En astronomie, on appelle mouvement propre le mouvement apparent des étoiles sur la sphère céleste. Il fut découvert en 1718 par Edmund Halley lorsqu'il remarqua que les positions de Sirius et d'Arcturus s'écartaient de plus d'un demi-degré de celles mesurées par Hipparque environ 1850 ans auparavant. Il mentionna également qu'une occultation d'Aldébaran par la Lune avait eu lieu en l'an 509.À première vue, les étoiles semblent occuper une position fixe sur la sphère céleste.

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  • En astronomie, on appelle mouvement propre le mouvement apparent des étoiles sur la sphère céleste. Il fut découvert en 1718 par Edmund Halley lorsqu'il remarqua que les positions de Sirius et d'Arcturus s'écartaient de plus d'un demi-degré de celles mesurées par Hipparque environ 1850 ans auparavant. Il mentionna également qu'une occultation d'Aldébaran par la Lune avait eu lieu en l'an 509.À première vue, les étoiles semblent occuper une position fixe sur la sphère céleste. Cela signifie qu'elles formeraient toujours les mêmes astérismes et que, par exemple, la Grande Ourse aurait exactement la même apparence dans un siècle que celle qu'elle a actuellement. Cela n'est pas exact : des observations précises et étalées dans le temps montrent que les constellations changent lentement de forme et que les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres. C'est pourquoi ce mouvement est qualifié de propre car il représente réellement le mouvement de chacune des étoiles. Il s'oppose au mouvement impropre, qui affecte les coordonnées de toutes les étoiles dans la même mesure : celui-ci est causé par les mouvements de précession et de nutation de l'axe de rotation de la Terre, ainsi que par l'aberration de la lumière. Seul le mouvement propre correspond à un mouvement réel des étoiles.L'étoile de Barnard possède le mouvement propre le plus élevé de toutes les étoiles : 10,3 secondes d'arc par an ; c'est-à-dire qu'elle parcourt dans le ciel un angle égal au diamètre apparent de la Lune (1/2°) en 180 ans. Un mouvement propre élevé est généralement une forte indication de la proximité de l'étoile en question ; par exemple l'étoile de Barnard est la deuxième étoile la plus proche du Soleil si on considère le système Alpha Centauri comme un tout.Les mouvements propres de plusieurs millions d'étoiles sont consignés dans le catalogue Tycho.En 2005 a été réalisée la première mesure du mouvement propre d'une galaxie extérieure à la Voie lactée, la galaxie du Triangle.
  • Gerak diri sebuah bintang adalah perubahan sudut posisinya sepanjang waktu yang dilihat dari pusat massa tata surya. Gerak diri dihitung dalam satuan detik busur per tahun, arcsec/tahun, ketika 3600 detik busur sama dengan satu derajat. Ini berbeda dengan kecepatan radial, yang merupakan kecepatan dari suatu benda dalam arah segaris menjauhi atau mendekati pengamat, biasanya diukur dengan perpindahan Doppler terhadap radiasi yang diterima. Gerak diri tidak semuanya "diri sendiri" (khusus pada bintang) karena meliputi suatu komponen akibat gerak dari tata surya itu sendiri.
