Sun apex

Solspissens posisjon (rødt punkt)

The sun apex (latin apex = "tips", "dome", "hjelm") er forsvinningspunktet for bevegelsen av vår sol sammenlignet med gjennomsnittet av de nærliggende lyse stjerner , dvs. i forhold til (fiktive) lokale resten system . Dette punktet er i konstellasjonen Hercules , sørvest for Vega . Den motsatte retningen kalles antapex og ligger i konstellasjonen Dove . Solspissen kan også forstås som en slags spesiell solhastighet sammenlignet med det lokale hvilesystemet, selv om dette begrepet sjelden brukes.

historie

Den første bestemmelsen av toppunktet ble utført av Wilhelm Herschel i 1783 . Fra 1822 beregnet også Carl Friedrich Gauß solspissen ved å bruke veldig forskjellige metoder, men publiserte aldri beregningene selv. Dette mottok i henholdsvis ekvatoriale koordinater . Den første presise bestemmelsen ble publisert av Friedrich Wilhelm August Argelander i sin avhandling om solsystemets bevegelse  (1837). Resultatet hans stemte ganske godt overens med Herschels. Senere ble hovedmetoden gjenoppdaget uavhengig av Auguste Bravais og George Biddell Airy . Rundt 1900 ble toppunktet antatt å være omtrent ved og , eller i det galaktiske koordinatsystemet i samsvar med og . Hastigheten i denne retningen ble bestemt til å være rundt 20 km / s. Individuelle studier frem til da skilte seg betydelig fra hverandre og lokaliserte solspeilet i konstellasjonen Hercules , i lyra eller i svanen . I første halvdel av det 20. århundre var toppverdiene beregnet i individuelle studier for det meste i konstellasjonen Hercules.${\ displaystyle \ alpha = 266 ^ {\ circ} 18 '}$${\ displaystyle \ delta = 34 ^ {\ circ} 48 '}$${\ displaystyle \ alpha = 18 ^ {h}}$${\ displaystyle \ delta = 30 ^ {\ circ}}$${\ displaystyle l = 56 {,} 2 ^ {\ circ}}$${\ displaystyle b = 22 {,} 8 ^ {\ circ}}$

Det var først etter 1900 at det ble klart at et stort problem med å bestemme toppen av solens bevegelse var basert på stjernens anisotrope hastighetsfordeling. Spesielt må det tas i betraktning at forskjellige stjernepopulasjoner har forskjellige hastighetsdispersjoner, som avhenger av alder, men også av metallisiteten . På samme måte må det tas i betraktning at stjernene vanligvis ikke beveger seg på ideelle sirkelbaner, men heller utfører elliptiske baner rundt det galaktiske sentrum .

besluttsomhet

For å bestemme solens spesielle hastighet , er det først nyttig å vurdere bevegelsen i det sylindriske galaktiske koordinatsystemet . I denne defineres et lokalt hvilesystem (også Local Stand of Rest, LSR), som er festet til solens nåværende posisjon og følger en rotasjon rundt det galaktiske sentrum i en perfekt sirkulær bane. Man bruker hastighetskomponentene i radiell retning, i galaksens rotasjonsretning og i vertikal retning.${\ displaystyle U}$${\ displaystyle V}$${\ displaystyle W}$

Forholdet mellom den særegne hastigheten til solen og den spesielle hastigheten til et annet objekt i forhold til LSR blir deretter gitt additivt via den heliosentrisk målte romhastigheten :${\ displaystyle {\ vec {v}} _ {\ odot}}$${\ displaystyle {\ vec {v}} _ {pec}}$${\ displaystyle {\ vec {v}} _ {hel}}$

${\ displaystyle {\ vec {v}} _ {pec} = {\ vec {v}} _ {\ odot} + {\ vec {v}} _ {hel}}$

Romhastigheten beregnes ved hjelp av riktig bevegelse og radiell hastighet . For å bestemme de tre hastighetskomponentene for solens bevegelse, ser man på forskjellige stjerner i direkte nærhet til solen. ${\ displaystyle {\ vec {v}} _ {\ odot} = \ left (U, V, W \ right) _ {\ odot}}$

