Movimiento propio

No debe confundirse con velocidad adecuada.

Relación entre el movimiento propio y componentes de la velocidad de un objeto. En emisión, el objeto se encontraba a distancia d del sol y se mudó a velocidad angular μ radianes/s, es decir, Μ = v_t / d con v_t = componente de la velocidad transversal a la línea de visión desde el domingo (el diagrama muestra un ángulo de μ barrido hacia fuera en unidad de tiempo a velocidad tangencial v_t.)

Movimiento propio es la medida astronómica de los cambios observados en las posiciones aparentes de estrellas en el cielo visto desde la Centro de masa del Sistema Solar comparado con el imaginario fijada fondo de las estrellas más distantes.

Los componentes de movimiento propio en la Sistema de coordenadas Ecuatorial se mide en segundos de tiempo para Ascensión recta (RA o α) y segundos de arco en declinación (Diciembre o δ). Su valor se calcula como la total movimiento propio (Μ), que se expresa en segundos de arco por año (arcsec/yr) o siglo (segundos de arco/100 años), donde uno igualan a 3600 segundos de arco grado. Porque la mayoría los movimientos propios son mucho menos segundos de arco por año, catálogos más modernos, como el Catálogo de Hipparcos índice (HIP), ahora expresa movimiento propio en términos de miliarcosegundos por año (mas/año), donde mas de 1000 es igual a uno sexagesimal. Esta propuesta transversal cielo está separada de la velocidad radial, siendo la velocidad de movimiento hacia o lejos del observador en kilómetros por segundo (km/s), Obtenido de la Las cambios de Doppler en la luz de las estrellas considerada una espectroscopio. Conocimiento del movimiento propio, distancia y velocidad radial permiten cálculos aproximados del movimiento verdadero de la estrella en el espacio con respecto al sol.

Movimiento propio no es enteramente "correcto" (es decir, intrínsecas a la estrella), ya que incluye un componente debido al movimiento del Sistema Solar.

Introducción

En el transcurso de los siglos, estrellas parecen mantener posiciones casi fijas con respecto a otras, por lo que forman el mismo constelaciones con el tiempo histórico. Osa mayor o Crux, por ejemplo, parece casi el mismo ahora como lo hicieron hace cientos de años. Sin embargo, precisas observaciones a largo plazo demuestran que las constelaciones cambian de forma, aunque muy lentamente, y que cada estrella tiene una independiente movimiento.

Este movimiento es causado por el movimiento de las estrellas relativas a la Sol y Sistema solar. El sol viaja en una órbita casi circular (la círculo solar) sobre el centro de la Vía Láctea a una velocidad de 220 km/s en un radio de 7000800000000000000♠8±0.65kPc desde el centro, que se puede tomar como la tasa de rotación de la vía Láctea sí mismo en esta radio.

El movimiento propio es un vector bidimensional (porque excluye el componente en la dirección de la línea de visión) y así está definido por dos cantidades: su ángulo de posición y su magnitud. La primera cantidad indica la dirección del movimiento propio de la esfera celeste (con 0 grados lo que significa el movimiento es debido al norte, 90 grados, lo que significa el movimiento es debidas, y así sucesivamente), y la segunda cantidad es la magnitud del movimiento, expresada en segundos de arco por año.

Componentes de movimiento propio en la Esfera celeste. La Celeste es de polo norte CNP, la Equinoccio de primavera es V, la ruta de estrella en la esfera celeste está indicada por las flechas. Es el vector de movimiento propio μ, α = Ascensión recta, δ = declinación, θ = ángulo de posición.

Movimiento propio como alternativa puede ser definido por los cambios angulares por año en la estrella Ascensión recta (μ_α) y declinación (μ_δ). En el esfera celeste, la coordenada del α corresponde a la longitud 'celestial', donde se miden todos los ascensos de derecho de la Equinoccio de primavera V, el punto en el cielo donde el sol cruza el Ecuador celeste el 21 de marzo próximo. Δ corresponde a latitud 'celestial'.

Los componentes de movimiento del propio Convenio se llegan al siguiente. Supongamos que en un año que se mueve un objeto de coordenadas (α, δ) a las coordenadas (α₁, Δ₁), con ángulos medidos en segundos de arco. Entonces los cambios de ángulo en segundos de arco por año son:

$\ \mu _ {\alpha} = \alpha _ {1}-\alpha \$$\ \mu_{\alpha} = \alpha_1 - \alpha \$

$\ \mu _ {\delta} = \delta _ {1}-\delta \.$$\ \mu_{\delta}=\delta_1-\delta \ .$

La magnitud del movimiento propio μ está dada por adición de vector de sus componentes:

