Как определить направление движения солнца пространстве

Как определить направление движения солнца пространстве

Брадлей в 1742 году обнаружил, что средние собственные движения звёзд почти по всему небу отличны от нуля и параллельны некоторому определенному направлению в пространстве. Естественно рассматривать это явление как результат движения Солнца относительно близких к нему звёзд. Изучение движения Солнца в пространстве явилось исторически первой задачей по исследованию звёздной кинематики.

Точка на небесной сфере, к которой направлено движение Солнца, называется апексом движения Солнца, или просто апексом, а диаметрально противоположная ей точка на небесной сфере — антиапексом. Само движение Солнца относительно окружающих его звёзд носит название движения к апексу. Составляющую собственного движения звёзд, вызванную движением Солнца к апексу, иногда называют, как уже говорилось в одной из предыдущих лекций, вековым параллаксом.

Можно рассматривать движение Солнца к апексу относительно всех наблюдаемых звёзд, или же относительно звёзд, отобранных по какому-либо признаку. В пространстве нет выделенной системы отсчёта, относительно которой можно было бы определить движение Солнца. Чтобы определить систему отсчёта, вводят понятие центроида группы объектов. Центроид задается всеми объектами рассматриваемой группы, а скоростью центроида считается средняя скорость движения этих объектов. Каждый из объектов, входящий в рассматриваемую группу (в том числе Солнце), имеет свою, так называемую пекулярную или остаточную скорость относительно центроида этих объектов. Очевидно, что сумма скоростей всех объектов относительно их центроида равна нулю. Центроид можно определить как точку, занимаемую Солнцем, движущуюся относительно его же со скоростью, равной средней скорости объектов в данном элементарном макроскопическом объеме пространства. Этот объем должен быть достаточно велик, чтобы в него попадало много объектов, но при этом составлять малую долю объема всей звёздной системы. Понятие центроида применимо к любой точке объема Галактики. При таком определении понятия центроида звёздная система приобретает свойство непрерывности , а скорости центроидов определяют ее поле скоростей .

Движение Солнца относительно центроида визуально ярких звёзд до 5 m — 6 m , среди которых встречаются как близкие звёзды, так и далекие гиганты и сверхгиганты, получило название стандартного движения Солнца . Округленные значения сферических экваториальных координат точки неба, в которую направлен вектор остаточной скорости Солнца (координаты стандартного апекса) приняты равными A=18 h , D=+30&#176, а величина скорости движения к апексу равна V₀ = 19.5 км/с. Соответствующие координаты стандартного апекса в галактической системе координат есть L = 56&#176, B = +23&#176. Компоненты скорости Солнца в галактической системе координат получим по формулам:

Отсюда возможно и обратное преобразование:

Для стандартного апекса в галактической системе координат имеем: u₀ = -10.2км/с, v₀ = +15.1 км/с, w₀ = +7.4 км/с.

Кроме выделяют так называемое основное движение Солнца , относя его к центроиду близких (в пределах, например, 25 пк от Солнца) звёзд главной последовательности. Оно определяется следующими величинами: V₀ = 15.5 км/с, L = 45&#176, B = +24&#176. Определение движения Солнца относительно этой группы звёзд более обосновано, чем определение движения относительно разнородной совокупности ярких звёзд.

Наконец, движение Солнца относительно центра инерции Галактики получится прибавлением к основному движению Солнца линейной скорости вращения Галактики на солнечном галактоцентрическом расстоянии, с которой, по предположению, движется центроид окружающих Солнце близких звёзд.

Определить движение Солнца относительно избранного центроида нетрудно по лучевым скоростям объектов, определяющих центроид. Если известны расстояния до объектов, компоненты движения Солнца можно определить и по собственным движениям. Для определенности возьмем объектами нашей выборки звёзды, хотя скорость Солнца можно определять и относительно звёздных скоплений, отдельных газовых облаков, планетарных туманностей и других объектов.

