Собственное движение

Со́бственное движе́ние — изменения координат звёзд на небесной сфере, вызванные относительным движением звёзд и Солнечной системы. В них не включают периодические изменения, вызванные движением Земли вокруг Солнца (годичный параллакс, аберрация света), и движение, вызванное прецессией экваториальной системы координат.

Более строгое определение: «Собственным движением звезды в астрономии называют величины, характеризующие её угловое перемещение на небесной сфере в заданной системе координат за единицу времени»

Определения 
Если какая-либо звезда наблюдалась дважды в эпоху  и эпоху  и её видимые экваториальные координаты — прямое восхождение () и склонение () — приведены в систему фундаментального каталога FK5 (эпоха T0), то её собственные движения по указанным координатам определяются как

 

 

Они обычно выражаются в угловых секундах в год или в тысячных долях угловой секунды (угловых миллисекундах, mas) в год и могут быть положительными и отрицательными.

Следует отметить, что координатные линии равного склонения, вдоль которых отсчитывается прямое восхождение, вообще говоря, не являются геодезическими (большими кругами небесной сферы), поэтому скорость изменения координаты  не является компонентой угловой скорости светила, в отличие от скорости изменения координаты . Для пересчёта в компоненту угловой скорости величину  необходимо домножить на косинус склонения:

 

Величину  называют редуцированным собственным движением по прямому восхождению; она совпадает с  только на небесном экваторе. В каталогах в качестве  может быть указано редуцированное или нередуцированное собственное движение по прямому восхождению; так, в каталоге HIPPARCOS приводятся редуцированные собственные движения звёзд (компоненты угловой скорости).

Полное собственное движение  (абсолютная величина двумерного вектора скорости звезды на небесной сфере) определяется как

 

Эта величина всегда неотрицательна. Позиционный угол  собственного движения звезды отсчитывается от направления на север по часовой стрелке и определяется из соотношений

 
 

Определённые таким способом собственные движения звёзд иногда называют меридианными, так как они определяются в результате сравнения двух положений, полученных посредством наблюдений на меридианных кругах. Массовые определения меридианных собственных движений звёзд стали возможными уже в XIX веке в результате создания нескольких десятков меридианных каталогов, приведённых к некоторой одной фундаментальной системе. Наибольшее число (33 342) положений и собственных движений звёзд (в том числе слабых — до 9-й звёздной величины) в одной системе приведено в известном общем каталоге «General Catalogue» Льюиса Босса (1910 год). Ошибки собственных движений в этом каталоге составляют . Положения и движения звёзд несвободны от систематических ошибок. Новые фундаментальные каталоги звёзд FK4 и FK5 сохраняют ошибки собственных движений на уровне , однако эти каталоги охватывают лишь небольшое число избранных, в основном ярких звёзд. К 1995 году было известно не менее  меридианных собственных движений звёзд от самых ярких до 9-й звёздной величины. Ошибки этих собственных движений могут быть от  до  в зависимости от продолжительности истории наблюдений. По величине большинство известных собственных движений меньше 0,050″/год, однако встречаются и большие собственные движения. Так, самое высокое значение собственного движения имеет «летящая» звезда Барнарда — 10,358″/год. Вторую и третью строчку в рейтинге самых быстро перемещающихся звёзд на небесной сфере занимают звезда Каптейна (8,670″/год) и  (7,059″/год).

Связь между расстоянием и собственным движением звезды определяется из соотношения

 

Здесь  — проекция на небесную сферу пространственной скорости звезды в системе координат, движущейся вместе с Солнцем,  — расстояние до звезды в парсеках ( астрономических единиц ). Размерность  — км/с, размерность  — угловая секунда в год.

Способы измерения 
В конце XIX века в практику наблюдательной астрономии прочно внедрилась фотография. В связи с этим развились фотографические методы определения собственных движений звёзд.

