Proper motion
યોગ્ય ગતિ એ વધુ દૂરના તારાઓની અમૂર્ત પૃષ્ઠભૂમિની સરખામણીમાં, સૂર્યમંડળના દળના કેન્દ્રમાંથી જોવામાં આવતા તારાઓ અથવા આકાશમાં અન્ય અવકાશી પદાર્થોના સ્પષ્ટ સ્થળોએ જોવા મળતા ફેરફારોનું એસ્ટ્રોમેટ્રિક માપ છે. વિષુવવૃત્તીય સંકલન પ્રણાલીમાં યોગ્ય ગતિ માટેના ઘટકો (આપેલ યુગના, ઘણીવાર J2000.0) જમણા આરોહણ (μα) અને ઘટાડાની (μδ) દિશામાં આપવામાં આવે છે. તેમનું સંયુક્ત મૂલ્ય કુલ યોગ્ય ગતિ (μ) તરીકે ગણવામાં આવે છે. તેમાં સમય દીઠ ખૂણાના પરિમાણો હોય છે, સામાન્ય રીતે દર વર્ષે આર્કસેકન્ડ્સ અથવા દર વર્ષે મિલીઅરસેકન્ડ્સ. યોગ્ય ગતિ, અંતર અને ત્રિજ્યા વેગનું જ્ઞાન સૌરમંડળની સંદર્ભ ફ્રેમમાંથી પદાર્થની ગતિ અને સંદર્ભની તારાવિશ્વ ફ્રેમમાંથી તેની ગતિની ગણતરીને મંજૂરી આપે છે-જે સૂર્યના સંદર્ભમાં ગતિ છે, અને સંકલન પરિવર્તન દ્વારા, જે આકાશગંગાના સંદર્ભમાં છે. સદીઓ દરમિયાન, તારાઓ એકબીજાના સંદર્ભમાં લગભગ નિશ્ચિત સ્થિતિ જાળવી રાખતા હોવાનું જણાય છે, જેથી તેઓ ઐતિહાસિક સમય દરમિયાન સમાન નક્ષત્રોની રચના કરે. ઉદાહરણ તરીકે, ઉર્સા મેજર અથવા ક્રુક્સ હવે લગભગ તે જ દેખાય છે જે તેમણે સેંકડો વર્ષ પહેલાં કર્યું હતું. જો કે, ચોક્કસ લાંબા ગાળાના અવલોકનો દર્શાવે છે કે નક્ષત્રો ખૂબ જ ધીમે ધીમે આકાર બદલે છે, અને દરેક તારાની સ્વતંત્ર ગતિ હોય છે. આ ગતિ સૂર્ય અને સૌર મંડળની સાપેક્ષ તારાઓની હિલચાલને કારણે થાય છે. સૂર્ય ધનુરાશિ A * ની ત્રિજ્યામાં આકાશગંગાના કેન્દ્રની આસપાસ લગભગ 220 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે લગભગ ગોળાકાર ભ્રમણકક્ષા (સૌર વર્તુળ) માં પ્રવાસ કરે છે, જેને આ ત્રિજ્યામાં આકાશગંગાના પરિભ્રમણના દર તરીકે લઈ શકાય છે. કોઈપણ યોગ્ય ગતિ એ દ્વિ-પરિમાણીય વેક્ટર છે (કારણ કે તે દૃષ્ટિની રેખાના દિશાના ઘટકને બાકાત રાખે છે) અને તે બે જથ્થા અથવા લાક્ષણિકતાઓ ધરાવે છેઃ તેનો સ્થિતિ કોણ અને તેની તીવ્રતા. પ્રથમ આકાશી ગોળા પર યોગ્ય ગતિની દિશા છે (0 ડિગ્રી એટલે કે ગતિ ઉત્તર છે, 90 ડિગ્રી એટલે કે ગતિ પૂર્વ છે, (મોટાભાગના આકાશના નકશા અને અવકાશ દૂરબીનની છબીઓ પર બાકી છે) અને બીજું તેની તીવ્રતા છે, જે સામાન્ય રીતે દર વર્ષે આર્કસેકંડમાં દર્શાવવામાં આવે છે (પ્રતીકોઃ આર્કસેક/વર્ષ, તરીકે/વર્ષ, ′′/વર્ષ, ′′ વર્ષ-1) અથવા