自行

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自行是恆星相對於太陽系的質量中心,隨著時間變化的推移所顯示出在位置在角度上的改變[1],它的測量是以角秒/年為單位 (3600角秒才等同於角度的1度)[2]。反之,徑向速度是在視線方向上天體接近或遠離的速度,隨著時間推展的變化率,通常是測量輻射中的都卜勒頻移。自行不是恆星的本質(即恆星的內稟性質),因為它包含了太陽系本身運動的元素在內[3]。由於光速是有限的,遙遠恆星的真實速度很難觀測得到,觀測自行反映的是恆星當時輻射光的運動。

自行和天體組成速度之間的關係。發射體,該天體與太陽的距離是d,角度的改變率是μ(徑/秒),也就是μ = vt / d,而vt = 在太陽視線方向上的橫向速度。 (在圖說中掃掠過的角度μ和橫向速度vt都是單位時間。)

自行的測量需要排除下列會影響觀測天體位置座標值的因素,這些因素主要有:

介紹[编辑]

在幾個世紀的過程中,星星彼此之間似乎都保持著固定的相對位置,因此在有歷史的時間裡,它們形成的星座也是相同的。例如,大熊座,看起來仍然與數百年前一樣。可是,精確的長時間觀察顯示星座的形狀有所改變,每顆恆星都有自己的運動

這種運動是由恆星相對於太陽的真實運動,和太陽系穿越空間造成的。太陽以大約220公里/秒的速度,在與中心距離大約是8,000±650秒差距的一個近似圓的軌道(稱為太陽圈)繞著銀河系的中心運動[4][5],這可以視為銀河系本身在此半徑上的旋轉速度[6][7]

對自行的測量需要兩個量:自行角位置角)和自行本身。第一個量指示出在天球上運動的方向(以天球北方為0度),90度是朝向東方,餘依此類推),第二個量表示運動的程度,單位是毫角秒/年(mas)。

自行在天球上的元件:位置角和自行。天球北極點是CNP春分點V,恆星在天球上的路徑以箭頭指示。自行的向量是μα = 赤經δ = 赤緯θ = 位置角

自行也可以表示為每年在赤經μα)與赤緯μδ)上改變的角度。在天球上,位置是以赤經和赤緯設定的。座標的δ對應於緯度,座標的α對應於從春分點V,太陽約在每年3月21日穿越赤道的位置,量度得到的經度[3]

自行的分量元件如下所顯示的,假設某個天體的位置在一年的時間從座標(α, δ)移動到(α1, δ1),並以弧秒為單位測量角度。則每年的角度變化是[8]

\ \mu_{\alpha} = \alpha_1 - \alpha \
\ \mu_{\delta}=\delta_1-\delta \ .

自行的大小μ是它的元件(分量)向量和[9][10]

\ \mu^2={\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta \ ,

此處,δ是赤緯。在算式中的cos δ是因為球體表面至軸的半徑事實上是隨cos δ而變,例如在極點為0。因此,平行於赤道的速度分量在相當於α的角度,變化是越往北的位置越小。μα 的變化,必須乘上cos δ才能成為自行的分量,他有時稱為"赤經自行",而μδ稱為"赤緯自行"[11]

位置角θ與這些元件相關[12][13]

\ \mu_\delta =\mu \cos \theta\
\ \mu_\alpha \cos \delta =\mu \sin \theta\ .

從1985年至2005年的巴納德星,顯示每5年的位置變化。

巴納德星是目前所有已知恆星中自行最大的,每年以10.3角秒的速度移動。自行越大,通常暗示一顆星相對離太陽系越近。這的確是巴納德星的情況,它距離我們只有大約6光年,是除南門二系統(半人馬座α三合星)外,距太陽系第二近的恆星。但由於屬於紅矮星,亮度只有9.54星等的大小,光度微弱,沒有大口徑望遠鏡或者高倍雙筒望遠鏡無法觀察。

在1992年,天鷹座ρ成為第一顆因為自行而移入另一個星座,導致原有名稱無效的恆星,它現在是海豚座的恆星[14]。下一顆這樣的恆星將會是雕具座γ,它在2400年將成為天鴿座的恆星[15]

在1光年的距離上,每年1角秒的自行相當於每秒1.45公里的橫向速度。對巴納德星而言,這相當於每秒90公里;加上每秒111公里的徑向速度(垂直於橫向速度),可以得到它實際上的運動速度相當於每秒142公里。真實的或絕對的運動速度比自行更難測量,因為真正的橫向速度涉及測量自行的時間和距離;也就是說,真正的速度測量取決於距離的測量,而一般很難測量出距離。目前,在鄰近的恆星中速度最快的(相對於太陽)是沃夫424,它的速度是每秒555公里(或是光速的1/540)。

在天文學的功用[编辑]

有高自行的恆星多半是鄰近的恆星,而大多數的恆星都遠得足以使他們的自行變得很小,數量級為每年只有數毫角秒。高自行的恆星可以經由相隔數年的巡天攝影獲得樣品的結構。帕洛瑪巡天是這種圖像的來源之一。在過去,搜尋高自行的天體都是使用眼睛透過閃爍比對器比對影像,但使用現代化的技術更有成效,像是圖像差分,自動搜索數位化的影像資料。由於選擇偏誤的結果,高自行的樣品是易於理解和高質量的,它或許可以用來建立恆星族群的普查 - 例如,在每個真實的光度星等有多少的恆星。這一類的研究可以顯示在本地群的恆星族群,主要是本質暗淡、不顯眼的恆星,像是紅矮星

