Movimento próprio
Movimento própriode umaestrelarefere-se ao movimento da estrelaperpendicularmenteàlinha de visadade um observador naTerra.[1]O movimento é dito "próprio" por pertencer a estrela e não ao céu, que parece girar e carregar todas as estrelas com ele.[2]
Numa primeira análise, as estrelas parecem estar fixas no céu, em relação umas às outras. Uma observação mais cuidadosa revelará que as estrelas mudam lentamente de posição pois cada estrela possui seu próprio movimento.[2][3]
As estrelas possuem dois tipos de movimentos que podem ser observados de nossa posição na Terra, o movimento próprio (perpendicular à linha de visada) e o movimento radial (ao longo da linha de visada). Este último não pode ser visto como um deslocamento no céu (uma vez que está se aproximando ou se afastando sobre a linha de visada), mas pode ser medido através do deslocamentoDopplerdaslinhas espectraisda luz emitida pela estrela.[1][4]
O movimento próprio que a estrela descreve naesfera celestepode ainda ser decomposto em duascoordenadas:o movimento próprio emascensão retae o movimento próprio dedeclinação.[3] O efeito do movimento próprio na posição aparente da estrela é pequeno, devido à grande distância que nos separa das estrelas[4]e é usualmente, medido em "/ano (segundos de arco por ano).[1][3]
História
editarO movimento próprio das estrelas foi descoberto pela primeira vez pelo astrônomo inglêsEdmund Halleyem 1718, quando relatou que algumas estrelas comoSirius,Arcturus,PrócioneAldebaranhaviam se movido de meio a um grau desde a medição efetuada pelos astrônomos gregos da antiguidadeHiparcoePtolomeu,cerca de 1700 anos antes.[1][2][4]
Em 1916 o astrônomoEdward Emerson Barnarddescobriu uma estrela (na constelação do Ophiuchus), invisível ao olho nu e que possuía o maior movimento próprio medido até então, de 10,3 "/ano, essa estrela ficou conhecida como a" Estrela de Barnard ".[2][4]
| Estrela | Movimento
próprio ( "/ano) |
Número de anos necessários para
um desvio do diâmetro da lua cheia |
|---|---|---|
| Estrela de Barnard | 10,3 | 181 |
| Estrela de Kapteyn | 8,76 | 213 |
| Groombridge 1830 | 7,05 | 265 |
| Cordoba 31353 | 6,90 | 270 |
| Lacaille 9352 | 6,87 | 271 |
| Cordoba 32416 | 6,11 | 305 |
| Ross 619 | 5,40 | 345 |
| 61 Cygni | 5,27 | 354 |
| 22H Camelopardis | 4,78 | 390 |
| Epsilon Indi | 4,70 | 397 |
Referências
- ↑abcdKepler de Souza Oliveira Filho, Maria de Fátima Oliveira Saraiva (2004). «Cap.25 - Nossa galáxia: a Via Láctea».Astronomia e astrofísica2 ed. São Paulo: Livraria da Física. p. 587-589.ISBN85-88325-23-3
- ↑abcdeIsaac Asimov (1981). «Cap.3 - O problema da distância».Alpha Centauri.Rio de Janeiro: Francisco Alves. p. 37-42
- ↑abcBoczko, Roberto (1984). «Cap.12-O movimento próprio das estrelas».Conceitos de Astronomia.São Paulo: Edgard Blücher. p. 242-243
- ↑abcdGastão Bierrenbach Lima Neto (2020). «Cap.3 - Movimento, forma e perspectiva: variação de coordenadas».Astronomia de Posição.[S.l.]: Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da USP. p. 97-99.Consultado em 29 de dezembro de 2021