الحركة الذاتية

الحركة الذاتية (Proper Motion) هي التغير الظاهري في موقع النجم على الكرة السماوية بمرور الوقت، ناتج عن حركة النجم الحقيقية عبر الفضاء بالنسبة للنظام الشمسي. على عكس الحركة اليومية الظاهرية الناتجة عن دوران الأرض، تعكس الحركة الذاتية السرعة العرضية للنجم (عمودية على خط الرؤية). تقاس بوحدات زاوية (مثل ثانية قوسية/سنة). أهمية الحركة الذاتية تكمن في أنها تسمح لعلماء الفلك بما يلي: (1) تحديد السرعات الفضائية الحقيقية للنجوم عند دمجها مع السرعة الشعاعية (من تأثير دوبلر). (2) دراسة ديناميكيات المجرة وتوزيع النجوم. (3) اكتشاف النجوم القريبة حيث أن لها حركات ذاتية كبيرة (مثل نجم بارنارد بحركة 10.3 arcsec/yr). (4) تصنيف النجوم (مثل التمييز بين النجوم القزمة والعملاقة). (5) حساب المسافات باستخدام طريقة اختلاف المنظر الإحصائي. (6) تتبع تطور العناقيد النجمية. قياس الحركة الذاتية يتطلب مقارنة صور فلكية من فترات زمنية مختلفة (عادة 10-50 سنة) باستخدام تقنيات عالية الدقة.

السرعة العرضية (Tangential Velocity) هي مركبة سرعة النجم العمودية على خط الرؤية، وتُعطى بالعلاقة: V_t = 4.74 × μ × d، حيث μ هي الحركة الذاتية الكلية بوحدة ثانية قوسية/سنة، وd هي المسافة بوحدة الفرسخ الفلكي (parsec). المعامل 4.74 يأتي من تحويل الوحدات (1 فرسخ = 206265 وحدة فلكية، 1 سنة = 3.15576×10^7 ثانية). على سبيل المثال، إذا كان نجم على بعد 10 فراسخ وله حركة ذاتية 0.2 arcsec/yr، فإن سرعته العرضية = 4.74 × 0.2 × 10 ≈ 9.48 كم/ث. هذه السرعة تدمج مع السرعة الشعاعية (من خطوط الطيف) لإعطاء السرعة الفضائية الكلية (Space Velocity). الحركة الذاتية نفسها لا تعطي السرعة بدون معرفة المسافة. النجوم القريبة غالباً ما يكون لها حركة ذاتية أكبر لأن المسافة أصغر في المقام. أسرع نجم معروف هو نجم بارنارد بحركة 10.3 arcsec/yr وسرعة عرضية حوالي 90 كم/ث.

نعم، يمكن استخدام الحركة الذاتية مع تقنيات إحصائية لتقدير المسافات، خاصة للعناقيد النجمية أو مجموعات النجوم التي تتحرك معاً (الحركة المشتركة). الطريقة تسمى 'اختلاف المنظر الإحصائي' (Statistical Parallax) وتعتمد على فرضية أن السرعات العرضية تتوزع بشكل عشوائي أو معروف. بمقارنة متوسط الحركة الذاتية لعينة من النجوم مع متوسط سرعتها الشعاعية (المحسوبة من دوبلر)، يمكن تقدير متوسط المسافة. على سبيل المثال، لعنقود نجمي مبعثر، إذا كان متوسط السرعة الشعاعية V_r معروفاً ومتوسط الحركة الذاتية μ معروفاً، فإن متوسط المسافة d ≈ V_r / (4.74 μ). لكن هذا يعطي مسافة إحصائية للعينة وليس لنجم فردي. للنجوم الفردية، الطريقة المباشرة هي اختلاف المنظر (Parallax) والتي تعطي مسافة دقيقة. الحركة الذاتية وحدها لا تكفي لحساب المسافة لأنها تعتمد على السرعة العرضية الغير معروفة. لكن في بعض الحالات، مثل النجوم الثنائية أو العناقيد، يمكن استنتاج المسافة باستخدام مبادئ ديناميكية.

أكبر حركة ذاتية معروفة هي لنجم بارنارد (Barnard's Star) في كوكبة الحواء، حيث تبلغ حوالي 10.3 ثانية قوسية في السنة. هذا النجم قريب جداً (حوالي 6 سنوات ضوئية) وهو قزم أحمر. يليه نجوم مثل كابتين (Kapteyn's Star) بحركة 8.7 arcsec/yr، ونجم غرومبريدج 1830 (Groombridge 1830) بحركة 7.0 arcsec/yr، ونجم لاكيل 9352 (Lacaille 9352) بحركة 6.9 arcsec/yr. معظم هذه النجوم قريبة نسبياً (أقل من 20 سنة ضوئية). الحركات الذاتية الكبيرة ترتبط عادة بالنجوم القريبة أو ذات السرعات الفضائية العالية (مثل نجوم الهالة التي تتحرك بسرعة عبر القرص المجري). بالمقابل، نجوم المجرة البعيدة لها حركات ذاتية صغيرة جداً (أقل من 0.1 arcsec/yr). قياس هذه الحركات يتطلب دقة عالية جداً، وقد تحسن بشكل كبير مع بعثات مثل هيباركوس (Hipparcos) وغايا (Gaia) التي توفر قياسات دقيقة لمليارات النجوم.