દર વર્ષે મિલીઅરકસેકન્ડ (પ્રતીકોઃ માસ/વર્ષ, માસ વર્ષ-1). યોગ્ય ગતિને વૈકલ્પિક રીતે સતત યુગના સંદર્ભમાં તારાના જમણા આરોહણ (μα) અને ઘટાડા (μδ) માં દર વર્ષે કોણીય ફેરફારો દ્વારા વ્યાખ્યાયિત કરી શકાય છે. પરંપરા દ્વારા યોગ્ય ગતિના ઘટકો નીચે મુજબ આવે છે. ધારો કે કોઈ પદાર્થ સમય Δt માં કોઓર્ડિનેટ્સ (α1, δ1) થી કોઓર્ડિનેટ્સ (α2, δ2) તરફ આગળ વધે છે. યોગ્ય ગતિઓ આના દ્વારા આપવામાં આવે છેઃ યોગ્ય ગતિની તીવ્રતા પાયથાગોરિયન પ્રમેય દ્વારા આપવામાં આવે છેઃ તકનીકી રીતે સંક્ષિપ્તમાંઃ જ્યાં δ એ ઘટાડો છે. ધ્રુવોથી દૂર જમણા આરોહણની રેખાઓ (કલાકો) પહોળી કરવા માટે cos2δ માં પરિબળ જવાબદાર છે, જે ઘટાડામાં આકાશી ધ્રુવ પર નિશ્ચિત કાલ્પનિક પદાર્થ માટે શૂન્ય છે. આમ, જમણા આરોહણના કલાકોમાં ભ્રામક રીતે વધુ પૂર્વ અથવા પશ્ચિમ વેગ (α માં કોણીય ફેરફાર) ને નકારવા માટે એક ગુણાંક આપવામાં આવે છે, જે આગળ તે આકાશમાં પૃથ્વીની પરિભ્રમણની ધરીની ઉપર અને નીચે કાલ્પનિક અનંત ધ્રુવો તરફ હોય છે. યોગ્ય ગતિનો ઘટક બનવા માટે cosδ દ્વારા ગુણાકાર થવો આવશ્યક એવા પરિવર્તનને કેટલીકવાર "જમણા આરોહણમાં યોગ્ય ગતિ" અને "ઘટાડામાં યોગ્ય ગતિ" તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. જો જમણા આરોહણમાં યોગ્ય ગતિને cosδ દ્વારા રૂપાંતરિત કરવામાં આવી હોય, તો પરિણામને μα * તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. ઉદાહરણ તરીકે, હિપ્પાર્કોસ કેટલોગ (એચ. આઈ. પી.) માં યોગ્ય આરોહણમાં યોગ્ય ગતિના પરિણામોને પહેલેથી જ રૂપાંતરિત કરવામાં આવ્યા છે. તેથી, જમણા આરોહણ અને ઘટાડામાં વ્યક્તિગત યોગ્ય ગતિને અન્ય વિવિધ તારાઓની ગતિની સીધી ગણતરી માટે સમકક્ષ બનાવવામાં આવે છે. સ્થિતિ કોણ θ આ ઘટકો સાથે આ રીતે સંબંધિત છેઃ વિષુવવૃત્તીય કોઓર્ડિનેટ્સમાં ગતિને તારાવિશ્વ કોઓર્ડિનેટ્સમાં ગતિમાં રૂપાંતરિત કરી શકાય છે. ઉદાહરણો આકાશમાં જોવા મળતા મોટાભાગના તારાઓ માટે, અવલોકન કરાયેલ યોગ્ય ગતિ નાની અને નોંધપાત્ર નથી. આવા તારાઓ ઘણીવાર કાં તો મંદ હોય છે અથવા નોંધપાત્ર રીતે દૂર હોય છે, તેમાં દર વર્ષે 0.01 ઇંચથી ઓછા ફેરફારો હોય છે, અને ઘણા સહસ્ત્રાબ્દીમાં નોંધપાત્ર રીતે આગળ વધતા દેખાતા નથી. કેટલાકમાં નોંધપાત્ર ગતિ હોય છે, અને તેમને સામાન્ય રીતે ઉચ્ચ-સચોટ ગતિ તારાઓ કહેવામાં