$\ \mu ^ {2}$$\ \mu^2$	$= {\mu _ {\delta}} ^ {2} + {\mu _ {\alpha}} ^ {2} \cdot \cos ^ {2} \delta \$$={\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta \$ ,
$\ \mu ^ {2}$$\ \mu^2$	$= {\mu _ {\delta}} ^ {2} + {\mu _ {\alpha \ast}} ^ {2}$$={\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{{{\alpha \ast }}}}^{2}$

donde δ es la declinación. El factor de cos δ representa el hecho de que el radio del eje de la esfera a su superficie varía en cos δ, convertirse en, por ejemplo, cero en el polo. Así, el componente de velocidad paralela al Ecuador correspondiente a un determinado cambio angular en α es más pequeño el más al norte la ubicación del objeto. El cambio de μ_α , que debe ser multiplicado por cos δ para convertirse en un componente del movimiento correcto, a veces se llama el "movimiento propio en ascensión recta", y μ_δ el "movimiento propio en declinación".

Si el propio movimiento en ascensión recta se ha convertido por cos δ en sexagesimal o milliarcsecond, el resultado se expresa como μ_α* ('mu alpha asterisco'), es decir, los propios resultados del movimiento en ascensión recta dentro de la Catálogo de Hipparcos (HIP) se expresan en el Ascensión derecha mas al año y por lo tanto ya se han convertido. Por lo tanto, los movimientos propios individuales en ascensión recta y declinación se hacen equivalentes para el cálculo directo de varios otros movimientos estelares.

Ángulo de posición θ se relaciona con estos componentes por:

$\ \mu _ {\delta}$$\ \mu_\delta$	$= \mu \cos \theta \$$=\mu \cos \theta\$
$\ \mu _ {\alpha} \cos \delta$$\ \mu_\alpha \cos \delta$	$= \mu \sin \theta \$$=\mu \sin \theta \$
$\ \mu _ {\alpha \ast}$$\ \mu _{{{\alpha \ast }}}$	$= \mu \sin \theta \$$=\mu \sin \theta \$

Ejemplos

Para la mayoría de las estrellas en el cielo, los movimientos propios observados son generalmente pequeñas y unremarkable. Tales estrellas son a menudo débiles o significativamente distantes, tienen cambios de por debajo de 10 miliarcosegundos por año y no parecen mover apreciablemente durante muchos milenios. Algunos tienen movimientos significativos y se llaman generalmente estrellas del movimiento propio alto. También pueden ser movimientos en direcciones casi aparentemente al azar. Dos o más estrellas, estrellas dobles o Abra los racimos de la estrella, que se están moviendo en direcciones similares, denominada exposición compartida o movimiento propio común (o cpm), lo que sugiere que pueden ser Unidos gravitacionalmente o compartan similar movimiento en el espacio.

Estrella de Barnard, mostrando la posición cada 5 años 1985-2005.

Estrella de Barnard tiene el movimiento propio más grande de todas las estrellas, a 10,3 segundos de arco por año. Gran movimiento propio es generalmente una indicación fuerte de que una estrella está relativamente cerca del sol. Este es el caso de la estrella de Barnard, situada a una distancia de aproximadamente 6 años luz. Después del sol y la Centauri de alfa sistema, es el más cercano estrella conocida a la tierra. Porque es un enano rojo con un magnitud aparente de 9.54, es demasiado débil para ver sin una telescopio o binoculares potentes.

Un movimiento propio de 1 segundos de arco por año a una distancia de 1 año luz corresponde a una velocidad transversal relativa de 1.45 km/s. Barnard velocidad transversal de la estrella está a 90 km/s y su velocidad radial es de 111 km/s (que es perpendicular a la velocidad transversal), que da un verdadero movimiento de 142 km/s. verdadero o absoluto movimiento es más difícil de medir que el movimiento del propio , porque la verdadera velocidad transversal implica el producto del propio movimiento veces la distancia. Como se muestra por esta fórmula, mediciones de velocidad verdadera dependen de mediciones de distancia que son difíciles en general. En la actualidad, es la estrella cercana con la velocidad verdadera más grande (en relación con el sol) Wolf 424, que se mueve a 555 km/s o 1/540 de la velocidad de la luz.

En 1992, Rho Aquilae se convirtió en la primera estrella que su Designación de Bayer invalidado moviendo una constelación vecina – ahora es una estrella de la constelación Delphinus.

