Сопствено движење

мини|300п|Односот помеѓу сопственото движење и брзината на еден објект. При оддавање зрак на растојание ''р'' од Сонцето се придвижило со аголна стапка од ''μ'' радијани/с, that is, ''μ = v<sub>t</sub> / d'' with ''v<sub>t</sub>'' = брзина попречна на видната линија од Сонцето. (На дијаграмот е покажан аголот ''μ'' раширен по единица време при тангентна брзина ''v<sub>t</sub>''.)

**Сопствено движење** — аголната промена на местоположбата на една ѕвезда со текот на времето, гледано од тежиштето на Сончевиот Систем. Ова движење се изразува во лачни секунди годишно (лс/г или *arcsec*/*yr*), каде 3600 лачни секунди се еднакви на еден степен. Наспроти ова имаме радијална брзина, која е временската стапка на праволиниска промена растојанието во однос на набљудувачот (приближувајќи се или оддалечувајќи се), која обично се изразува во Доплерово поместување на применото зрачење. Сопственото движење не е сосем „сопствено“ бидејќи тука има удел и движењето на самиот сончев Систем. Поради конечноста на брзината на светлината, вистинската брзина на оддалечените ѕвезди не е востановлива. Востановеното сопствено движење се однесува на движењето на ѕвездата во моментот на зрачење на светлината.

## Вовед

Низ вековите, ѕвездите изгледаат како да имаат речиси непроменливи места и образуваат исти соѕвездија. На пример, соѕвездието Голема Мечка изгледа речиси исто како што изгледало пред стотици години. Но со прецизни долгорочни набљудувања утврдено е дека соѕвездијата сепак го менуваат обликот (иако многу бавно) и дека секоја ѕвезда има свое независно движење.

Ова движење е предизвикано од правилното движење на ѕвездите во однос на Сонцето и сончевиот Систем низ вселената. Сонцето патува по речиси кружна орбита („сончева кружница“) околу центарот на Млечниот Пат со брзина од околу 220&nbsp;км/с на полупречник од 8 ± 0,65 кпс од центарот, which can be taken as the rate of rotation of самиот Млечен Пат at this radius.

Сопственото движење се мери во две величини: **[[положбен агол|положбениот агол]]** и самото **сопствено движење**. Првата величина го означува правецот на сопственото движење на небесната сфера (каде 0 степени значи дека движењето е кон север, 90 степени значи дека е кон исток итн.), а второто е величината на движењето, во лачни секунди годишно.

[мини|200п|Составни делови на сопственото движење на [небесна сфера|небесната сфера: *НСП* небесен Северен Пол, *П* = пролетна рамноденица, патеката на ѕвездата по небесната сфера е означена со стрелки. ***μ*** = вектор на сопственото движење, *α* = ректасцензија, *δ* = деклинација, *θ* = положбен агол. ]]

Сопственото движење може да се изрази и преку годишните аголни промени во ректасцензијата (*μ<sub>α</sub>*) и деклинацијата (*μ<sub>δ</sub>*). На небесната сфера, положбите се означуваат со ширина и должина. Координатата δ е ширината, а координатата α е должината измерена од пролетната рамноденица *П* - местото на небото кајшто Сонцето го преминува небесниот екватор (околу 21 март).

Составните делови на сопственото движење се утврдуваат вака. Ако во текот на годината еден објект се премести од координатите (α, δ) на координатите (α1, δ1), со агли изразени во лачни секунди. Годишната аголна промена во лачни секунди:
::
Величината на сопственото движење *μ* се добива со собирање на векторите на неговите составни делови:

::
каде *δ* е деклинацијата. Факторот во *cos δ* се должи на тоа што полупречникот од оската на сферата до нејзината површина не е рамномерен, и станува нула на половите. Затоа, делот за брзина што е паралелен на кеваторот и соодветствува на дадена аголна промена во *α* е помал ако објектот е посеверно.  Промената *μ<sub>α</sub> *, која мора да се помножи со *cos δ* за да стане составен дел од сопственото движење, понекогаш се нарекува „сопствено движење во ректасцензија“, а *μ<sub>δ</sub>* се нарекува „сопствено движење во деклинација“.

Положбениот агол *θ* го има следниов однос со другите делови:

::

[мини|Положбата на [Барнардова Ѕвезда|Барнардовата Ѕвезда на секои 5 години (1985–2005)]]

Барнардовата Ѕвезда има најголемо сопствено движење од сите ѕвезди - 10,3 лачни секунди годишно. Големото сопственото движење обично е голем показател дека ѕвездата е релативно блиску до Сонцето. Ова е случај со Барнардовата Ѕвезда која, на растојание од 6 светлосни години, е најблиска до Земјата по Сонцето и системот Алфа Кентаур  (но сепак, бидејќи е црвено џуџе со привидна величина од 9,54, оваа ѕвезда е пребледа за да се гледа без телескоп или моќен двоглед).

Во 1992 г. е забележан првиот премин на една ѕвезда од едно во друго соѕвездие кога ѕвездата Ро Аквилае преминала од соѕвездието Орел во
соѕвездието Делфин. Истово ѝ претстои на ѕвездата Гама Длето, која треба да влезе во соѕвездието Гулаб во 2400 г.