在遙遠的恆星系統中,像是球狀星團,量測大量恆星自行的樣本,經由萊昂納德·梅里特質量估計可以用來計算集團的總質量。與恆星的徑向速度結合在一起,自行可以用來計算集團的距離。

利用恆星自行已經推算出銀河中心存在著超大質量黑洞[16]。這個黑洞被懷疑就是人馬座A*,質量為2.6 × 106 M,此處的M太陽質量

Röser曾仔細的研究本星系群星系的自行[17]。在2005年,第一次測量出三角座星系M33的自行。M33是本星系群第三大的星系,也是唯一的普通螺旋星系,與銀河系的距離約為860± 28千秒差距[18]。雖然知道距離大約786千秒差距的仙女座大星系也在運動,並且預測在50至100億間會發生仙女-銀河碰撞,但是它的自行仍然不清楚,而估計橫向速度的上限大約是100公里/秒[7][19][20]。在1999年,利用在M106星系團中的NGC 4258(M106)星系的自行,精確的測量出這個集團的距離[21]。測量在星系中天體的徑向速度可以直接知道是接近還是遠離我們,假設同樣的運動應用在只有自行的天體上,由觀測到的自行預測這個星系的距離是7.2 ± 0.5 Mpc[22]

歷史[编辑]

早期的天文學家(公元400年的馬克羅比烏斯Macrobius))曾經懷疑恆星有自行。但是直到1718年愛德蒙·哈雷注意到天狼星大角星畢宿五的位置與約1850年前的古希臘天文學家伊巴谷所描述的位置有半度以上的偏差,才得到證實[23]

"自行"這個名詞源自法文的propre,意思是歸屬於,所以在天文學中沒有不當運動這樣的名詞[1]

在2005年發表的研究報告,現代天文學家已測出第一個外星系(三角座星系)的自行運動數據。

已知自行最大的恆星[编辑]

下表是在依巴谷星表內已知自行最大的一些恆星,[24]但不包含像蒂加登星那些雖在星表中,但光度太暗淡的恆星。

高自行的恆星[25]
# 恆星 自行 徑向
速度
(公里/秒)
視差
(mas)
μα·cos δ
(mas/yr)
μδ
(mas/yr)
1 巴納德星 -798.71 10337.77 -106.8 549.30
2 卡普坦星 6500.34 -5723.17 +245.5 255.12
3 葛魯姆布里吉1830 4003.69 -5814.64 -98.0 109.22
4 拉卡伊9352 6766.63 1327.99 +9.7 303.89
5 格利澤1(CD -37 15492) 5633.95 -2336.69 +23.6 229.32
6 HIP 67593 2282.15 5369.33 76.20
7 天鵝座61 A & B 4133.05 3201.78 -64.3 287.18
8 拉蘭德21185 -580.46 -4769.95 -85.0 392.52
9 印第安座ε 3961.41 -2538.33 -40.4 275.79

軟體[编辑]

有許多的軟體產品,它們可以讓人們查看不同時間尺度下的恆星自行。下面是兩個免費的:

  • Moovastar –自由軟體,視窗板,非常基礎的。你可以選擇天空中的一個區域,設定極限星等和時間的序列(時間間隔、時間步數、數量步數)。這個程式將模擬恆星的運動,並有清楚的功能說明。
  • HippLiner -自由軟體,視窗板,有些複雜,有一些漂亮的顯示。仍在發展,須要有更多的導航和功能配置。

相關條目[编辑]

參考文獻[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 Theo Koupelis, Karl F. Kuhn. In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. 2007: 369. ISBN 0763743879. 
  2. ^ Simon F. Green, Mark H. Jones. An Introduction to the Sun and Stars. Cambridge University Press. 2004: 87. ISBN 0521546222. 
  3. ^ 3.0 3.1 D. Scott Birney, Guillermo Gonzalez, David Oesper. Observational astronomy. Cambridge University Press. 2007: 73. ISBN 0521853702. 
  4. ^ Horace A. Smith. RR Lyrae Stars. Cambridge University Press. 2004: 79. ISBN 0521548179. 
  5. ^ M Reid, A Brunthaler, Xu Ye et al.. Mapping the Milky Way and the Local Group. (编) F. Combes, Keiichi Wada. Mapping the Galaxy and Nearby Galaxies. Springer. 2008. ISBN 0387727671. 
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  19. ^ Roeland P. van der Marel. M31 Transverse Velocity and Local Group Mass from Satellite Kinematics. The Astrophysical Journal. 2008, 678: 187–199. Bibcode:2008ApJ...678..187V. doi:10.1086/533430. 
  20. ^ Manuel Metz, Pavel Kroupa, Helmut Jerjen. The spatial distribution of the Milky Way and Andromeda satellite galaxies. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 2007, 374: 1125–1145. arXiv:astro-ph/0610933. Bibcode:2007MNRAS.374.1125M. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11228.x. 
  21. ^ Steven Weinberg. Cosmology. Oxford University Press. 2008: 17. ISBN 0198526822. 
  22. ^ J. R. Herrnstein et al.. A geometric distance to the galaxy NGC4258 from orbital motions in a nuclear gas disk. Nature. 1999, 400 (6744): 539–541. arXiv:astro-ph/9907013. Bibcode:1999Natur.400..539H. doi:10.1038/22972. 
  23. ^ Otto Neugebauer. A History of Ancient Mathematical Astronomy. Birkhäuser. 1975: 1084. ISBN 354006995X. 
  24. ^ Staff. The 150 Stars in the Hipparcos Catalogue with Largest Proper Motion. ESA. September 15, 2003 [2007-07-21]. 
  25. ^ SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [2007-07-21]. 

外部鏈結[编辑]