આવે છે. ગતિઓ લગભગ દેખીતી રીતે અવ્યવસ્થિત દિશામાં પણ હોઈ શકે છે. બે અથવા વધુ તારાઓ, બેવડા તારાઓ અથવા ખુલ્લા તારા સમૂહ, જે સમાન દિશામાં આગળ વધી રહ્યા છે, કહેવાતી વહેંચાયેલ અથવા સામાન્ય યોગ્ય ગતિ (અથવા સી. પી. એમ.) દર્શાવે છે. ), સૂચવે છે કે તેઓ ગુરુત્વાકર્ષણથી જોડાયેલા હોઈ શકે છે અથવા અવકાશમાં સમાન ગતિ શેર કરી શકે છે. "બર્નાર્ડનો તારો તમામ તારાઓની સૌથી મોટી યોગ્ય ગતિ ધરાવે છે, જે 10.3" "વર્ષ-1 પર આગળ વધી રહ્યો છે". મોટી યોગ્ય ગતિ સામાન્ય રીતે ભારપૂર્વક સૂચવે છે કે કોઈ પદાર્થ સૂર્યની નજીક છે. લગભગ 6 પ્રકાશ વર્ષ દૂર બર્નાર્ડ સ્ટાર માટે આવું જ છે. સૂર્ય અને આલ્ફા સેન્ટોરી પ્રણાલી પછી, તે સૌથી નજીકનો જાણીતો તારો છે. 9. 54 ની સ્પષ્ટ તીવ્રતા સાથે લાલ દ્વાર્ફ હોવાથી, તે ટેલિસ્કોપ અથવા શક્તિશાળી દૂરબીન વિના જોવા માટે ખૂબ જ અસ્પષ્ટ છે. નગ્ન આંખને દેખાતા તારાઓમાંથી 61 સિગની એ (તીવ્રતા વી = 5.20) ની સૌથી વધુ યોગ્ય ગતિ 5.281 ′′ yr−1 છે, જે ગ્રૂમ્બ્રિજ 1830 (તીવ્રતા વી = 6.42) ને ઘટાડે છે, યોગ્ય ગતિઃ 7.058 ′′ yr−1. 1 પ્રકાશ વર્ષ દૂર દર વર્ષે 1 આર્કસેકની યોગ્ય ગતિ 1.4 કિમી/સેકન્ડની સાપેક્ષ અનુપ્રસ્થ ગતિને અનુરૂપ છે. બર્નાર્ડના તારાની અનુપ્રસ્થ ઝડપ 90 કિમી/સેકન્ડ છે અને તેનો ત્રિજ્યા વેગ 111 કિમી/સેકન્ડ (લંબ (જમણી બાજુએ, 90° ખૂણો) છે, જે 142 કિમી/સેકન્ડની સાચી અથવા "અવકાશ" ગતિ આપે છે. સાચા અથવા નિરપેક્ષ ગતિને યોગ્ય ગતિ કરતાં માપવી વધુ મુશ્કેલ છે, કારણ કે સાચા ત્રાંસી વેગમાં યોગ્ય ગતિ ગુણાકાર અંતરનો ગુણાકાર સામેલ હોય છે. આ સૂત્ર દ્વારા બતાવ્યા પ્રમાણે, સાચા વેગ માપન અંતર માપન પર આધારિત છે, જે સામાન્ય રીતે મુશ્કેલ હોય છે. 1992માં રો એક્વિલા એ પ્રથમ તારો બન્યો હતો જેણે તેના બેયર હોદ્દાને પડોશી નક્ષત્રમાં ખસેડીને અમાન્ય બનાવ્યો હતો-તે હવે ડેલ્ફિનસમાં છે. ખગોળશાસ્ત્રમાં ઉપયોગીતા મોટા યોગ્ય ગતિવાળા તારાઓ નજીક હોય છે; મોટાભાગના તારાઓ એટલા દૂર હોય છે કે તેમની યોગ્ય ગતિ ખૂબ જ ઓછી હોય છે, જે દર વર્ષે આર્કસેકન્ડના થોડા હજારમા ભાગના ક્રમમાં હોય છે. ઘણા વર્ષોના અંતરે લેવામાં આવેલી ફોટોગ્રાફિક આકાશ સર્વેક્ષણ છબીઓની સરખામણી કરીને ઉચ્ચ યોગ્ય ગતિ તારાઓના લગભગ સંપૂર્ણ નમૂનાઓનું નિર્માણ કરવું શક્ય છે. પાલોમર સ્કાય