Oikea liike

Oikea liike - tähtien ja aurinkokunnan suhteellisesta liikkeestä johtuvat muutokset tähtien koordinaateissa taivaanpallolla . Niihin eivät sisälly jaksolliset muutokset, jotka aiheutuvat Maan liikkeestä Auringon ympäri (vuotuinen parallaksi , valopoikkeama ) ja ekvatoriaalisen koordinaattijärjestelmän precession aiheuttama liike .

Tiukempi määritelmä: "Tähtien oikea liike ovat suureita, jotka kuvaavat sen kulmasiirtymää taivaanpallolla tietyssä koordinaatistossa aikayksikköä kohti."

Määritelmät

Jos tähti havaittiin kahdesti aikakaudella ja epookissa ja sen näennäiset ekvatoriaaliset koordinaatit - oikea nousu ( α ) ja deklinaatio ( δ ) - on annettu FK5 - perusluettelojärjestelmässä (epookki T0), sen oikeat liikkeet pitkin määritettyä koordinaatit määritetään $t_{1}$ $t_{2}$

\mu _{\alpha }={\frac {\alpha _{2}-\alpha _{1}}{t_{2}-t_{1}}},

\mu _{\delta }={\frac {\delta _{2}-\delta _{1}}{t_{2}-t_{1}}}.

Ne ilmaistaan yleensä kaarisekunteina vuodessa tai kaarisekunnin tuhannesosina (kaaren millisekuntia, mas) vuodessa, ja ne voivat olla positiivisia tai negatiivisia.

On huomattava, että saman deklinaatin koordinaattiviivat, joita pitkin oikea nousu mitataan, eivät yleisesti ottaen ole geodeettisia ( taivaanpallon suuria ympyröitä ), joten koordinaatin α muutosnopeus ei ole kulman komponentti. tähden nopeus, toisin kuin koordinaatin δ muutosnopeus . Muuntaaksesi kulmanopeuden komponentiksi, μ α :n arvo on kerrottava deklinaation kosinilla:

\mu _{\alpha *}=\mu _{\alpha }\cdot \cos \delta .

Arvoa μ α* kutsutaan pelkistetyksi oikeaksi liikkeeksi oikeaan nousuun; se osuu yhteen μ α :n kanssa vain taivaan päiväntasaajalla . Luetteloissa μ α :na voidaan ilmoittaa pelkistetty tai pelkistämätön oikea liike oikeassa nousussa; siten HIPPARCOS- luettelo sisältää alennetut tähtien oikeat liikkeet (kulmanopeuden komponentit) [1] .

Kokonaisominainen liike μ (tähden kaksiulotteisen nopeusvektorin itseisarvo taivaanpallolla) määritellään

\mu ={\sqrt {\mu _{\alpha *}^{2}+\mu _{\delta }^{2))}={\sqrt {\mu _{\alpha }^{ 2}\cdot \cos ^{2}\delta +\mu _{\delta }^{2}}}.

Tämä arvo ei ole aina negatiivinen. Tähden oikean liikkeen sijaintikulma θ mitataan suunnasta pohjoiseen myötäpäivään ja määritetään suhteista

\sin \theta ={\frac {\mu _{\alpha }\cos \delta }{\mu }}={\frac {\mu _{\alpha \ast }}{\mu }}\ ,

\cos \theta ={\frac {\mu _{\delta }}{\mu }}\ .

Tällä tavalla määritettyjä tähtien oikeita liikkeitä kutsutaan joskus meridiaaniksi, koska ne määritetään vertaamalla kahta meridiaaniympyröiden havainnoilla saatua sijaintia . Tähtien meridiaanien todellisten liikkeiden massamääritykset tulivat mahdollisiksi jo 1800-luvulla useiden kymmenien yhdeksi perusjärjestelmäksi pelkistetyn meridiaaniluetteloiden luomisen seurauksena. Suurin määrä (33 342) tähtien (mukaan lukien heikot yhdeksänteen magnitudiin asti) sijainteja ja liikkeitä yhdessä järjestelmässä on annettu Lewis Bossin ( 1910 ) tunnetussa yleisessä luettelossa . Oikeat liikevirheet tässä luettelossa ovat ±(0,005–0,15)″/vuosi . Tähtien asennot ja liikkeet eivät ole vapaita systemaattisista virheistä. Uudet tähtien FK4 ja FK5 perusluettelot säilyttävät oikeat liikevirheet tasolla ±(0,002–0,005)″/vuosi , mutta nämä luettelot kattavat vain pienen määrän valittuja, enimmäkseen kirkkaita tähtiä. Vuoteen 1995 mennessä tiedettiin ainakin 50 000 tähtien varsinaista meridiaaniliikettä kirkkaimmasta yhdeksänteen magnitudiin . Näiden oikeiden liikkeiden virheet voivat olla ± 0,002″ - ± 0,010″ , riippuen havaintohistorian kestosta. Suurin osa tunnetuista omaliikkeistä on suuruusluokkaa alle 0,050″/vuosi, mutta on myös suuria omaliikkeitä. Siten "lentävällä" Barnardin tähdellä on korkein oikean liikkeen arvo - 10,358″/vuosi. Taivaanpallon nopeimmin liikkuvien tähtien luokituksen toisella ja kolmannella rivillä on Kapteynin tähti (8,670″/vuosi) ja Argelanderin tähti (7,059″/vuosi).