  • 固有運動(こゆううんどう、proper motion)とは天体(主に恒星)の天球上の位置の移動を指す名称である。(固有運動には方向の変化のみを含み、奥行方向の運動(視線速度)は考慮しない。)固有運動は、以下のような「その星固有のものでない運動」を除いた後の位置変化を指す。これらは天体の位置を観測した際の座標値に影響を与えるが、天体自身の真の運動ではない。日周運動視差春分点の歳差章動光行差極運動大気差一見すると、恒星は互いの位置を常に変えないように見える。つまり、いつでも同じ形の星座を形作っていて、例えばおおぐま座は40年前と変わらないように見える。しかし精密な観測を行うと、星座の形は非常にゆっくりと変化していて、それぞれの星は独立した運動を行っていることが分かる。この運動は宇宙空間でこれらの星が太陽や太陽系に対して実際に動いているために生じている。この動きは固有運動角 (proper motion angle) と固有運動という2つの量で計測される。前者は天球上での固有運動の方向を表す(東を左手に置いて、真北から時計回りを正に取る)。後者はその運動の大きさを1年当たりの秒角で表す。視線速度はその星のスペクトルのドップラーシフトから求められるので、1回の観測から求めることができるが、固有運動を測定するには星の天球上の位置変化を継続的に測る必要がある。よって一般には固有運動の測定は視線速度よりも難しい。バーナード星は全ての恒星の中で最も大きな固有運動を持っていて、1年に10.3秒角動く。固有運動が大きいということは普通、その星が相対的に太陽に近いということを強く示唆している。バーナード星の場合はまさにこれに当てはまっていて、太陽から約6光年の距離にあり、ケンタウルス座α星系の次に地球に近い。(しかし赤色矮星であるため、視等級が9.54等と非常に暗く、望遠鏡か大口径の双眼鏡でなければ見ることはできない。)1光年の距離にある星の固有運動が1秒角/年である時、その相対的な横断速度は秒速1.45kmに相当する。バーナード星の場合には秒速90kmとなる。これに加えて視線速度が秒速111kmであることを考慮すると、バーナード星の実際の運動は秒速142kmとなる。こういった真の(絶対的な)天体の運動を測ることはより難しい。これはその星までの距離の測定の精度に強く依存するためである。現在分かっている、太陽に対する空間速度が最も大きい近傍の恒星はウォルフ424で、毎秒555kmで動いている。近傍恒星のカタログにある星のうち、真の速度が分かっているのは半数を少し超える程度に過ぎない。固有運動は1718年にエドモンド・ハレーによって発見された。彼は、シリウス・アークトゥルス・アルデバランの位置が、古代ギリシアの天文学者ヒッパルコスが約1850年前に記録した位置よりも0.5度以上動いていることから、固有運動の存在に気づいた。
  • The proper motion of a star is its rate of angular change in position over time, as observed from the center of mass of the Solar System. It is measured in seconds of arc per year, arcsec/yr, where 3600 arcseconds equal one degree. This contrasts with radial velocity, which is the time rate of change in distance toward or away from the viewer, usually measured by Doppler shift of received radiation. The proper motion is not entirely "proper" (that is, intrinsic to the star) because it includes a component due to the motion of the solar system itself. Due to the finite speed of light (that is also constant; without regard to whatever is the velocity of the emanating or reflecting source) the instantaneous velocities of distant stars cannot be observed; the observed proper motion reflects the velocity of a star (relative to the Solar System) at the time the light was emitted from that source.
  • Estrela de movimento próprio é uma estrela que muda de posição no céu (mudança na direção na qual vemos, em oposição a velocidade radial), depois de eliminados os movimentos aparentes.
  • En astronomia, s'anomena moviment propi al moviment aparent de les estrelles sobre l'esfera celest. Va ser descobert en el 1718 per Edmund Halley quan es va fixar que les posicions de Sírius, Arcturus i Aldebaran s'apartaven més de mig-grau de la que mesurà Hiparc aproximadament 1850 anys abans.A primera vista, les estrelles semblen ocupar una posició fixa sobre l'esfera celest. Això significa que formarien sempre els mateixos asterismes i que, per exemple, l'Óssa major tindria exactament la mateixa aparença d'aquí a un segle. Això no és exacte: observacions precises i extenses en el temps mostren que les constel·lacions canvien lentament de forma i que les estrelles es desplacen unes respecte a les altres. És per això que aquest moviment és qualificat de propi, ja que representa realment el moviment de cadascuna de les estrelles i s'oposa al moviment impropi que afecta a les coordenades de totes les estrelles en la mateixa mesura, i és causat pels moviments de precessió dels equinoccis i de nutació de l'eix de rotació de la Terra, així com per l'aberració de la llum. Només el moviment propi correspon a un moviment real de les estrelles. L'estrella de Barnard posseeix el moviment propi més elevat de totes les estrelles: 10,3 segons d'arc anualment; és a dir, que recorre cel un angle igual al diàmetre aparent de la Lluna (1/2°) en 180 anys. Un moviment propi elevat és generalment una forta indicació de la proximitat de l'estrella en qüestió; per exemple l'estrella de Barnard és la segona estrella més a prop de nosaltres si es considera el sistema Alfa Centauri com un conjunt. Els moviments propis de milions d'estrelles han estat consignats en el catàleg Tycho.L'any 2005 es va mesurar per primer cop el moviment propi d'una galàxia exterior a la Via Làctia, la galàxia del Triangle.
