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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

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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，春分點是V，恆星在天球上的路徑以箭頭指示。自行的向量是μ，α = 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[8]。

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[9]：

自行的大小μ是它的元件（分量）向量和[10][11]：

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」[12]。

位置角θ與這些元件相關[13][14]：


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[15]。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[16]。

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

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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[17]。這個黑洞被懷疑就是人馬座A*，質量為2.6×106 M☉，此處的M☉是太陽質量。

Röser曾仔細的研究本星系群星系的自行[18]。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[19]。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][20][21]。在1999年，獵犬II星系群中的星系NGC 4258（M106）的自行被用來測量這個星系群的精確距離[22]。測量星系的徑向運動，直接可以知道該星系是向我們接近還是遠離，並且假設集團中只有自行的物體也適用同樣的運動，由觀測到的自行測量到這個星系群的距離為7.2±0.5 Mpc[23]。

歷史

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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、大角星和畢宿五的位置與約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[24]。

「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

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下表是在《依巴谷星表》內已知自行最大的一些恆星，[25]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[26]
# 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

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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 （页面存档备份，存于互联网档案馆） -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

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參考文獻

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  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. ^ 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. F. Combes, Keiichi Wada (编). Mapping the Galaxy and Nearby Galaxies. Springer. 2008. ISBN 0387727671. 
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  7. ^ 7.0 7.1 Abraham Loeb, Mark J. Reid, Andreas Brunthaler, Heino Falcke. Constraints on the proper motion of the Andromeda galaxy based on the survival of its satellite M33 (PDF). The Astrophysical Journal. 2005, 633: 894–898 [2011-07-26]. Bibcode:2005ApJ...633..894L. arXiv:astro-ph/0506609 可免费查阅. doi:10.1086/491644. （原始内容存档 (PDF)于2017-08-11）. 
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  18. ^ Andreas Brunthaler. M33 – Distance and Motion. Siegfried Röser (编). Reviews in Modern Astronomy: From Cosmological Structures to the Milky Way. Wiley. 2005: 179–194. ISBN 3527406085. 
  19. ^ A. Brunthaler, M.J. Reid, H. Falcke, L.J. Greenhill, C. Henkel. The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33). Science. 2005, 307 (5714): 1440–1443. Bibcode:2005Sci...307.1440B. PMID 15746420. arXiv:astro-ph/0503058 可免费查阅. doi:10.1126/science.1108342. 
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  21. ^ 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. Bibcode:2007MNRAS.374.1125M. arXiv:astro-ph/0610933 可免费查阅. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11228.x. 
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  24. ^ Otto Neugebauer. A History of Ancient Mathematical Astronomy. Birkhäuser. 1975: 1084. ISBN 354006995X. 
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外部連結

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