Astrometri – definition, egenrörelse, parallax och avståndsmätning

Lär dig astrometri: hur egenrörelse och parallax används för att mäta stjärnors positioner och avstånd i parsec — tydlig förklaring och praktiska exempel.

Astrometri är en del av astronomin som handlar om att mäta rörelsen hos objekt i rymden, t.ex. stjärnor. Två huvudsakliga sätt att mäta dessa objekt är egenrörelse och parallax.

Den korrekta rörelsen är ett objekts positionsförändring över tiden sett från jorden. Precis som allt annat som rör sig mäts en stjärnas egenrörelse genom att titta mot samma plats vid olika tidpunkter och se hur långt stjärnan har rört sig. Skillnaden med stjärnor är att de från jorden verkar röra sig mycket långsamt, så vi måste mäta i bågsekunder per år. När en stjärna har en stor egenrörelse betyder det vanligtvis att den är nära. Barnards stjärna, stjärnan med den största egenrörelsen, rör sig bara 1 grad över himlen (3600 bågsekunder) på 348 år.

Parallax är den uppenbara skillnaden i position för ett objekt när det ses från två eller flera olika platser. När ett föremål ses från en ny plats finns det en ny siktlinje som går från betraktaren till föremålet och som visar en annan bakgrund på avstånd. Parallax mäts med hjälp av vinkeln mellan två siktlinjer.

Parallax kan också användas för att mäta avståndet till de närmaste några tusen stjärnorna. Dessa avstånd mäts i parsec, vilket motsvarar ungefär 3,26 ljusår.

Hur egenrörelse fungerar och vad den berättar

Egenrörelse (proper motion) är stjärnans vinkelhastighet över himlen, vanligen angiven i bågsekunder per år eller millibågsekunder per år (mas/år). Egenrörelsen är den projektion av stjärnans verkliga rörelse genom rymden på himmelsplanet; för att få den fullständiga rymdrörelsen behöver man också stjärnans radiala hastighet (rödförskjutning eller blåförskjutning) som mäter rörelse längs siktlinjen.

Från egenrörelsen och avståndet kan man beräkna stjärnans tangentiella hastighet (vinkelrörelse omvandlad till km/s) med formeln:

V_t (km/s) ≈ 4.74 · μ (arcsec/yr) · d (pc)

där 4.74 är en omräkningsfaktor som kommer från enheterna.

Parallax och avståndsberäkning

Årlig parallax för stjärnor beror på att jorden kretsar runt solen. När vi observerar en stjärna sex månader från varandra ligger observationerna i praktiken i ändarna av jordens bana och siktlinjen har förskjutits med en baslinje på ungefär 2 AU. Den parallaxvinkel astronomerna vanligen anger är halva den totala skiftningen (det vill säga vinkeln mellan stjärnans riktning och riktningen mot solen), och den mäts i bågsekunder.

Relationen mellan parallax p (i bågsekunder) och avstånd d (i parsec) är enkel:

d (pc) = 1 / p (arcsec)

Exempel: en stjärna med parallax 0,1" har avstånd 10 pc (≈32,6 ljusår). Moderna instrument mäter parallaxer i milliarcsekunder (mas) eller mikroarcsekunder (μas), vilket gör det möjligt att bestämma avstånd långt bortom de allra närmaste stjärnorna.

Instrument och uppdrag

• Jordbaserade teleskop gav de första parallaxmätningarna, men atmosfären begränsar precisionen.
• Hipparcos (ESA, 1989–1993) gav parallax och egenrörelser för över 100 000 stjärnor med precision på ungefär 1 mas.
• Gaia (ESA, lanserad 2013) mäter miljarder stjärnor med precisionsnivåer ner till tiotals eller enstaka μas för de ljusaste objekten, vilket revolutionerat kartläggningen av Vintergatan.
• VLBI (Very Long Baseline Interferometry) inom radioastronomi når mikroarcsekundprecision och används för att mäta avstånd till masrar och fjärran objekt i vår galax.

Begränsningar och felkällor

• Precision: små vinklar kräver hög precision. För en stjärna 1000 pc bort är parallaxen 1 mas; för längre avstånd blir vinkeln mycket liten och mätningen osäker.
• Systematiska fel: instrumentella effekter och kalibreringsfel kan ge systematiska avvikelser (t.ex. nollpunktsfel i Gaia-parallaxer) som måste korrigeras.
• Relativ vs. absolut parallax: vissa mätningar är relativa mot bakgrundsobjekt och måste justeras för att ge absolut parallax.
• Binära system eller rörliga följeslagare kan påverka både parallax och egenrörelse och göra tolkningen svårare.

Tillämpningar

Astrometri är central inom många områden:

• Kartläggning av Vintergatans struktur och dynamik (stjärnors rörelsemönster, spiralarmar).
• Bestämning av stjärnornas avstånd, som är grunden för andra avståndsmetoder (steg i den kosmiska avståndsskalan).
• Upptäckt av följeslagare (stjärnor, brun dvärgar, planeter) genom mätning av små vobblande rörelser i en stjärnas position.
• Mätning av storskaliga rörelser i stjärnhopar och strömmar, vilket ger insikt i galaxens gravitationella fält och historia.

Sammanfattningsvis är astrometri en noggrann mätmetod för att bestämma positioner, egenrörelser och parallax. Med moderna rymduppdrag som Gaia och metoder som VLBI når vi idag en precision som gör det möjligt att kartlägga vår galax i detalj och stärka vår förståelse av stjärnors avstånd och rörelser.

Frågor och svar

F: Vad är astrometri?

F: Vilka är de två huvudsakliga sätten att mäta dessa objekt?

F: Hur mäts egenrörelse?

F: Hur fungerar parallax?

F: Vilken stjärna har den största egenrörelsen?

Sök med bokstav