  • 고유운동(proper motion, 固有運動)은 한 항성이 시간의 경과에 따라 천구 위에서 위치를 바꾸는 것을 말한다. 고유운동은 각속도로 표시되며, 지구상 관측자의 시선과 직각 방향의 값이 된다.. 고유 운동은 광행차나 연주시차 등 비고유 운동의 요소들을 제거한 값이다. 고유 운동은 일정 시간 동안 관측자에게서 어떤 천체가 가까워지거나 멀어지는 것을 가리키는 시선 속도와 대비되는 개념이다.
  • De eigenbeweging van een ster is de verplaatsing van die ster aan de hemel, ten opzichte van de achtergrondsterren. Deze eigenbeweging wordt veroorzaakt doordat de ster en de zon ten opzichte van elkaar bewegen. De eigenbeweging is het grootst als de ster dichtbij staat en een grote werkelijke snelheid ten opzichte van de zon heeft. De grootste eigenbeweging van alle sterren heeft de Ster van Barnard (10,36 boogseconden per jaar).Als de afstand van de ster bekend is, kan de eigenbeweging omgerekend worden in een snelheid. Dit wordt de tangentiële snelheid genoemd. Deze kan gecombineerd worden met de radiële snelheid om de snelheid van de ster in de ruimte te berekenen.De schijnbare jaarlijkse beweging van een ster die veroorzaakt wordt doordat de aarde in een baan om de zon beweegt, heet parallax en telt niet als eigenbeweging. Een stilstaande nabije ster heeft wel parallax maar geen eigenbeweging. Een bewegende nabije ster, zoals de Ster van Barnard, lijkt door de combinatie van eigenbeweging en parallax een golvende baan te beschrijven.
  • El movimiento propio de una estrella es la medida del cambio de su posición en el cielo en el tiempo después de que el movimiento impropio es considerado. Es una medida indirecta de la velocidad transversal de la estrella con respecto a la Tierra. Esta contrasta con la velocidad radial, que es la medida del cambio de la distancia desde o hacia el espectador en el tiempo
  • Il moto proprio è il moto apparente di una stella sulla volta celeste, ed è causato dall'effettivo movimento della stella rispetto al Sole.A prima vista le stelle sembrano essere in una posizione fissa rispetto alle altre, e le costellazioni di oggi sono le stesse di quarant'anni fa. Un'osservazione più accurata mostra che la forma delle costellazioni cambia molto lentamente, e che ogni stella si muove indipendentemente dalle altre. Il moto è visibile anche allo sguardo umano, ma solo prendendo in considerazione periodi di tempo di centinaia o migliaia di anni.Questo movimento apparente, causato dalla differente velocità di rotazione della stella rispetto al Sole nel loro moto attorno al centro della galassia, è chiamato moto proprio. Si distingue dai moti impropri della stella, che influenzano le sue esatte coordinate ma non dipendono dal moto reale della stella. I moti impropri sono causati da una varietà di fattori, tra cui i moti della Terra (come la precessione degli equinozi, la nutazione e la sua rotazione attorno al Sole, che causa la parallasse), e dall'aberrazione della luce da parte dell'atmosfera.Il moto proprio delle stelle è misurato in secondi d'arco per anno (il secondo d'arco è un'unità molto piccola per misurare gli angoli, corrispondente a 1/3600 di grado). La stella con il moto proprio più veloce è la Stella di Barnard, invisibile ad occhio nudo: si muove a 10,3 secondi d'arco all'anno. Per dare un'idea, significa che questa stella impiega 180 anni per spostarsi in cielo di una distanza pari al diametro del disco lunare. Quasi tutte le altre stelle si spostano molto più lentamente.Il moto proprio deriva dal moto reale della stella rispetto al Sole, del quale rappresenta la componente proiettata sul piano tangente alla volta celeste in quel punto. L'eventuale componente di avvicinamento o allontanamento al Sole non può essere osservata in questo modo, perché non causa alcuno spostamento della posizione apparente della stella. Per osservare quest'ultima componente, si usano le tecniche della spettroscopia.L'estrema lentezza del moto proprio deriva dall'enorme distanza a cui si trovano le altre stelle. Queste si muovono rispetto al Sole con velocità piuttosto elevate secondo gli usuali metri di riferimento: a volte decine di chilometri al secondo, corrispondenti a migliaia di chilometri all'ora. Questi moti veloci appaiono lentissimi a causa della distanza, come accade per una montagna che, in lontananza, appare in lento movimento a lato di un'automobile in corsa a forte velocità su un'autostrada.