Utilidad en astronomía

Estrellas con movimientos propios grandes tienden a ser cercanas al mismo; mayoría de las estrellas es lo suficientemente lejos que sus movimientos propios son muy pequeñas, del orden de unas milésimas de un sexagesimal por año. Es posible construir muestras casi completas de alto movimiento propio estrellas comparando imágenes de estudio fotográfico cielo desmontadas muchos años. El Encuesta sobre el cielo de Palomar es una fuente de tales imágenes. En el pasado, para objetos de alto movimiento propio se realizaron búsquedas utilizando Comparadores de Blink para examinar las imágenes por ojo, pero los esfuerzos modernos utilizan técnicas tales como imagen de diferenciación para buscar automáticamente a través de datos de la imagen digitalizada. Debido a la sesgos de selección del movimiento propio alto resultante las muestras están bien entendido y bien cuantificado, es posible utilizarlos para la construcción de un imparcial censo de la población estelar cercano — Cuántas estrellas existen de cada brillo verdadero, por ejemplo. Este tipo de estudios muestra que la población local de estrellas consiste en gran parte de las estrellas intrínsecamente débiles, discretas tales como enanos rojos.

Medición de los movimientos propios de una muestra grande de estrellas en un sistema estelar lejano, como un cúmulo globular, se puede utilizar para calcular la masa total del clúster mediante el Leonard-Merritt masa estimador. Junto con las mediciones de las estrellas velocidades radiales, movimientos adecuado puede utilizarse para calcular la distancia al cluster.

Movimientos apropiados estelares se han utilizado para inferir la presencia de un agujero negro supermasivo en el centro de la vía Láctea. Este agujero negro se sospecha para ser Sgr A *, con una masa de 4,2 × 10⁶ M_☉, donde M_☉ es el masa solar.

Movimientos propios de las galaxias en el Grupo local se discuten en detalle en Röser. En 2005, la primera medición se hizo del movimiento propio de la Galaxia del triángulo M33, la tercera y sólo ordinaria galaxia espiral en el Grupo Local, encuentra 0.860 ± 0.028 Mpc más allá de la vía Láctea. Aunque el Galaxia de Andrómeda se sabe mover y una Colisión de Andrómeda – láctea se prevé en unos 5 billones de años, el movimiento propio de la galaxia de Andrómeda, aproximadamente 786 kpc de distancia, sigue siendo una cuestión incierta, con un límite superior en su velocidad transversal de ≈ 100 km/s. Movimiento propio de la Galaxia NGC 4258 (M106) en el M106 grupo de galaxias se utilizó en 1999 para encontrar una distancia exacta a este objeto. Se realizaron mediciones de movimiento radial de los objetos en esa galaxia en movimiento directamente hacia y lejos de nosotros, y suponiendo que este mismo movimiento para aplicar a los objetos con sólo un movimiento propio, el movimiento observado de propio predice una distancia a la galaxia de 7023222168785865637♠7.2±0.5 Mpc de.

Historia

Movimiento propio fue sospechada por los astrónomos tempranos (de acuerdo a MacrobioAD 400), pero la prueba fue en 1718 por Edmund Halley, que notó que Sirius, Arcturus y Aldebaran fueron más de la mitad de un grado lejos de las posiciones en las cartas por el astrónomo griego antiguo Hiparco aproximadamente 1850 años antes.

El término "movimiento propio" deriva del uso histórico del "correcto" para significar "pertenecer a" (cf, propre en la palabra común en inglés y francés propiedad). No hay ninguna tal cosa como"inadecuado" en astronomía.

Estrellas con alto movimiento propio

Las siguientes son las estrellas con mayor movimiento propio de la Hipparcos Catálogo. No incluye estrellas como Estrella de Teegarden, que son demasiado débiles para este catálogo. Una lista más completa de objetos estelares se puede hacer haciendo una consulta de criterios en la SIMBAD base de datos astronómico.

Movimiento propio de 61 Cygni en intervalos de un año.

Estrellas de movimiento propio más alto

#	Estrella	Movimiento propio		Radial velocidad (km/s)	Paralaje (mas)
		μα · cos δ (mas/año)	μδ (mas/año)
1	Estrella de Barnard	−798.58	10328.12	−110.51	548.31
2	Estrella de Kapteyn	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	CADERA 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

Software

Hay una serie de productos de software que permiten a una persona ver el movimiento propio de las estrellas en diferentes escalas de tiempo. Dos gratis son:

• HippLiner – Freeware – Windows, moderadamente sofisticadas, con algunas pantallas bastante. Todavía en desarrollo, necesita algunas características más de navegación y configuración.
• XEphem – Freeware – Linux y Apple OS X – paquete completo astrometry, puede ver una región del cielo, situado a un paso de tiempo y ver estrellas moverse en el tiempo.
• Simulador de movimiento propio Sitio web - se ejecuta en su navegador. Ver las posiciones de la estrellas el cambio con el tiempo. Volar a través de las constelaciones para tener una idea de su volumen.

Véase también

• Velocidad radial
• Movimiento peculiar
• Ápice solar
• Leonard-Merritt masa estimador
• Interferometría de muy larga base
• Curva de rotación de galaxia
• Coordenadas celestes
• Vía Láctea

Acoplamientos externos

• Hipparcos: Estrellas de alto movimiento propio
• Edmond Halley: Descubrimiento de los movimientos propios de

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