સર્વે એ આવી છબીઓનો એક સ્રોત છે. ભૂતકાળમાં, આંખ દ્વારા છબીઓની તપાસ કરવા માટે બ્લિંક કમ્પેરેટર્સનો ઉપયોગ કરીને ઉચ્ચ યોગ્ય ગતિ પદાર્થોની શોધ હાથ ધરવામાં આવતી હતી. છબી ભિન્નતા જેવી વધુ આધુનિક તકનીકો ડિજિટાઇઝ્ડ છબીઓને સ્કેન કરી શકે છે, અથવા ઉપગ્રહો દ્વારા મેળવેલા સ્ટાર કેટલોગ સાથે સરખામણી કરી શકે છે. જેમ કે આ સર્વેક્ષણોના કોઈપણ પસંદગીના પૂર્વગ્રહ સારી રીતે સમજી શકાય છે અને માત્રાત્મક છે, અભ્યાસોએ અદ્રશ્ય તારાઓની વધુ અને અનુમાનિત માત્રાની પુષ્ટિ કરી છે-દાખલા તરીકે, તેજને ધ્યાનમાં લીધા વિના, તેમને વધુ અભ્યાસ કરીને વધુ છતી કરે છે અને પુષ્ટિ કરે છે. આ પ્રકારના અભ્યાસો દર્શાવે છે કે નજીકના મોટાભાગના તારાઓ આંતરિક રીતે હલકા અને કોણીય રીતે નાના છે, જેમ કે લાલ દ્વાર્ફ. ગોળાકાર સમૂહની જેમ દૂરની તારાકીય પ્રણાલીમાં તારાઓના મોટા નમૂનાની યોગ્ય ગતિનું માપન, લિયોનાર્ડ-મેરિટ સમૂહ અંદાજકાર દ્વારા સમૂહના કુલ દળની ગણતરી કરવા માટે વાપરી શકાય છે. તારાઓના ત્રિજ્યા વેગના માપ સાથે, સમૂહના અંતરની ગણતરી કરવા માટે યોગ્ય ગતિનો ઉપયોગ કરી શકાય છે. આકાશગંગાના કેન્દ્રમાં સુપર-માસિવ બ્લેક હોલની હાજરીનું અનુમાન કરવા માટે તારાઓની યોગ્ય ગતિનો ઉપયોગ કરવામાં આવ્યો છે. આ બ્લેક હોલ એસ. જી. આર. એ * હોવાની શંકા છે, જેનું દળ 4.2x (સૌર દળ) છે. સ્થાનિક જૂથમાં તારાવિશ્વોની યોગ્ય ગતિની ચર્ચા રોઝરમાં વિગતવાર કરવામાં આવી છે. 2005માં, આકાશગંગાની બહાર 0.860 ± 0.028 Mpc સ્થિત, સ્થાનિક જૂથમાં ત્રીજી સૌથી મોટી અને એકમાત્ર સામાન્ય સર્પાકાર આકાશગંગા, ત્રિકોણાકાર આકાશગંગા M33ની યોગ્ય ગતિનું પ્રથમ માપન કરવામાં આવ્યું હતું. એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સીની ગતિ 2012 માં માપવામાં આવી હતી, અને એન્ડ્રોમેડા-દૂધ વે અથડામણની આગાહી લગભગ 4.5 અબજ વર્ષોમાં કરવામાં આવી છે. તારાવિશ્વોના એમ106 જૂથમાં એનજીસી 4258 (એમ106) આકાશગંગાની યોગ્ય ગતિનો ઉપયોગ 1999માં આ પદાર્થનું ચોક્કસ અંતર શોધવા માટે કરવામાં આવ્યો હતો. તે આકાશગંગામાં પદાર્થોની રેડિયલ ગતિનું માપન કરવામાં આવ્યું હતું જે સીધા પૃથ્વી તરફ અને તેનાથી દૂર આગળ વધી રહી હતી, અને આ જ ગતિ માત્ર યોગ્ય ગતિ સાથે પદાર્થો પર લાગુ થાય છે એમ ધારીને, અવલોકન કરાયેલ યોગ્ય ગતિ આકાશગંગાના અંતરની આગાહી