Egentliga rörelser (proper motion) – vad är stjärnors rörelse på himlen?

Egentliga rörelser: Upptäck hur stjärnors långsamma rörelse över himlen avslöjar avstånd, Halleys upptäckt och spektakulära exempel som Barnards stjärna.

Egentliga rörelser är namnet på hur stjärnorna verkar röra sig långsamt i förhållande till varandra när de ses från jorden.

Rörelsen beror på att alla stjärnor (inklusive solen) rör sig genom rymden med hundratals kilometer per sekund. Men eftersom de är så långt borta tar det lång tid för oss att se att de har rört sig, och även då krävs det ett kraftfullt teleskop för att se skillnaden. På grund av detta trodde de flesta människor länge att stjärnorna inte rörde sig alls. Till och med de gamla grekerna, som visste mycket om stjärnorna och upptäckte några av de andra sätt på vilka de rör sig, till exempel stjärnornas precession, upptäckte inte den egentliga rörelsen (även om de förmodligen misstänkte det).

Det bevisades inte att det fanns en egentlig rörelse förrän 1718 när Edmond Halley upptäckte att stjärnorna Sirius, Arcturus och Aldebaran hade rört sig från de platser de stod på stjärnkartor som Hipparchus hade ritat omkring 130 f.Kr. Men även efter mer än 1 800 år hade de rört sig mindre än en halv grad.

Egentliga rörelser är användbara för astronomer när de ska avgöra hur långt bort en stjärna är från jorden eftersom stjärnor som är nära har en större egentlig rörelse (vilket innebär att de rör sig snabbare över himlen) än stjärnor som är längre bort. Barnards stjärna har till exempel den största egenrörelsen av alla stjärnor och rör sig 10,3 bågsekunder per år. Detta motsvarar en kvarts grad, eller halva månens diameter på himlen, på bara 87 år. Den är den näst närmaste stjärnan till jorden på 5,98 ljusår avstånd. Dessutom är åtta av de tio stjärnorna med de största egenrörelserna mindre än 15 ljusår bort.

Vad exakt mäter man?

Egentlig rörelse är en vinkeländring på himlen — hur många bågsekunder eller millibågsekunder (mas) en stjärnas position flyttar sig per år sett från jorden. Den visar stjärnans rörelse i planet vinkelrätt mot vår siktlinje (transversal rörelse), inte rörelsen direkt mot eller ifrån oss (radial rörelse), som mäts med dopplereffekten i spektrallinjer.

Komponenter och omvandling till hastighet

En stjärnas egentliga rörelse anges ofta i två komponenter: en i rektascension (RA) och en i deklination (Dec). På grund av koordinatsystemets geometri multipliceras ofta RA-komponenten med cos(deklination) när man räknar ut den verkliga vinkelrörelsen i himlens plan. Den totala egentliga rörelsen μ är

μ = sqrt(μₐ² + μ_δ²) (där μₐ är RA-komponenten, ofta redan korrigerad med cos δ, och μ_δ är deklinationskomponenten).

För att få den tvärgående (transversala) hastigheten i km/s används formeln

V_t (km/s) = 4.74 × μ (arcsec/yr) × d (pc)

Faktorn 4,74 kommer från omräkning mellan astronomiska enheter per år och km/s. Exempel: Barnards stjärna har μ ≈ 10,3"/år och ligger ungefär 1,83 parsec (5,98 ljusår) bort. Då blir V_t ≈ 4,74 × 10,3 × 1,83 ≈ 89 km/s — alltså rör den sig snabbt i förhållande till solen i projektionen på himlen.

Hur mäts egentliga rörelser?

Historiskt använde astronomer jämförelser mellan gamla stjärnkataloger och nya observationer, senare fotograferade stjärnhimlar på glasplåtar för att mäta förflyttningar. Under 1900-talet gav fotografiska och elektroniska mätningar en stadig förbättring. På 1990-talet revolutionerade den europeiska rymdmissionen Hipparcos vår kunskap genom högprecisionsastrometri för tiotusentals stjärnor. Idag ger rymdmissionen Gaia positioner och egentliga rörelser för över en miljard stjärnor med noggrannhet i millibågsekunder (mas) ned till mikro-bågsekundernas (μas) nivå för ljusstarka stjärnor.

Varför egentliga rörelser är viktiga

• De hjälper att skilja nära stjärnor från avlägsna — nära stjärnor visar generellt större egenrörelse.
• Tillsammans med parallax (avstånd) och radialhastighet kan man bestämma en stjärnas fullständiga rymdhastighet och därigenom studera galaxens dynamik, stjärnans ursprung och rörelse i grupper eller strömmar.
• Egentliga rörelser avslöjar också närliggande dolda följeslagare (t.ex. oanade planeter eller bruna dvärgar) genom små avvikelser i en stjärnas bana, och gör det enklare att förutse framtida nära möten mellan stjärnor och vårt solsystem.

Begränsningar och särskilda effekter

Observerad egentliga rörelse är bara den projicerade rörelsen på himlen. Den innehåller inte information om rörelse i synlinjen — det kräver spektral radialhastighet. Dessutom kan perspektiveffekter (till exempel när ett föremål rör sig snabbt mot eller bort från oss) ändra den observerade vinkelrörelsen över tid (s.k. perspektivacceleration). För mycket avlägsna objekt blir egenrörelser så små att även moderna instrument måste mäta i milliarcsekunder per år eller ännu mindre.

Frågor och svar

F: Vad är en egen rörelse?

F: Hur uppstår egenrörelse?

F: När upptäcktes egenrörelsen för första gången?

Fråga: Hur långt hade stjärnorna rört sig efter 1 800 år?

F: Vad är den egentliga rörelsen användbar för?

F: Vilken stjärna har den största egenrörelsen?

Sök med bokstav