Etäisyyden ja tähden oikean liikkeen välinen yhteys määräytyy suhteesta

\mu ={\frac {1}{4{,}74}}{\frac {V_{t}}{D}}.

Tässä on projektio taivaanpallolle Auringon kanssa liikkuvan tähden avaruudellisen nopeuden koordinaatistossa, D on etäisyys tähteen parsekeina ( 1 kpl = 206 265 tähtitieteellistä yksikköä = 3,26 valovuotta ). Mitta on km/s, mitta μ on kaarisekunti vuodessa. ${\näyttötyyli V_{t))$ ${\näyttötyyli V_{t))$

Mittausmenetelmät

1800-luvun lopulla valokuvaus liitettiin tiukasti havaintoastronomian käytäntöön. Tähän liittyen on kehitetty valokuvausmenetelmiä tähtien oikeiden liikkeiden määrittämiseen.

Tähtien valokuvalliset oikeat liikkeet määritetään vertaamalla eri aikakausina saatuja tähtien paikkoja eri levyillä. Tästä johtuen valokuvalliset todelliset liikkeet pysyvät väistämättä suhteellisina, eli ne määräävät joidenkin tähtien liikkeen suhteessa tiettyyn muiden tähtien ryhmään (ns. referenssitähdet), joiden liikkeestä on enemmän tai vähemmän uskottavia oletuksia. tehty. Siten päästäkseen tähtien valokuvallisista oikeista liikkeistä meridiaaniliikkeisiin (eli inertiaalisiin tai "absoluuttisiin") on suoritettava lisätutkimus, jota tähtitieteilijät kutsuvat toisinaan absolutisoimiseksi ja joka on harvoin virheetön.

Valokuvien oikeiden liikkeiden tärkein etu on niiden suhteellisen korkea tarkkuus ja massaluonne suhteessa himmeimpiin tähtiin. Tämä seikka tekee niistä välttämättömän havainnointimateriaalin tilastollisiin tutkimuksiin, jotka liittyvät erikoisten (yksittäisten) tähtien liikkeiden hajoamisen määrittämiseen ja eri tyyppisiin tähtipopulaatioihin kohdistettujen tähtien liikkeiden jakautumiseen.

Tähtien valokuvallisten oikeiden liikkeiden merkittävä haittapuoli on niiden vapauden puute erilaisista valokuvausmenetelmään liittyvistä systemaattisista virheistä . Nämä ovat niin sanottuja "valoyhtälön", "väriyhtälön" ja joidenkin muiden virheitä, jotka liittyvät astrovalokuvauksessa käytettävien laajakulmateleskooppien optiikan epätäydellisyyteen . Nämä virheet ilmaistaan tähtien kuvien systemaattisena siirtymisenä levyllä tähtien kirkkaudesta, väristä ja niiden sijainnista levyllä riippuen. Näitä virheitä on vaikea kalibroida, koska ne riippuvat myös jatkuvasti muuttuvista havaintoolosuhteista (ilmakehän läpinäkyvyys, tuuli, kuvanlaatu).

Uusi aikakausi tähtien oikean liikkeen määrittämisessä oli Hipparcos - satelliitin ( HI gh Precision PAR arallax CO llecting S atellite) lento , joka suoritti miljoonia tähtien mittauksia 37 kuukauden aikana. Työn tuloksena saatiin kaksi tähtiluetteloa. HIPPARCOS- luettelo sisältää koordinaatit, oikeat liikkeet ja parallaksit mitattuna kaarisekunnin tuhannesosan virheellä 118 218 tähdelle . Tällainen tähtien tarkkuus on saavutettu astrometriassa ensimmäistä kertaa. Toinen luettelo - TYCHO - tarjoaa hieman vähemmän tarkkoja tietoja 1 058 332 tähdestä . Näiden kahden luettelon luominen merkitsi uuden suunnan - avaruusastrometrian - syntymää .

Nyt monissa maissa työskennellään uusien astrometristen avaruusmittausten projektien luomiseksi. Venäjällä on kaksi tällaista projektia - LOMONOSOV ja STRUVE, jotka ovat vastaavasti Moskovan Sternbergin valtion tähtitieteellisen instituutin tähtitieteilijät ja Pietarin Pulkovon observatorion tähtitieteilijät .

