自行
自行是恆星相對於太陽系的質量中心,隨着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,隨着時間推展的變化率,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
[編輯]在幾個世紀的過程中,星星彼此之間似乎都保持着固定的相對位置,因此在有歷史的時間裏,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)繞着銀河系的中心運動[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)。
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/08/Components_of_proper_motion.svg/200px-Components_of_proper_motion.svg.png)
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]:
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]。
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6c/Barnard2005.gif/220px-Barnard2005.gif)
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
[編輯]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,自動搜索數碼化的影像資料。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着超大質量黑洞[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±0.5 Mpc 7.2[23]。
歷史
[編輯]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
[編輯]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。
# | 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 |
軟件
[編輯]有許多的軟件產品,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 –自由軟件,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 (頁面存檔備份,存於互聯網檔案館) -自由軟件,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
[編輯]參考文獻
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外部連結
[編輯]- Hipparcos: High Proper Motion Stars (頁面存檔備份,存於互聯網檔案館)
- Edmond Halley: Discovery of proper motions (頁面存檔備份,存於互聯網檔案館)
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