СОБСТВЕННЫЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЁЗД
видимые
угловые перемещения звёзд по небесной сфере за год. С. д. з. являются следствием
как действительных (т. н. пекулярных) перемещений звёзд в пространстве,
так и кажущихся (т. н. параллактических) смещений, представляющих собой
отражение движения Солнечной системы (вместе с Землёй) в пространстве.
Периодич. изменение положения звёзд с годовым периодом (годичный параллакс)
вследствие
движения Земли вокруг Солнца в С. д. з. не входит. Знание С. д. з. важно
при построении фундаментальных систем сферических
координат (фундаментальных
звёздных
каталогов), опирающихся на точные положения звёзд, а также при изучении
кинематики звёздных систем (совместно с лучевыми скоростями и параллаксами).
Обычно С. д. з. не превышают по величине сотых долей угловой секунды, редко
достигая десятых долей и ещё реже целых секунд дуги. Наибольшее собств.
движение - 10",27 имеет звезда Барнарда 9,7 звёздной величины, находящаяся
в созвездии Змееносца.
В древности звёзды считались неподвижно
укреплёнными на небосводе. Но уже китайский астроном И Син (683- 727 н.
э.), сравнивая полученные взаиморасположения звёзд в созвездии Стрельца
с наблюдениями предшественников, высказал предположение об изменении угловых
расстояний между звёздами со временем. В 16 в. Дж. Бруно утверждал,
что, как и все тела во Вселенной, звёзды участвуют в непрерывном движении
и изменении. Впервые С. д. з. обнаружил Э. Галлей (1718) у трёх
ярких звёзд: Альдебарана, Сириуса и Арктура, из сопоставления совр. ему
координат с координатами в Альмагесте Птолемея. В 1742 Дж. Брадлей высказал
предположение, что С. д. з. представляют собой отражение движения Солнца
в пространстве. В кон. 18 - нач. 19 вв. начали появляться каталоги С. д.
з. В последующие годы было показано, что пекулярные движения звёзд, а следовательно
и С. д. з., следует считать беспорядочными с известной осторожностью, в
движении звёзд в пространстве имеются общие закономерности (движение звёзд
скоплений, галактическое вращение).
Определение С. д. з. из-за малости их величины
сопряжено с большими трудностями и требует значит, времени для проведения
наблюдений. Визуальный метод определений С. д. з. основан на сравнении
экваториальных координат звёзд, полученных на меридианных инструментах
в разные годы, как правило, на разных обсерваториях. Однако при таких определениях
трудно учитывать все ошибки используемых каталогов, причём практически
невозможно наблюдать звёзды слабее десятой звёздной величины. Фотографич.
метод, удобный для массового определения С. д. з., основан на сравнении
двух или более астрофотографий изучаемой области неба, разделённых промежутком
времени, достаточным, чтобы смещения изображений звёзд на фотографиях могли
быть измерены уверенно. Фотографич. метод позволяет определять С. д. з.
с точностью, в среднем равной ±0,003". К 70-м гг. 20 в. известны собственные
движения более чем 250 000 звёзд. Примером каталогов С. д. з. являются
каталоги Астрономического об-ва (ACK) и каталог Смитсоновской астрофизической
обсерватории (АО) (см. Звёздные каталоги).
С. д. з., полученные визуальным методом,
относятся к инерциальной системе координат, определяемой положениями звёзд,
содержащихся в использованном фундаментальном каталоге. При фотографич.
же определениях собственные движения определяются относительно небольшой
группы т. н. опорных звёзд в исследуемой области, среднее движение к-рых
принимается равным нулю. Для перехода к инерциальной системе координат
(эта операция паз. абсолютизацией координат) полагают, что среднее движение
совокупности опорных звёзд является параллактическим и вычисляют его из
статистич. соображений, либо для этой цели используют изображения галактик,
объектов, практически неподвижных на небесной сфере.
Лит.: Паренаго П. П., Курс звёздной
астрономии, 3 изд , M., 1954. В. В. Подобед.
А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я