bevæger sig 10,34 "om året og kun er seks lysår væk fra Jorden. Kapteyns -stjernen bevæger sig næsthurtigst på den imaginære himmelsfære, selvom dens faktiske tangentialhastighed er højere på grund af dens større afstand.

Trekantågen , en nabogalakse, er en af ​​de få ekstragalaktiske objekter, hvis rette bevægelse kunne måles. Dette udgør omkring 50 mikrobuesekunder om året. [1]

Retningsangivelse

For at angive den tilsyneladende retning for den korrekte bevægelse på himmelsfæren ud over vinkelforskellen om året bruges to systemer:

  • Ud over den samlede egen bevægelse om året noteres en positionsvinkel også som en afvigelse fra nordretningen. Nord er 0 °, øst 90 °, syd 180 ° og vest 270 °. For eksemplet med Barnards pilstjerne er positionsvinklen på 355,8 ° angivet udover μ = 10,34 ″ / a.
  • Den samlede naturlige bevægelse om året opdeles i to komponenter μ (RA) ( højre opstigning ) og μ (dec) ( deklination ). For Barnards Arrow Star er værdierne:
μ (RA) = -0,757 "/ a
µ (Dec) = 10,31 "/ a.

Opdagelseshistorie

Selvbevægelser blev først anerkendt af James Bradley i 1728 , fordi de foregår meget langsomt på grund af de store afstande mellem stjernerne; indtil da blev der generelt talt om faste stjerner . De måles i buesekunder om året , enhed ″ / a, og har normalt symbolet μ. I 1777 foreslog Christian Mayer en metode til at studere korrekt bevægelse ved hjælp af stjerner, der er tæt på hinanden. I sine yderligere observationer i 1779 differentierede han mellem mulige fysiske og kun optiske dobbeltstjerner .

Wilhelm Herschel undersøgte den korrekte bevægelse af 14 stjerner i 1783 og fandt ud af, at elleve stjerner bevæger sig til et fælles punkt nær stjernen Lambda Herculis . Heraf konkluderede han, at solsystemet var i absolut bevægelse. Han tilskrev en egentlig bevægelse til de tre stjerner, hvis bevægelse ikke var i overensstemmelse med dette punkt. Denne undersøgelse blev gentaget af Argelander i 1838-1840 på basis af næsten 600 stjerner. Argelanders undersøgelse bekræftede Herschels resultat. Fra 1840 og fremefter var det således muligt at spore den rigtige bevægelse tilbage til en absolut bevægelse af solsystemet og en reel bevægelse af de faste stjerner.

Andre bevægelser på den himmelske sfære

Dette skal skelnes fra tilsyneladende bevægelser i den himmelske sfære, der er forårsaget på andre måder:

  • Jordens årlige bevægelse omkring solen forårsager en parallaks, dvs. på grund af den forskellige betragtningsvinkel forskydes nærliggende stjerner lidt mod baggrunden for stjerner, der er meget længere væk.
  • Udsvingene i jordens akse , hovedsagelig presession og nutation , fører til en ensartet forskydning af hele himmelsfæren.
  • Den begrænsede lyshastighed , sammen med jordens bevægelse, fører til aberration (afbøjning) af stjernelys, når jorden bevæger sig under det indfaldende lys.

Individuelle beviser

  1. ^ Andreas Brunthaler, Mark J. Reid, Heino Falcke, Lincoln J. Greenhill, Christian Henkel: Den geometriske afstand og korrekte bevægelse af Triangulum Galaxy (M33) . I: Videnskab . 307, nr. 5714, 2005, s. 1440-1443. doi : 10.1126 / science.1108342 .

litteratur

  • Christian Mayer, Grundigt forsvar af nye observationer af faste stjernesatellitter, der fandt sted i Mannheim på valgprinsen. Observatorium blev opdaget, Mannheim 1778

Weblinks