A sajátmozgás azt a látszólagos elmozdulást jelöli, ahogyan a csillagok a Földről nézve lassan elmozdulnak az égbolton a háttérhez képest.

A jelenség oka, hogy minden csillag (beleértve a Napot is) az űrben saját sebességgel halad, gyakran másodpercenként több száz kilométeres értékkel. Mivel a csillagok távol vannak, a látszólagos elmozdulás nagyon kicsi, ezért hosszú idő és pontos mérések szükségesek az észleléséhez. Ennek következményeként sokáig azt gondolták, hogy a csillagok mozdulatlanok. Még az ókori görögök sem ismerték fel a sajátmozgást, noha több más, lassú változást, például a csillagprecessziót tanulmányozták (bár bizonyos mértékig sejtették a változást).

A sajátmozgás létezését először 1718-ban mutatta ki Edmond Halley, amikor észrevette, hogy a Szíriusz, az Arcturus és az Aldebaran helyzete eltért a Hipparkhosz i. e. 130 körüli csillagkatalógusában szereplő helytől; még így is alig több mint fél fok eltérést talált több mint 1800 év alatt.

Mérése és egységei

A sajátmozgást az égbolton mért szögsebességként adják meg, leggyakrabban ívmásodperc/év ("/év) egységben. Egy csillag sajátmozgásának két komponense van: a jobb emelkedés (α) mentén és a deklináció (δ) mentén mért értékek. Gyakori jelölés a μα cos δ és μδ, és a teljes sajátmozgás nagysága

μ = sqrt((μα cos δ)^2 + (μδ)^2),

ahol μ az ívmásodperc/évben mért eredő sajátmozgás.

Kapcsolat a távolsággal és a térbeli sebességgel

A közeli csillagok általában nagyobb sajátmozgást mutatnak, mert ugyanakkora térbeli sebesség nagyobb látszólagos elmozdulást eredményez közelebbi csillagoknál. A sajátmozgás és a távolság ismeretében kiszámítható a csillag tangenciális (síkbeli) sebessége a következő képlettel:

V_t (km/s) = 4,74 · μ ("/év) · d (pc),

ahol d a csillag távolsága parszekben. A teljes térbeli sebességhez még a radiális (vonalirányú) sebességet is hozzá kell venni, amelyet Doppler-mérésekkel határoznak meg.

Méréstechnika: a múlttól a Gaia koráig

Korábban a sajátmozgást fényképlemezek vagy régi katalógusok és új megfigyelések összehasonlításával határozták meg. A 20. század végén a Hipparkhosz-hoz hasonló modern asztrometriai műholdak és nagy földi teleszkópok pontosították a méréseket. A 21. század egyik forradalma az ESA Gaia űrszondája volt, amely milliárdnyi csillag helyzetét és sajátmozgását mérte meg nagyon nagy pontossággal, lehetővé téve a Tejút struktúrájának és dinamikájának részletes vizsgálatát.

Példák és jelentőség

A sajátmozgás gyakorlati példája a jól ismert

  • Barnard-csillag: ez rendelkezik a legnagyobb ismert sajátmozgással a csillagok között, körülbelül 10,3 ívmásodperc/évvel. Ez azt jelenti, hogy az égbolton egy negyed fokhoz hasonló elmozdulást (a

a

Hold

átmérőjének felét) teszi meg kb. 87 év alatt. A Barnard-csillag a Földhöz rendkívül közel van, mindössze körülbelül 5,98 fényévre.

Általánosságban a sajátmozgás segít a csillagászoknak:

  • meghatározni a csillagok közelségét és mozgását a Tejútrendszerben,
  • azonosítani csillagcsoportokat és közös mozgású társakat (például nyílt halmazokat vagy csillagrendszereket),
  • rekonstruálni a Nap körüli helyi csillagáramlásokat és galaktikus dinamikai folyamatokat.

Gyakori tévhitek

Nem szabad összekeverni a sajátmozgást a földi tengely vagy égi koordinátarendszerek lassú változásaival (például a precesszióval): a precesszió a Föld tengelyének vándorlása miatt globálisan eltolja a koordinátákat, míg a sajátmozgás minden egyes csillag valódi, fizikai elmozdulása az űrben. Emellett a nagy radiális sebesség önmagában nem jelent nagy sajátmozgást — a látszólagos szögsebesség csak a csillag térbeli mozgásának a látóirányra merőleges komponensétől függ.

Összefoglalva, a sajátmozgás fontos asztrometriai mennyiség: segít felderíteni a csillagok térbeli eloszlását és mozgását, megmutatja a közeli csillagok viselkedését, és az olyan modern eszközök, mint a Gaia, forradalmasították a mérések pontosságát, lehetővé téve részletesebb csillagászati kutatásokat.