Сопственото движење of 1 лачна секунда годишно на растојание од 1 светлосна година соодветствува на релатинвната попречна брзина од 1,45&nbsp;км/с. Кај Барнардовата Ѕвезда ова изнесува 90&nbsp;км/с, а вклучувајќи ја радијална брзина од 111&nbsp;км/с (која е под прав агол на попречната брзина) го добиваме правилното движење од 142&nbsp;км/с. Правилното (апсолутното) движење е потешко за утврдување отколку сопственото движење, бидејќи правилната попречна брзина подразбира производ од сопственото движење помножено со растојанието. Ова значи дека утврдувањето на правилната брзина зависи од мерењето на растојанието, а ова мерење е тешко изводливо. Моментално, од блиските ѕвезди, најголема правилна брзина (во онднос на Сонцето) има Волф 424, која се движи со 555&nbsp;км/с (или 1/540 од брзината на светлината).

## Полезност во астрономијата

Ѕвездите со големо сопствено движење обично се поблиски до нас. Највеќето ѕвезди се доволно далечни за сопственото движење да им биде мошне мало (неколку илјадинки од лачна секунда годишно). Постои можност да се конструира речиси целосни примероци на ѕвезди со големо сопствено движење со споредување на фотографски снимки на небото направени во големо временско растојание. Еден извор на такви слики е Паломарскиот попис. Во минатото, ѕвездите со големо сопствено движење се утврдувале со голо око, со употреба на трепкачки споредници, но денес се користи автоматско разликување на сликите кои се складирани во облик на дигитални податоци. Бидејќи статистичките грешки на добиените примероци се добро познати и измерливи, можеме да направиме точен попис на блиските ѕвезди - на пример, колку ѕвезди има од секоја вистинска сјајност. Ваквите испитувања укажуваат на тоа дека месните ѕвезди се претежно бледи и незабележливи (на пр. црвени џуџиња).

Мерењето на сопственото движење во голем примерок на ѕвезди во оддалечени ѕвездени системи (како збиени јата) се користат за пресметување на вкупната маса на јатото, и тоа преку Леонард-Меритовата формула за проценка на масата. Сопственото движење се користи и во пресметката на оддалеченоста на јатото, заедно со измерената радијална брзина на ѕвездите.

Со помош на ѕвезденото сопствено движење е утврдено присуството на супермасивна црна дупка во средиштето на Млечниот Пат. Се претполага дека црната дупка е Стрелец А*, со маса 2,6 × 106 M☉, каде M☉ е сончевата маса.

Сопственото движење галаксиите од Месната Група е подробно обработено од научникот Резер. Во 2005 е извршено првото мерење на сопственото движење на галаксијата Триаголник M-33, трета по големина и единствената обична спирална месна група, која е оддалечена 860 ± 28 кпс од Млечниот Пат. Иако се знае дека галаксијата Андромеда е во движење и дека че се судри со Млечниот Пат за некои 5 – 10 милијарди години, сопствено движење на Андромеда (оддалечена 786 кпс), сепак не е со сигурност утврдено, со горна граница на нејзината попречна брзина од ≈ 100&nbsp;км/с. Сопственото движење на галаксијата NGC 4258 (M106) од групата M106 во 1999 г. послужило за да се најде нејзината точна оддалеченост. Во ова испитување е измерено радијалното движење на објектите во таа галаксија, и под претпоставка дека истото движење важи и за објектите што имаат само сопствено движење, се проценува дека нејзината оддалеченост изнесува 7,2 ± 0,5 Мпс.

## Историја

Се смета дека постоењето на сопственото движење го претпоставувале уште древните астрономи (според Макробиј, 400 г.), но ова движење е докажано дури во 1718 г. кога Едмунд Халеј забележал дека ѕвездите Сириус, Арктур и Алдебаран се за повеќе половина степен оддалечени од положбите што ги наведува старогрчкиот астроном Хипарх, околу 1850 години пред тоа.

## Ѕвезди со големо сопствено движење

Тука се наведени ѕвездите со најголемо сопствено движење, според каталогот „Хипаркос“. Тука не спаѓаат ѕвезди како Тегарденовата ѕвезда што се пребледи за овој каталог.

## Програми
Постојат разни сметачки програми за преглед на сопственото движење на ѕвездите по разни временски скали. Еве ги бесплатните:
* Moovastar за Windows, прилично едоставна. Може да се одбере подрачје од небото, да се внесе граничната величина и временската низа (time step, number of steps, and step interval). Потоа програмот ги симулира движењата на ѕвездите.
* HippLiner за Windows, умерено сложен со интересни прикази. Сè уште е во развој. Потреби се уште функции за навигација и поставувања.

## Поврзано
* Интерферометрија на многу долга основна линија
* Небесен координатен систем
* Аголна големина
* Аголно растојание
* Радијална брзина

## Наводи

## Надворешни врски
* Хипаркос: Ѕвезди со големи сопствени движења 
* Едмонд Халеј: Откривање на сопствените движења 

Категорија:Астрометрија
Категорија:Ѕвездена астрономија
Категорија:Концепти во астрономијата