Пусть единственной, кроме остаточной скорости звезды, составляющей движения является отражение движения Солнца в пространстве. Тогда для лучевых скоростей и собственных движений можно записать:

В выражениях (9-3) в правых частях штрихами обозначены остаточные компоненты скорости звезды, которые для больших объемов выборок должны согласно определению центроида в среднем компенсироваться. Поэтому можно принять их равными нулю и использовать выражения (9-3) для получения оценок величин компонентов движения Солнца в пространстве методом наименьших квадратов.

Движение Солнца в пространстве, как величина, определяющая систему отсчёта скоростей в Галактике, неоднократно определялось разными авторами относительно различных центроидов. В таблице 9-1 приведены некоторые из этих определений, взятые из работ различных исследователей. В первом столбце таблицы указаны объекты, относительно которых определено пространственное движение Солнца, а в шести последующих — величина этого движения.

Для наименьших значений движения Солнца (первые шесть строк таблицы 9-1) ошибки каждого компонента составляют (1 — 2) км/c, для остальных — несколько больше. Хорошо видно, что движение Солнца в пространстве разделяет объекты Галактики по кинематическим признакам на две подсистемы. К первой подсистеме относится большинство звёзд окрестностей Солнца с умеренными скоростями, к этой же подсистеме относятся рассеянные звёздные скопления и зоны HII, при этом более старые объекты показывают несколько большее движение. Очень сильно от этих подсистем отличаются по кинематическим признакам шаровые звёздные скопления, звёзды типа RR Лиры и субкарлики. Отметим, что межзвёздная среда по кинематическим характеристикам не отличается от большинства звёзд окрестностей Солнца.

Отдельно рассмотрим определение скорости Солнца относительно звёзд с круговыми галактическими орбитами. Дело в том, что имеется способ однозначно, независимо от выборки объектов определить точку отсчёта скоростей в окрестности Солнца, связав ее с круговой скоростью движения в Галактике , определив ее как скорость движения по круговой орбите на расстоянии Солнца от центра Галактики. У звёзд, движущихся по орбитам близким к круговым, остаточные скорости должны быть близки к нулю. Для определения движения Солнца относительно центроида звёзд, движущихся по круговым орбитам, необходимо создать большую выборку звёзд и постепенно удалять из нее звёзды с большими остаточными скоростями. В первой строке таблицы 9-1 движение Солнца было определено по выборке ОВ-звёзд окрестностей Солнца (около 450 звёзд), половина из которых была удалена как имеющая наибольшие остаточные скорости относительно среднего значения. Такой выбор базового центроида фиксирует систему отсчёта к наиболее молодым близким звездам поля, которые, по предположению, должны двигаться по круговым орбитам, как и межзвёздная среда, из которой они образовались. (Последнее утверждение верно лишь приблизительно, поскольку, как будет отмечено ниже, основная масса близких ОВ-звёзд принадлежит движущемуся относительно круговой скорости на солнечном галактоцентрическом расстоянии Поясу Гулда.) Одновременно и остаточные скорости самых разных объектов можно изучать относительно одного центроида, связанного физически с Галактикой в целом.

Движение Солнца в пространстве определяет систему отсчёта скоростей в окрестностях Солнца, так называемую локальную систему покоя (английская аббревиатура — LSR).

Источник

Движение Солнца

Движение Солнца, а также планет по сфере неба отражает только их видимое перемещение, кажущееся земному наблюдателю. При всём этом любые колебания не имеют никакого отношения к суточному вращению нашей планеты. Ведь оно, в свою очередь, воспроизводится вращением небесной сферы.

Особенности протекания процесса

Движение Солнца является практически равномерным, но не полностью, в связи с эксцентриситетом земной орбиты. Оно перемещается по большому кругу сферы (эклиптике) и делает полноценный оборот за отрезок времени, равный одному сидерическому году. Если измерять его в днях, он составит 365,2564 суток. Основное отличие от классического года, в рамках которого происходит смена сезонов, заключается в прецессии земной оси.

