Egenbevægelse i astronomi: Stjerners synlige bevægelse og betydning

Egenbevægelse i astronomi: Hvordan stjerners langsomme bevægelser afslører afstande, hastigheder og eksempler som Barnards Stjerne — betydning for moderne astrometri.

Proper motion er betegnelsen for den måde, hvorpå stjernerne ser ud til at bevæge sig langsomt i forhold til hinanden, når de ses fra Jorden.

Bevægelsen skyldes, at alle stjerner (herunder Solen) bevæger sig gennem rummet med hundredvis af kilometer i sekundet. Fordi de fleste stjerner ligger meget langt væk, er deres bevægelse på himlen ekstremt lille, og der skal lange tid og nøjagtige målinger til for at registrere den. Derfor antog man i årtusinder, at stjernerne var faste punkter på himlen. Selv de gamle grækere, som forstod flere bevægelser i himlen (f.eks. præcession), opdagede ikke den egentlige, langsomme forskydning af stjerner på grund af deres store afstande.

Det blev først fastslået, at stjerner virkelig flytter sig, i 1718, da Edmond Halley bemærkede, at stjernerne Sirius, Arcturus og Aldebaran havde ændret position i forhold til de stjernekort, som Hipparchus havde lavet omkring 130 f.Kr. Selv efter næsten 1 800 år var ændringen dog mindre end en halv grad, så kun ved omhyggelige sammenligninger kunne man opdage forskydningen.

Hvad måles, og hvordan

Proper motion måles som stjernens vinkelmæssige bevægelse over himlen pr. tidsenhed, typisk i buesekunder pr. år (arcsec/år). På himmekuglen angives den ofte som to komponenter: ændringen i rektascension (RA) og ændringen i deklination (Dec). På grund af konvergensen af meridianerne langs RA-angivelsen korrigeres RA-komponenten ofte med en faktor cos(declination), dvs. mu_alpha*cos(delta) og mu_delta.

Proper motion viser alene stjernens vinkelrettede (transversale) bevægelse i forhold til os. For at kende stjernens fulde rumhastighed skal man kombinere proper motion med afstand (fra parallax) og radialhastighed (bevæger sig mod eller fra os). Tangentialhastigheden i km/s kan beregnes fra proper motion mu (i arcsec/år) og afstand d (i parsec) med formlen vt = 4,74 * mu * d. Faktoren 4,74 kommer fra en omregning mellem enheder.

Hvorfor proper motion er vigtig

Proper motion hjælper astronomer med at:

• Afgrænse afstande: Nærliggende stjerner har som regel større egenbevægelse end fjerne, fordi samme rumhastighed giver større vinkelbevægelse tættere på observatøren.
• Identificere stjernehobe og bevægelsesgrupper: Stjerner, der bevæger sig sammen, kan stamme fra samme fødselssted.
• Bestemme stjerners rumbaner i Mælkevejen og studere galaktisk dynamik.
• Forudsige fremtidige positioner og finde mulige nære passerende stjerner, som kan påvirke kometbælter.

Eksempler og historiske målinger

Barnards stjerne er et klassisk eksempel: den har den største kendte egenbevægelse med ca. 10,3 buesekunder om året. Det svarer til en bevægelse på omtrent en kvart grad (halvdelen af Månens diameter på himlen) på under 87 år. Barnards stjerne ligger kun omkring 5,98 lysår fra Jorden, hvilket gør dens store vinkelforandring let genkendelig i lange tidsserier. Kombinationen af dens proper motion og afstand giver en tangentialhastighed på størrelsesordenen ~90 km/s (ved brug af vt = 4,74 * mu * d).

I moderne tid er præcise målinger af proper motion blevet revolutioneret af satellitter og store kataloger. ESA-missionen Hipparcos i 1990'erne gav første storstilede baselines for millioner af stjerner; i dag leverer Gaia-missionen langt mere nøjagtige målinger, ofte ned til mikrobuese-kategorien (microarcsecond) for lysstærke stjerner, hvilket muliggør detaljeret kortlægning af Mælkevejens struktur og bevægelse.

Observation og tekniske udfordringer

For at måle small ændringer i position kræves:

• Lang tidsbaseline: Jo længere tid mellem målingerne, desto større og mere pålideligt er signalet.
• Præcis kalibrering: Atmosfære, instrumentdrift og referencestjerner påvirker nøjagtigheden.
• Moderne instrumenter: Digitale afbildninger (CCD) og rumteleskoper reducerer støj og systematiske fejl.

Afsluttende bemærkninger

Proper motion er et centralt værktøj i astrometri og galaktisk astronomi. Den kombineres med parallax og radialhastighed for at forstå stjerners sande bevægelser gennem rummet, kortlægge nabolaget omkring Solen og afdække dynamikken i Mælkevejen. Historiske observationer af personer som Edmond Halley lagde grunden, mens moderne missioner som Hipparcos og Gaia giver os et meget skarpere og kvantitativt billede af stjerners bevægelser.

Spørgsmål og svar

Spørgsmål: Hvad er egentlig bevægelse?

Spørgsmål: Hvordan opstår proper motion?

Spørgsmål: Hvornår blev egenbevægelsen først opdaget?

Spørgsmål: Hvor langt havde disse stjerner bevæget sig efter 1 800 år?

Spørgsmål: Hvad er egentlig bevægelse nyttigt til?

Sp: Hvilken stjerne har den største egenbevægelse?

Søg efter bogstav