Richtige Bewegung - Proper motion

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Beziehung zwischen Eigenbewegungs- und Geschwindigkeitskomponenten eines Objekts. Bei der Emission befand sich das Objekt in der Entfernung d von der Sonne und bewegte sich mit einer Winkelrate von μ radian / s, dh μ = v t / d mit v t = der Geschwindigkeitskomponente quer zur Sichtlinie von der Sonne. (Das Diagramm zeigt einen Winkel μ , der in Zeiteinheiten mit der Tangentialgeschwindigkeit v t herausgefegt wird .)

Die richtige Bewegung ist das astrometrische Maß für die beobachteten Veränderungen der scheinbaren Orte von Sternen oder anderen Himmelsobjekten am Himmel vom Massenschwerpunkt des Sonnensystems aus gesehen im Vergleich zum abstrakten Hintergrund der weiter entfernten Sterne .

Die Komponenten für die Eigenbewegung im äquatorialen Koordinatensystem (einer bestimmten Epoche , häufig J2000.0 ) sind in Richtung des rechten Aufstiegs ( μ α ) und der Deklination ( μ δ ) angegeben. Ihr kombinierter Wert wird als die gesamte Eigenbewegung ( μ ) berechnet . Es hat Abmessungen von Winkel pro Zeit , in der Regel arcseconds pro Jahr oder Millibogensekunden pro Jahr. Die Kenntnis der richtigen Bewegung, Entfernung und Radialgeschwindigkeit ermöglicht die Berechnung der tatsächlichen Sternbewegung oder -geschwindigkeit im Raum in Bezug auf die Sonne und durch Koordinatentransformation die Bewegung in Bezug auf die Milchstraße . Die richtige Bewegung ist dem Himmelskörper oder Stern nicht ganz eigen, da sie aufgrund der Bewegung des Sonnensystems selbst eine Komponente enthält.

Einführung

Im Laufe der Jahrhunderte scheinen Sterne nahezu feste Positionen zueinander beizubehalten, so dass sie im Laufe der historischen Zeit 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 in einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn (dem Sonnenkreis ) um das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von etwa 220 km / s in einem Radius von kPc vom Zentrum entfernt, was als Rotationsgeschwindigkeit der Milchstraße selbst in diesem Radius angenommen werden kann.

Die Eigenbewegung ist ein zweidimensionaler Vektor (weil er die Komponente in Richtung der Sichtlinie ausschließt) und wird daher durch zwei Größen definiert: seinen Positionswinkel und seine Größe . Die erste Größe gibt die Richtung der Eigenbewegung auf der Himmelskugel an (wobei 0 Grad bedeutet, dass die Bewegung genau nach Norden verläuft, 90 Grad, was bedeutet, dass die Bewegung genau nach Osten verläuft usw.), und die zweite Größe gibt die Größe der Bewegung an, die typischerweise ausgedrückt wird in Bogensekunden pro Jahr (Symbol Bogensekunde / Jahr, als / Jahr) oder Millisekunden pro Jahr (mas / Jahr).

Komponenten der Eigenbewegung auf der Himmelskugel . Der himmlische Nordpol ist CNP , das Frühlingsäquinoktium ist V , der Sternweg auf der Himmelskugel ist durch Pfeile gekennzeichnet. Der Eigenbewegungsvektor ist μ , α = rechter Aufstieg , δ = Deklination , θ = Positionswinkel .

Die richtige Bewegung kann alternativ durch die Winkeländerungen pro Jahr beim rechten Aufstieg ( μ α ) und der Deklination ( μ δ ) des Sterns definiert werden , wobei eine konstante Epoche zur Definition dieser verwendet wird.

Die Komponenten der ordnungsgemäßen Eigenbewegung werden wie folgt ermittelt. Angenommen , ein Objekt bewegt sich von Koordinaten (α 1 , δ 1 ) zu den Koordinaten (α 2 , δ 2 ) in einem Zeitpunkt Δ t . Die richtigen Bewegungen sind gegeben durch:

Die Größe der Eigenbewegung μ ergibt sich aus dem Satz von Pythagoras :

wobei δ die Deklination ist. Der Faktor in cos 2 δ erklärt die Tatsache, dass der Radius von der Achse der Kugel zu ihrer Oberfläche als cos δ variiert und beispielsweise am Pol Null wird. Somit ist die Geschwindigkeitskomponente parallel zum Äquator, die einer gegebenen Winkeländerung in α entspricht, umso kleiner, je weiter nördlich der Ort des Objekts liegt. Die Änderung μ & agr; , die durch cos multipliziert werden muss , & dgr; eine Komponente der Eigenbewegung zu werden, wird manchmal als die „Eigenbewegung in Rektaszension“ genannt, und μ & delta; die „Eigenbewegung in Deklination“.

Wenn die Eigenbewegung beim rechten Aufstieg durch cos δ umgewandelt wurde , wird das Ergebnis als μ α * bezeichnet . Zum Beispiel wurde die richtige Bewegung, die zum richtigen Aufstieg im Hipparcos-Katalog (HIP) führt, bereits konvertiert. Daher werden die einzelnen Eigenbewegungen beim Auf- und Abstieg nach rechts für einfache Berechnungen verschiedener anderer Sternbewegungen gleichgesetzt.

