СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД

Материал из Юнциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

На заре развития астрономии звезды считались неподвижно укрепленными на небосводе, но по мере накопления данных и увеличения точности наблюдений это представление было разрушено. Впервые предположение о том, что угловые расстояния между звездами изменяются со временем, высказал китайский астроном И Син (683—727 гг. н.э.). Современной астрономии известно много причин, из-за которых угловые расстояния между звездами изменяются. Это рефракция света в атмосфере (см. Рефракция астрономическая), суточная и годичная аберрация света, годичный параллакс.

Собственными движениями звезд называют лишь те их угловые перемещения, которые происходят вследствие реального движения звезд в пространстве или вследствие движения в пространстве Солнечной системы, из которой мы ведем наблюдения. При этом ту часть собственного движения, которая вызвана движением звезды в пространстве, называют пекулярным движением, а часть, обусловленную движением Солнечной системы,— параллактическим.

Собственное движение звезды равно ее угловому перемещению за год, обычно выражаемому в угловых секундах. Собственные движения очень малы и для большинства звезд не превышают сотых долей секунды в год. Наибольшее собственное движение, равное 10,27", имеет звезда Барнарда в созвездии Змееносца. Знание собственных движений необходимо для построения фундаментальных каталогов звезд, определения их расстояний, для изучения кинематики (механики движения) звезд в нашей Галактике, а также в звездных скоплениях и ассоциациях.

Определение собственных движений звезд из-за малости их связано с большими трудностями. Современные определения собственных движений выполняются фотографическим методом, который основан на сравнении нескольких астрофотографий одной и той же области, сделанных через достаточно большой (20 лет и более) промежуток времени. Точность определения собственных движений фотографическим методом составляет ±0,003".

Первые собственные движения звезд были определены английским астрономом Э. Гал-леем в 1718 г. для трех ярких звезд: Сириуса, Арктура, Альдебарана. Систематические работы по определению собственных движений начинались в конце XVIII в., но большой размах они получили только в нашем столетии, в связи с применением фотографии в астрономии. К середине 70-х гг. собственные движения определены приблизительно для 300 000 звезд.