Vuonna 2013 lanseerattiin eurooppalainen laite Gaia ( Global Astrometric Interferometer for Astrophysics ) . Tämän projektin tavoitteena on mitata 50 miljoonan tähden koordinaatit, oikeat liikkeet ja parallaksit paremmalla tarkkuudella kuin 10 mikrokaarisekuntia.

Löytöhistoria

" Kiinteiden " tähtien liikkeiden löytö kuuluu kuuluisalle englantilaiselle tähtitieteilijälle Edmund Halleylle , joka havaitsi vuonna 1718 , että jotkin Hipparkhos-Ptolemaios-luettelon kirkkaat tähdet muuttivat huomattavasti sijaintiaan muiden tähtien joukossa. Nämä olivat: Sirius , joka on siirtynyt etelään lähes puolitoista halkaisijaa Kuusta, Arcturus - kaksi halkaisijaa etelään ja Aldebaran , siirtynyt 1/4 Kuun halkaisijasta itään. Havaittuja muutoksia ei voitu johtua Ptolemaioksen luettelovirheistä, jotka pääsääntöisesti eivät ylittäneet 6′ (1/5 kuun halkaisijasta) . Halleyn löydön vahvisti pian ( 1728 ) toinen englantilainen tähtitieteilijä, James Bradley , joka tunnetaan paremmin vuotuisen valopoikkeaman löytäjänä . Myöhemmin Tobias Mayer ( 1723-1762 ), Nicola Lacaille ( 1713-1762 ) ja monet muut tähtitieteilijät Friedrich Besseliin (1784-1846 ) asti osallistuivat tähtien liikkeiden määrittämiseen , jotka loivat perustan nykyaikaiselle tähtien perusjärjestelmälle. asemat.

Kirjallisuus

Theo Koupelis. Universumin etsinnässä / Theo Koupelis, Karl F. Kuhn. - Jones & Bartlett Publishers, 2007. - S. 369 . - ISBN 978-0-7637-4387-1 .
D. Scott Birney. Observational Astronomy / D. Scott Birney, Guillermo Gonzalez, David Oesper. - 2007. - s. 75. - ISBN 978-0-521-85370-5 .

Muistiinpanot

↑ Matra Marconi Space, Alenia Spazio. Hipparcos- ja Tycho-luettelot: Astrometriset ja fotometriset tähtiluettelot, jotka on johdettu ESA:n Hipparcos-avaruusastrometria-tehtävästä 25. ESA (15. syyskuuta 2003). Haettu 8. huhtikuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 3. maaliskuuta 2016. (määrätön)

Linkit

V. V. Vityazev . "Astrometrian kehitys"
A. A. Kiselev . "Kiinteiden" tähtien oikeat liikkeet ja niiden merkitys tähtitiedossa"
Tähtien oikea liike , interaktiiviset kaaviot tähtikuvioista
Y Sofu & V Rubin (2001). Spiraaligalaksien pyörimiskäyrät. Tähtitieteen ja astrofysiikan vuosikatsaus . 39 : 137-174. arXiv : astro-ph/0010594 . Bibcode : 2001ARA&A..39..137S . doi : 10.1146/annurev.astro.39.1.137 .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri tanskalainen Suuri katalaani Iso venäläinen Britannica (verkossa)

Tähdet
Luokitus	Hyperjättiläiset superjättiläiset Kirkkaat jättiläiset Jättiläiset Subgiants Pääsarjan tähdet (kääpiöt) alikääpiöt valkoiset kääpiöt hypernopeus tähdet muuttuvia tähtiä
Alla olevat objektit	ruskea kääpiö subruskea kääpiö Planetaari
Evoluutio	Muodostus prototähti Tähti pääsarjaan Pääsarja Jättiläinen haara Punainen jättiläinen haara vaakasuora haara punainen paksuuntuminen sininen silmukka Jättiläisten asymptoottinen haara planetaarinen sumu supernova valkoinen kääpiö sininen kääpiö neutronitähti Musta aukko
Nukleosynteesi	Protoni-protoni kierto CNO-sykli helium flash Kolminkertainen heliumreaktio Polttaa hiiltä hiilen räjähdys neon polttava polttava happea Silikonin palaminen s-prosessi r-prosessi p-prosessi rp-prosessi alfa-prosessi
Rakenne	Nucleus konvektiivinen vyöhyke säteilevä vyöhyke tähtien ilmapiiri Photosphere Kromosfääri kruunu Tuuli Magneettikenttä
Ominaisuudet	Absoluuttinen suuruus metallisuus Väriindeksi Oikea liike Spektriluokka Tehokas lämpötila
Liittyvät käsitteet	Täysin musta runko Hertzsprung-Russell-kaavio Tähtiyhdistykset tähtijärjestelmät tähtijoukkoja planeettajärjestelmät Fraunhoferin linjat
Tähtilistat	Massiivisin Suurin Kirkkain suurimmalla valovoimalla Lähin ruskeat kääpiöt Tähtien omat nimet