Der Positionswinkel & thgr ; hängt mit diesen Komponenten zusammen durch:

Bewegungen in Äquatorialkoordinaten können in Bewegungen in galaktischen Koordinaten umgewandelt werden .

Beispiele

Für die Mehrheit der am Himmel gesehenen Sterne sind die beobachteten Eigenbewegungen normalerweise klein und unauffällig. Solche Sterne sind oft entweder schwach oder weit entfernt, haben Veränderungen von weniger als 10 Millisekunden pro Jahr und scheinen sich über viele Jahrtausende nicht nennenswert zu bewegen. Einige haben signifikante Bewegungen und werden normalerweise als hochreife Bewegungssterne bezeichnet. Bewegungen können auch in fast scheinbar zufällige Richtungen erfolgen. Zwei oder mehr Sterne, Doppelsterne oder offene Sternhaufen , die sich in ähnliche Richtungen bewegen, zeigen eine sogenannte gemeinsame oder gemeinsame Eigenbewegung (oder cpm), was darauf hindeutet, dass sie an die Gravitation gebunden sind oder eine ähnliche Bewegung im Raum teilen.

Barnard's Star , zeigt Position alle 5 Jahre 1985–2005.

Barnards Stern hat die größte Eigenbewegung aller Sterne und bewegt sich mit 10,3 Bogensekunden pro Jahr (Bogensekunden / a). Eine große Eigenbewegung ist normalerweise ein starkes Indiz dafür, dass sich ein Stern relativ nahe an der Sonne befindet. Dies ist in der Tat bei Barnard's Star der Fall, der sich in einer Entfernung von etwa 6 Lichtjahren befindet . Nach der Sonne und dem Alpha-Centauri- System ist es der der Erde am nächsten bekannte Stern. Da es sich um einen roten Zwerg mit einer scheinbaren Größe von 9,54 handelt, ist er zu schwach, um ohne Teleskop oder leistungsstarkes Fernglas gesehen zu werden. Von den mit bloßem Auge sichtbaren Sternen (gemäß Konvention, Begrenzung der visuellen Größe auf 6,0) weist 61 Cygni A (Größe V = 5,20) mit 5,281 Bogensekunden / a die höchste Eigenbewegung auf, obwohl Groombridge 1830 (Größe V = 6,42) die richtige ist Bewegung 7.058 Bogensekunden / a, kann für einen Beobachter mit außergewöhnlich scharfem Sehen sichtbar sein.

Eine Eigenbewegung von 1 Bogensekunde pro Jahr in einer Entfernung von 1 Lichtjahr entspricht einer relativen Quergeschwindigkeit von 1,45 km / s. Die Quergeschwindigkeit von Barnard's Star beträgt 90 km / s und die Radialgeschwindigkeit 111 km / s (rechtwinklig zur Quergeschwindigkeit), was eine echte Bewegung von 142 km / s ergibt. Die wahre oder absolute Bewegung ist schwieriger zu messen als die richtige Bewegung, da die wahre Quergeschwindigkeit das Produkt der richtigen Bewegung mal der Entfernung beinhaltet. Wie diese Formel zeigt, hängen echte Geschwindigkeitsmessungen von Entfernungsmessungen ab, die im Allgemeinen schwierig sind.

1992 Rho Aquilae wurde der erste Stern zu seiner hat Bayer - Bezeichnung durch den Übergang zu einer benachbarten Konstellation für ungültig erklärt - es jetzt ein Stern der Konstellation ist Delphinus .

Nützlichkeit in der Astronomie

Sterne mit großen Eigenbewegungen sind in der Regel in der Nähe; Die meisten Sterne sind weit genug entfernt, dass ihre Eigenbewegungen sehr klein sind, in der Größenordnung von einigen Tausendstel einer Bogensekunde pro Jahr. Es ist möglich, nahezu vollständige Proben von Sternen mit hoher Eigenbewegung zu erstellen, indem fotografische Himmelsvermessungsbilder verglichen werden, die viele Jahre auseinander liegen. Die Palomar Sky Survey ist eine Quelle für solche Bilder. In der Vergangenheit wurde nach Objekten mit hoher Eigenbewegung gesucht, wobei Blinkkomparatoren verwendet wurden , um die Bilder mit dem Auge zu untersuchen. Moderne Bemühungen verwenden jedoch Techniken wie Bilddifferenzierung , um digitalisierte Bilddaten automatisch zu durchsuchen. Da die Selektionsverzerrungen der resultierenden Proben mit hoher Eigenbewegung gut verstanden und gut quantifiziert sind, ist es möglich, sie zu verwenden, um eine unvoreingenommene Zählung der nahe gelegenen Sternpopulation zu erstellen - wie viele Sterne existieren beispielsweise von jeder wahren Helligkeit. Studien dieser Art zeigen, dass die lokale Population von Sternen größtenteils aus an sich schwachen, unauffälligen Sternen wie roten Zwergen besteht .