Metode: komponentmessig bestemmelse av hastigheten

Først vurderer du middelverdiene til de heliosentrisk målte romhastighetene i radiale ( ) og vertikale komponenter . Forutsatt en aksialt symmetrisk og stasjonær galakse, beveger det samme antallet stjerner seg fra utsiden til innsiden eller fra bunnen til toppen, slik at de spesielle hastighetskomponentene og stjernene som vurderes må være null i gjennomsnitt. I følge den ovennevnte formelen, gjelder det da og tilsvarer de negative middelverdiene til romhastighetskomponentene: eller .${\ displaystyle U}$${\ displaystyle W}$${\ displaystyle U_ {pec}}$${\ displaystyle W_ {pec}}$${\ displaystyle U _ {\ odot}}$${\ displaystyle W _ {\ odot}}$${\ displaystyle U _ {\ odot} = - \ langle U_ {hel} \ rangle}$${\ displaystyle W _ {\ odot} = - \ langle W_ {hel} \ rangle}$

Fordi stjernenes bevegelse generelt følger en elliptisk, ikke en sirkulær bane, og er underlagt hastighetsdispersjonen til den respektive stjernepopulasjonen, må en annen metode velges for beregning av V-komponenten. I henhold til den konvensjonelle prosedyren brukes det empirisk funnet forholdet til dette (også kalt asymmetrisk drift eller Strömberg-forhold):

${\ displaystyle \ langle V_ {hel} \ rangle = -C \ langle U_ {pec} ^ {2} \ rangle}$

Jo større hastighetsdispersjonen i radial retning, jo mer avviker den gjennomsnittlige rotasjonshastigheten til en stjernepopulasjon fra banehastigheten rundt det galaktiske sentrum. Konstanten avhenger av stjernenes lokale tetthet og hastighetsfordeling. Hvis plottet begge mengder i en - diagrammet, kan det bestemmes ved lineær justering . ${\ displaystyle C}$${\ displaystyle U_ {pec} ^ {2}}$${\ displaystyle V_ {hel}}$${\ displaystyle V _ {\ odot}}$

Mellomresultat: Denne metoden brukes til å oppnå verdien . Mengdemessig tilsvarer dette en hastighet på . Som et resultat beveger solen seg innover, oppover og raskere enn den ville gjort i en sirkulær bane på dette stedet. Toppunktet peker i retning eller .${\ displaystyle {\ vec {v}} _ {\ odot} = \ left (U, V, W \ right) _ {\ odot} = \ left (10 {,} 00, \ 5 {,} 25, \ 7 {,} 17 \ høyre) \, {\ text {km / s}}}$${\ displaystyle 13 {,} 4 \ {\ text {km / s}}}$${\ displaystyle l = 27 {,} 7 ^ {\ circ}}$${\ displaystyle b = 32 {,} 4 ^ {\ circ}}$

Mer presis metode. Så langt ignorerte metoden det faktum at hastighetsspredningen til stjernepopulasjoner er relatert til deres metallisitet : Generelt har yngre stjerner (og dermed også tidlige spektraltyper ) en betydelig høyere metallisitet enn eldre stjerner (og dermed også sene spektraltyper) . Eldre stjernepopulasjoner var utsatt for gravitasjonsforstyrrelser fra omkringliggende stjerner eller molekylære skyer på vei gjennom Melkeveien over lengre tid, slik at deres hastighetsspredning er høyere enn for yngre stjernepopulasjoner. Videre har metallfattige underdverger økt spesielle hastigheter. Hvis denne metallisitetsgradienten i den galaktiske skiven nå tas i betraktning, er det et avvik fra ovenstående forhold.

Resultat: Du får endelig . Dette gir mengden spesiell hastighet til ; toppunktet peker i retning eller .${\ displaystyle {\ vec {v}} _ {\ odot} = \ left (U, V, W \ right) _ {\ odot} = \ left (11 {,} 1, \ 12 {,} 24, \ 7 {,} 25 \ høyre) \, {\ text {km / s}}}$${\ displaystyle 18 {,} 0 \ {\ text {km / s}}}$${\ displaystyle l = 47 {,} 9 ^ {\ circ}}$${\ displaystyle b = 23 {,} 8 ^ {\ circ}}$

betydning

Apex-bevegelsen må tas i betraktning når man vurderer hastighetsmålinger i Melkeveien for å kunne trekke konklusjoner om de faktiske galaktiske bevegelsene fra den relative hastigheten til solen. For dette formål tilsettes solens spesielle hastighet til de heliosentriske målte romhastighetene i henhold til formelen ovenfor for å oppnå de tilsvarende spesielle hastighetene i forhold til det lokale hvilesystemet.