કરે છે. પ્રારંભિક ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા યોગ્ય ગતિની શંકા કરવામાં આવી હતી (મેક્રોબિયસ અનુસાર, ઇ. સ. 400) પરંતુ એડમન્ડ હેલી દ્વારા 1718 સુધી પુરાવા પૂરા પાડવામાં આવ્યા ન હતા, જેમણે નોંધ્યું હતું કે સિરિયસ, આર્ક્ટુરસ અને એલ્ડેબરન લગભગ 1850 વર્ષ અગાઉ પ્રાચીન ગ્રીક ખગોળશાસ્ત્રી હિપ્પાર્કસ દ્વારા નક્કી કરવામાં આવેલી સ્થિતિથી અડધા ડિગ્રીથી વધુ દૂર હતા. વપરાયેલ "યોગ્ય" નો ઓછો અર્થ દલીલપૂર્વક અંગ્રેજીમાં છે (પરંતુ ન તો ઐતિહાસિક, ન તો અપ્રચલિત જ્યારે પોસ્ટપોઝિટિવ તરીકે ઉપયોગમાં લેવાય છે, જેમ કે "યોગ્ય શહેર") જેનો અર્થ થાય છે "સંબંધિત" અથવા "પોતાનું". "અયોગ્ય ગતિ" એ દેખીતી ગતિનો ઉલ્લેખ કરે છે જેને કોઈ પદાર્થના અંતર્ગત માર્ગ સાથે કોઈ લેવાદેવા નથી, જેમ કે પૃથ્વીની અક્ષીય પ્રગતિ અને નાના વિચલનો, 26,000-વર્ષના ચક્રની અંદર સારી રીતે પોષણને કારણે. ઉચ્ચ યોગ્ય ગતિ ધરાવતા તારાઓ હિપ્પાર્કોસ સૂચિમાંથી સૌથી વધુ યોગ્ય ગતિ ધરાવતા તારાઓ નીચે મુજબ છે. તેમાં ટીગાર્ડન્સ સ્ટાર જેવા તારાઓનો સમાવેશ થતો નથી, જે તે સૂચિ માટે ખૂબ જ અસ્પષ્ટ છે. સિમ્બાડ ખગોળશાસ્ત્રીય ડેટાબેઝ પર માપદંડ ક્વેરી કરીને તારાઓની વસ્તુઓની વધુ સંપૂર્ણ સૂચિ બનાવી શકાય છે. એચ. આઈ. પી. 67593 માટેનો આંકડો લગભગ ચોક્કસપણે એક ભૂલ છે, કદાચ કારણ કે તારો પ્રમાણમાં નજીકના તેજસ્વી દ્રશ્ય દ્વિસંગી સાથી ધરાવે છે; ડી. એસ. એસ. 2 અને એસ. ડી. એસ. એસ. 9 છબીઓ વચ્ચેની હિલચાલ તેના કરતા ઓછી છે. ગિયાએ તેના ડેટા રિલીઝ 2 માટે ઘણી ઓછી યોગ્ય ગતિ માપી, તેમ છતાં તેની અને તેના સંભવિત સામાન્ય-યોગ્ય-ગતિ સાથી એચ. આઈ. પી. 67594 વચ્ચે 15 ગણો લંબન. તેના અંતર અને ગતિનું સમાધાન કરવા માટે ડેટા રિલીઝ 3 માટે રાહ જોવી પડશે જે ખૂબ જ ઉચ્ચ યોગ્ય ગતિ પદાર્થોનું સારી રીતે વિશ્લેષણ કરે તેવી અપેક્ષા છે. એસ્ટ્રોનોમિકલ કોઓર્ડિનેટ સિસ્ટમ્સ ગેલેક્સી રોટેશન કર્વ લિયોનાર્ડ-મેરિટ માસ એસ્ટિમેટર આકાશગંગા વિશિષ્ટ વેગ રેડિયલ વેગ સંબંધિત વેગ સોલર એપેક્સ સ્પેસ વેલોસિટી (ખગોળશાસ્ત્ર) ખૂબ લાંબી-બેઝલાઇન ઇન્ટરફેરોમેટ્રી સંદર્ભો બાહ્ય કડીઓ હિપ્પાર્કોસઃ ઉચ્ચ યોગ્ય ગતિ તારાઓ એડમંડ હેલીઃ યોગ્ય ગતિની શોધ એસ્ટ્રોમેટ્રી સ્ટેલર એસ્ટ્રોનોમી ગતિ (ભૌતિકશાસ્ત્ર) ખગોળશાસ્ત્રમાં વિભાવનાઓ