Фотографические собственные движения звёзд определяются сравнением измеренных положений звёзд на различных пластинках, полученных в разные эпохи. В силу этого фотографические собственные движения неизбежно остаются относительными, то есть определяют движение одних звёзд относительно некоторой группы других звёзд (так называемых опорных звёзд), о движении которых делаются более или менее правдоподобные предположения. Таким образом, чтобы перейти от фотографических собственных движений звёзд к меридианным (имеющим смысл инерциальных или «абсолютных»), необходимо выполнить дополнительное исследование, которое астрономы иногда называют абсолютизацией и которое редко бывает безупречным.

Главное достоинство фотографических собственных движений в их относительно высокой точности и массовости в отношении самых слабых звёзд. Это обстоятельство делает их незаменимым наблюдательным материалом при статистических исследованиях, связанных с определением дисперсий пекулярных (индивидуальных) движений звёзд и распределением движений звёзд, отнесённых к разным типам звёздного населения.

Существенным недостатком фотографических собственных движений звёзд является их несвобода от разного рода систематических ошибок, связанных с фотографическим методом наблюдений. Это так называемые ошибки «уравнения блеска», «уравнения цвета» и некоторые другие, связанные с несовершенством оптики широкоугольных телескопов, применяемых в астрофотографии. Перечисленные ошибки выражаются в систематическом смещении изображений звёзд на пластинке в зависимости от яркости, цвета звёзд и их положения на пластинке. Эти ошибки трудно калибруются, так как они зависят ещё от постоянно изменяющихся условий наблюдений (прозрачности атмосферы, ветра, качества изображений).

Новой эпохой в определении собственного движения звёзд стал полёт спутника Hipparcos (HIgh Precision PARarallax COllecting Satellite), который за 37 месяцев работы провёл миллионы измерений звёзд. В результате работы получилось два звёздных каталога. Каталог HIPPARCOS содержит измеренные с ошибкой порядка одной тысячной угловой секунды координаты, собственные движения и параллаксы для . Такая точность для звёзд достигнута в астрометрии впервые. Во втором каталоге — TYCHO — приводятся несколько менее точные сведения для . Создание этих двух каталогов ознаменовало рождение нового направления — космической астрометрии.

Сейчас во многих странах ведутся работы по созданию новых проектов астрометрических измерений из космоса. В России имеются два таких проекта — ЛОМОНОСОВ и СТРУВЕ, подготовленные соответственно астрономами Государственного астрономического института имени Штернберга в Москве и астрономами Пулковской обсерватории в Санкт-Петербурге.

В 2013 году был запущен европейский аппарат Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics). Целью этого проекта является измерение координат, собственных движений и параллаксов для 50 миллионов звёзд с точностью лучше, чем 10 микросекунд дуги.

История открытия 
Открытие движений «неподвижных» звёзд принадлежит знаменитому английскому астроному Эдмунду Галлею, обнаружившему в 1718 году, что некоторые яркие звёзды из каталога Гиппарха — Птолемея заметно изменили свои положения среди других звёзд. Это были: Сириус, сместившийся к югу почти на полтора диаметра Луны, Арктур — на два диаметра к югу и Альдебаран, сместившийся на 1/4 диаметра Луны к востоку. Замеченные изменения нельзя было приписать ошибкам каталога Птолемея, не превосходившими, как правило, 6′ (1/5 диаметра Луны). Открытие Галлея вскоре (1728 год) было подтверждено другим английским астрономом, Джеймсом Брадлеем, который более известен как первооткрыватель годичной аберрации света. В дальнейшем определениями движений звёзд занимались Тобиас Майер (1723—1762), Никола Лакайль (1713—1762) и многие другие астрономы вплоть до Фридриха Бесселя (1784—1846), положившие начало современной фундаментальной системе положений звёзд.

Литература

Примечания

Ссылки 

 В. В. Витязев. «Успехи астрометрии»
 А. А. Киселёв. «Собственные движения „неподвижных“ звёзд и их значение в астрономии»
 Собственное движение звёзд, интерактивные схемы созвездий
 

Астрометрия