Смена экваториального нахождения

Когда звезда располагается в зоне весеннего равноденствия, восхождение приравнивается к нулю. С каждым днём этот показатель увеличивается, и, в конце концов, равняется 90 градусов, в то время как склонение достигает своего максимального уровня, равного +23 градуса 26 минут.
После этого наблюдается заметное увеличение прямого восхождения и полное уменьшение склонения. В итоге в области осеннего равноденствия значение равняется 180 градусов соответственно. После этого происходит увеличение прямого восхождения, а на пике зимнего солнцестояния показатель равняется 270 градусов. Склонение, в свою очередь, начинает равняться 23 градуса 26 минут. Затем оно идёт на возрастание.

Видимое годовое перемещение Солнца

Годовое движение Солнца имеет вполне разумное и логичное объяснение. Действует специальная схема, позволяющая описать этот феном более подробно. На ней отображено, что исходя из положения Земли, можно наблюдать Солнце на фоне неодинаковых созвездий. Он будет понимать, что оно постоянно перемещается. Данное движение – своего рода отражение обращения Земли вокруг нашей звезды. За год произойдёт её полный оборот.

Большой круг в области небесной сферы, где осуществляется видимое годовое движение звезды, получил название эклиптики. Это греческое слово. Если перевести его на русский язык, можно получить «затмение». Круг получил именно такое название в связи с тем, что явление происходит исключительно при нахождении обоих светил на одном этом круге. Стоит также принять во внимание тот факт, что плоскость эклиптики полностью совпадает с плоскостью земной орбиты.

Наряду с этим постоянное движение Солнца по эклиптике наблюдается в аналогичной направленности, в которой происходит постоянное перемещение планеты по орбите (то есть движение по направлению к востоку). На протяжении года звезда последовательно проходит к эклиптике 12 созвездий, за счёт которых и формируется зодиакальный пояс (все известные знаки зодиака).

По той простой причине, что экваториальная плоскость наклонена к земной орбите на отметку в 23 градуса 27 минут, небесный экватор также располагается под углом по отношению к эклиптике. Значение его является таким же. Однако этот параметр не является постоянным. Ведь на планету Земля постоянно действуют силы притяжения Луны и Солнца.

Так в 1896 году в процессе утверждения астрономических постоянных единиц было принято решение о том, что наклон стоит считать по значении, 23 градуса 27 минут 8 секунд.

Небесный экватор и эклиптическая плоскость

Чтобы объяснить движение Солнца более логично и детально, необходимо рассмотреть процессы, протекающие на небесном экваторе. Эклиптика пересекается с ним в двух зонах. Их официальные названия – точки равноденствия. В них наша звезда находится в марте (21) и сентябре (23). Именно в эти дни на планете Земля день и ночь равны.

Эклиптические точки, которые отстоят от точек равноденствий на 90 градусов, именуются точками солнцестояний. Именно в них звезда находится в максимально высоком и низком положении по отношению к экватору неба. В первом случае, где Солнце располагается высоко, речь идёт о летнем солнцестоянии, которое приходится на 22 июня. Во втором, где Солнце низко – о зимнем (22 декабря).

Экваториальные координаты

Движение Солнца подразумевает неравномерное изменение на протяжении года координат. Происходит это из-за того, что Солнце немного хаотично перемещается по эклиптике, которая к тому же наклонена к экватору. Около ½ части своего видимого годового пути звезда проходит за отрезок времени в 186 суток – в период с 21 марта по 23 сентября. Что касается ещё ½ части, на неё остаётся 179 суток в оставшуюся часть года.

Такая неравномерность вызвана тем, что земля в течение всего периода обращения вокруг звезды перемещается по орбите с неодинаковой скоростью. Солнце располагается в одном из фокусов эклиптики. Второй закон Кеплера гласит, что линия, которая соединяет эти небесные объекты, за равные отрезки времени описывает одинаковые площади. Поэтому получается, что в зимнее время года наблюдается быстрое движение планеты, а в летнее – медленное.

Таким образом, в областях, где Солнце перемещается, происходят разные события, и некоторые из них до сих пор непонятны учёным. Они зависят от степени отдалённости звезды от нашей планеты, а также от ряда других событий, происходящих в космическом пространстве. Учёные до сих пор изучают данный феномен, поэтому окончательного ответа на вопрос, связанный с перемещением Солнца, пока не имеется.

Источник