Собственные движения звезд

Из сравнения экваториальных координат одних и тех же звезд, определенных через значительные промежутки времени, было обнаружено, что их прямые восхождения и склонения меняются с течением времени. Значительная часть этих изменений вызывается прецессией, нутацией, аберрацией и, в меньшей степени, годичным параллаксом (см. § § 63, 69, 73). Если исключить влияние этих причин, то изменения уменьшаются, но не исчезают полностью. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением звезды m. Оно выражается в секундах дуги в год. Собственные движения у разных звезд различны по величине и направлению. Только несколько десятков звезд имеют собственные движения больше 1" в год. Самое большое известное собственное движение m = 10»,27 (у «летящей» звезды Барнарда). Громадное же большинство измеренных собственных движений у звезд составляют сотые и тысячные доли секунды дуги в год. Из-за малости собственных движений изменение видимых положений звезд не заметно для невооруженного глаза. В свое время это дало повод к возникновению термина «неподвижные звезды». Однако за очень большие промежутки времени фигуры созвездий меняются весьма заметно. Например, на 68 изображено взаимное расположение семи ярких звезд Большой Медведицы в настоящее время (б), 50 000 лет тому назад (a) и через 50 000 лет (в). Собственное движение каждой звезды происходит по дуге большого круга и с постоянной скоростью. Небольшие периодические отклонения от дуги большого круга в собственном движении замечены лишь у нескольких звезд. Вследствие собственного движения звезды m по дуге большого круга SS1 (69) прямое восхождение звезды изменяется на величину ma, называемую собственным движением по прямому восхождению, а склонение - на величину md, называемую собственным движением по склонению. Непосредственно из сравнения координат звезды определяются ma и md, выраженные в секундах дуги. Если же ma выражено в секундах часовой меры (обозначается mas), то ma = 15 m as cos d. Собственное же движение звезды m вычисляется по формуле Эта формула легко получается, если на 69, вследствие малости собственного движения m, дугу суточной параллели звезды ma cos d, дугу круга склонения звезды md и дугу собственного движения звезды m считать прямыми линиями.

Вопрос 4

Внемеридианные методы Астрометрии

Астролябии (астролябия Донжона на службах времени – наблюдение момента прохождения звезд через заданный альмукантарат)

Астрометрические спутники – HIPPARCOS…

Оптические фазовые интерферометры

Радиоинтерферометры со сверхдлинной базой

Основными способы – способы равных высот.

Астролябия – инструмент, регистрирующий момент похождения звезды через малый круг, расположенный на зенитном расстоянии z. Возможны наблюдения только звезд со склонениями в интервале f+z и f-z, где f - широта инструмента. С появление космической астрометрии и эффективного использования меридианных кругов астролябии стали использовать только при измерении видимого диаметра Солнца.

*Альмукантарат

Малый круг небесной сферы, плоскость которого параллельна плоскости математического горизонта. Является, одновременно, кругом равных высот.

Призменная астролябия, астрономо-геодезический инструмент для определения широты места и поправки часов по наблюдаемым моментам прохождения звёзд в различных азимутах через некоторый альмукантарат, П. а. может быть использована также для определения экваториальных координат звёзд и планет. П. а. изобретена в начале 20 в. Наибольшее распространение получила высокоточная модификация П. а., предложенная в 1951—53 французским астрономом А. Данжоном (призменная астролябия Данжона); она применяется в службах времени и широты. Перед объективом 3 (рис.) горизонтально расположенной астрономической трубы (для компактности оптическая ось трубы изломана с помощью двух зеркал 4 и 5) помещается равносторонняя стеклянная призма 1 с ребрами, параллельными горизонту, и одной гранью — перпендикулярной оптической оси трубы. Под призмой устанавливается ртутный горизонт 2. Свет от наблюдаемой звезды, падая на верхнюю грань призмы и преломляясь, даёт её изображение в фокальной плоскости объектива; второе изображение этой же звезды получается от её света, проходящего через нижнюю грань призмы после отражения от ртутного горизонта. Вследствие видимого суточного движения звезды оба изображения приближаются друг к другу и совпадают; в момент прохождения звезды через альмукантарат с зенитным расстоянием, близким к 30°, изображения рассматриваются в окуляр 6. Для регистрации момента микрометр инструмента имеет специальную призму Волластона 7, перемещая которую микрометрическим винтом, снабженным контактным барабаном, записывают на хронографе серию моментов, что позволяет повысить точность окончательного результата. Точность определений на П. а. сопоставима с точностью, получаемой на классических меридианных инструментах служб времени и широты.