Jordens toppunkt

Basert på solens toppunkt, spesielt i meteorobservasjoner , blir det forsvinningspunktet for jordens bevegelse i forhold til solen - dvs. retningen jorden beveger seg i rundt 30 km / s - referert til som jordens toppunkt . Denne retningen er tangensiell for jordens bane , så den er i rett vinkel mot jord-sol-linjen. Derfor blir jordspissen på stjernehimmelen forskjøvet med omtrent 90 ° til solens posisjon og vandrer langs ekliptikken i løpet av et år . Det er spesielt høyt på himmelen i de tidlige morgentimene, og det er derfor du ofte kan telle flere meteorer i andre halvdel av natten enn i den første.

Se også

• Radianer (astronomi)

litteratur

• Arnold Hanslmeier : Introduksjon til astronomi og astrofysikk . Spektrum Akademischer Verlag, 2. utgave 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3 , s. 414.
• Joachim Krautter et al.: Meyers Handbuch Weltall . Meyers Lexikonverlag, 7. utgave 1994, ISBN 3-411-07757-3 , s. 242.

Individuelle bevis

1. ^ William Herschel: XVII. På riktig bevegelse av solen og solsystemet; med en redegjørelse for flere endringer som har skjedd blant faststjernene siden Mr. Flamstead . I: Philosophical Transactions of the Royal Society of London . teip 73 , 1783, s. 247-283 , doi : 10.1098 / rstl.1783.0017 , JSTOR : 106492 . 
2. ^ Carl Friedrich Gauß → Alexander von Humboldt, Göttingen, 1828 12. oktober. I: Carl Friedrich Gauß brevveksling. Vitenskapsakademiet i Göttingen, åpnet 28. februar 2021 . 
3. ^ Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter: Abriss der Astronomie . 6. utgave. Wiley-VCH, Weinheim 2012, ISBN 978-3-527-40736-1 , pp. 724–726 ( begrenset forhåndsvisning i Google Book-søk). 
4. Cur Thomas Curran Ryan: The Solar Apex . I: Populær astronomi . teip 15. april 1907, s. 205-210 , bibcode : 1907PA ..... 15..205R . 
5. ↑ ELLER Walkey: Et abstrakt om solens toppunkt . I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . teip 106 , nr. 4 , s. 274–279 , doi : 10.1093 / mnras / 106.4.274 , stikkode : 1946MNRAS.106..274W . 
6. ↑ ^{a b} Ralph Schönrich, James Binney, Walter Dehnen: Lokal kinematikk og den lokale hvilestandarden . I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . teip 403 , nr. 4. april 2010, s. 1829–1833 , doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16253.x , arxiv : 0912.3693 , strekkode : 2010MNRAS.403.1829S . 
7. ↑ ^{a b c} Peter Schneider: Introduksjon til ekstragalaktisk astronomi og kosmologi . Springer, 2008, ISBN 978-3-540-30589-7 , pp. 58 ff . ( begrenset forhåndsvisning i Google Book-søk). 
8. ↑ Walter Dehnen, James J. Binney: Lokal stjernekinematikk fra Hipparcos- data . I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . teip 298 , nr. 2. august 1998, s. 387–394 , doi : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01600.x , stikkode : 1998MNRAS.298..387D . 
9. ↑ Priscilla C. Frisch, Jonathan D. Slavin: Kortsiktig variasjon i det galaktiske miljøet fra solen . I: Priscilla C. Frisch (red.): Solar Journey. Betydningen av vårt galaktiske miljø for heliosfæren og jorden (=  Astrophysics and Space Science Library . Volum 338 ). Springer, 2006, ISBN 978-1-4020-4557-8 , pp. 142 ( begrenset forhåndsvisning i Google Book-søk). 
10. ↑ Priscilla C. Frisch, Seth Redfield, Jonathan D. Slavin: Den Interstellar medium som ligger rundt solen . I: Årlig gjennomgang av astronomi og astrofysikk . teip 49 , nr. 1. september 2011, s. 237–279 , doi : 10.1146 / annurev-astro-081710-102613 , bibcode : 2011ARA & A..49..237F . 
11. ↑ Markus Ahlers: Dipole Anisotropy of Galactic Cosmic Rays . I: Journal of Physics: Conference Series . teip 1181 , nr. 1. februar 2019, doi : 10.1088 / 1742-6596 / 1181/1/012004 , arxiv : 1811.08136 , bibcode : 2019JPhCS1181a2004A .