Собственное движение звёзд

Собственным движением звезды называется угол μ, на ко­торый сместилась звезда по небесной сфере в течение года вследствие своего движения в пространстве.

В древности считали, что звёзды прикреплены к небесной сфере и, следовательно, не мо­гут передвигаться, и называли их неподвижными. Теперь известно, что звезды — это свободные тела, естественно, свобод­но перемещающиеся в пространстве. Однако они очень дале­ки, и, несмотря на то что они движутся с достаточно больши­ми скоростями, движение их проекций на небесную сферу об­наружить очень трудно. Движение звезды приводит к тому, что её координаты изменяются. Смещаясь, звезда описывает на небесной сфере дугу, т. е. её положение смещается на угол, соответствующий этой дуге.

Собственные движения звёзд невелики. О них можно су­дить по рисунку 22. Собственные движения звёзд Большой Медведицы далеко не самые малые. Самая быстрая звезда — Летящая Барнарда в Змееносце — смещается на ви­димый диаметр Луны за 180 лет. Её собственное движение равно 10,5” в год.

Для большинства звёзд собственные движения меньше 0,02” в год. Тем не менее, изучение даже столь малых смещений даёт много информации о строении нашей звёздной системы.

Звезды перемещаются в пространстве со скоростью v̅, ко­торую можно представить в виде суммы двух скоростей (рис. 23), одна из которых направлена по лучу зрения (её на­зывают лучевой скоростью v_r), другая — перпендикулярно ей (эту скорость называют тангенциальной v_t). Тангенциальная скорость выражается через параллакс и собственное движение следующим образом:

v_t = 4,74 • μ / π”.

где π” — параллакс звезды, a v — скорость (км/с). Лучевая скорость определяется из спектральных исследований по эф­фекту Доплера. Материал с сайта http://wiki-what.com

Эффект Доплера заключается в следующем. Пусть длина волны света, принимаемого от неподвижного источника, равна λ₀.Тогда от движущегося относитель­но наблюдателя тождественного источника придёт свет с длиной волны λ = λ₀(l + v/c), где v — скорость по лучу зрения; c — скорость света. Лучевая скорость положи­тельна, если источник удаляется от нас; в этом случае все спектральные линии смещаются в сторону больших длин волн, т. е. к красному концу спектра.

Сфотографировав спектр звезды (или любого друго­го объекта), измерив длины волн и сравнив их с дли­нами волн в стандартном спектре неподвижного источ­ника, можно определить его лучевую скорость.

Если каким-то образом удаётся определить угол меж­ду направлениями на звезду и полной скорости v (а это ино­гда удаётся, причём сразу для группы звёзд), то приведённая формула даёт возможность определить расстояния до этих звёзд.