Die Messung der Eigenbewegungen einer großen Stichprobe von Sternen in einem entfernten Sternensystem wie einem Kugelhaufen kann verwendet werden, um die Gesamtmasse des Clusters über den Leonard-Merritt-Massenschätzer zu berechnen . In Verbindung mit Messungen der Radialgeschwindigkeiten der Sterne können geeignete Bewegungen verwendet werden, um den Abstand zum Cluster zu berechnen.

Stellare Eigenbewegungen wurden verwendet, um auf das Vorhandensein eines supermassiven Schwarzen Lochs in der Mitte der Milchstraße zu schließen. Dieses schwarze Loch wird vermutet seine Sgr A * , mit einer Masse von 4,2 × 10 6   M , wobei M ist die Sonnenmasse .

Die richtigen Bewegungen der Galaxien in der lokalen Gruppe werden in Röser ausführlich besprochen. Im Jahr 2005 wurde erstmals die Eigenbewegung der Triangulum-Galaxie M33 gemessen, der drittgrößten und einzigen gewöhnlichen Spiralgalaxie in der lokalen Gruppe, 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 Milliarden Jahren vorhergesagt. Die richtige Bewegung der NGC 4258 (M106) -Galaxie in der M106-Galaxiengruppe wurde 1999 verwendet, um eine genaue Entfernung zu diesem Objekt zu ermitteln. Es wurden Messungen der radialen Bewegung von Objekten in dieser Galaxie durchgeführt, die sich direkt auf uns zu und von uns weg bewegen. Unter der Annahme, dass dieselbe Bewegung auf Objekte mit nur einer Eigenbewegung angewendet wird, sagt die beobachtete Eigenbewegung eine Entfernung zur Galaxie von voraus 7,2 ± 0,5 Mpc .

Geschichte

Die frühen Astronomen vermuteten eine ordnungsgemäße Bewegung (laut Macrobius 400 n. Chr.), Aber ein Beweis wurde erst 1718 von Edmund Halley erbracht , der bemerkte, dass Sirius , Arcturus und Aldebaran mehr als einen halben Grad von den Positionen des antiken griechischen Astronomen entfernt waren Hipparchus ungefähr 1850 Jahre zuvor.

Der Begriff "Eigenbewegung" leitet sich aus der historischen Verwendung von "Eigenbewegung" ab, um "Zugehörigkeit zu" zu bedeuten (vgl. Propre auf Französisch und das gemeinsame englische Wort Eigenschaft ). "Unsachgemäße Bewegung" würde sich auf "Bewegung" beziehen, die allen Sternen gemeinsam ist, beispielsweise aufgrund einer axialen Präzession .

Sterne mit hoher Eigenbewegung

Das Folgende sind die Sterne mit der höchsten Eigenbewegung aus dem Hipparcos- Katalog. Sterne wie Teegardens Stern , die für diesen Katalog zu schwach sind, sind nicht enthalten . Eine vollständigere Liste der Sternobjekte kann durch Ausführen einer Kriterienabfrage in der astronomischen SIMBAD- Datenbank erstellt werden.

Richtige Bewegung von 61 Cygni in Intervallen von einem Jahr.
Höchste Eigenbewegungssterne
# Star Richtige Bewegung
Radialgeschwindigkeit
(km / s)
Parallaxe
(mas)
μ α · cos δ
(mas / Jahr)
μ δ
(mas / Jahr)
1 Barnards Stern −798.58 10328.12 −110.51 548,31
2 Kapteyns Stern 6505.08 −5730.84 +245,19 255,66
3 Groombridge 1830 4003,98 −5813.62 -98,35 109,99
4 Lacaille 9352 6768,20 1327.52 +8,81 305,26
5 Gliese 1 (CD-37 15492) (GJ 1) 5634,68 −2337.71 +25,38 230,42
6 HIP 67593 2118,73 5397,57 -4.4 187,76
7 61 Cygni A & B. 4133.05 3201,78 -65,74 286
8 Lalande 21185 −580,27 −4765.85 -84,69 392,64
9 Epsilon Indi 3960,93 −2539.23 −40.00 276.06

Die Zahl für HIP 67593 ist mit ziemlicher Sicherheit ein Fehler, wahrscheinlich weil der Stern einen relativ nahen helleren visuellen binären Begleiter hat; Die Bewegung zwischen den DSS2- und SDSS9-Bildern stimmt nicht mit der hohen Eigenbewegung überein. Gaia maß eine viel kleinere Eigenbewegung für DR2, aber auch eine Parallaxendifferenz von einem Faktor fünfzehn zwischen dem Stern und seinem nahegelegenen scheinbar gemeinsamen Eigenbewegungsbegleiter HIP 67594. Eine Lösung hierfür muss auf Gaia DR3 warten; Im Allgemeinen erscheinen in Gaia DR2 keine Sterne mit sehr hoher Eigenbewegung.

Siehe auch

Verweise

Externe Links