  • Als Eigenbewegung bezeichnet man in der Astronomie die auf räumlichen Bewegungen von Himmelskörpern beruhende, langsame Positionsänderung an der gedachten Himmelskugel. In der Astrometrie wird sie in zwei sphärischen Komponenten (nördlich und östlich) angegeben und ist für Objekte außerhalb des Sonnensystems meist kleiner als 1" pro Jahr. Zusammen mit der Radialgeschwindigkeit ergibt sie die Raumbewegung des Objekts.Im Gegensatz zur jährlichen Parallaxe liegt bei der Eigenbewegung eine fortschreitende Veränderung der Sternörter vor.Selten wird für die Eigenbewegung auch der Begriff Pekuliarbewegung (von lat. peculiaris = eigen) benutzt, der allerdings irreführend ist, da er mit der Pekuliargeschwindigkeit verwechselt werden kann, die eine völlig andere Bedeutung hat.
  • Vlastní pohyb (označení μ) je zdánlivý úhlový pohyb hvězdy na obloze vyjádřený v obloukových vteřinách za jeden rok, v některých případech v obloukových vteřinách za sto let.Vlastní pohyb se obvykle rozkládá na složky v ekvatoreálných souřadnicích μ alfa μ beta. Pokud se uvádí pouze vlastní celkový pohyb, je třeba uvést i směr pohybu hvězdy - poziční úhel, počítaný ve stupních od S přes V, J, ZK S. Pokud je známa vzdálenost hvězdy, lze vypočítat z vlastního pohybu paralaxy π tangenciálně rychlost hvězdy V, v km/s ze vzorce V t = 4,74. μ.π -1.Vlastní pohyb se zjišťuje přesným měřením poloh hvězd v dostatečně dlouhých časových odstupech (minimálně 20-50 let) s přesností až na 0.003" za rok. Výsledky měření jsou uvedeny v katalozích vlastních pohybů. Největší známý vlastní pohyb má Barnardova hvězda (10,34" za rok), asi 100 hvězd má vlastní pohyb větší než 0,1" za rok, typický vlastní pohyb je několik setin obloukové vteřiny za rok.Vlastní pohyb se určil více než pro 300 000 hvězd, většinou však s velmi malou přesností. Pozorovaný vlastní pohyb je dán skutečným pohybem hvězdy a pohybem Slunce. Složka vlastního pohybu, kterým se dostane z pozorovaného vlastního pohybu po vyloučení vlivu pohybu Slunce, se nazývá pekuliární pohyb hvězdy.
  • Ruch własny gwiazdy jest miarą szybkości zmiany jej pozycji na niebie z biegiem czasu, liczonej w jednostkach prędkości kątowej; podawany jest zwykle w sekundach kątowych na rok.Fakt, że gwiazdy zmieniają pozycję na niebie został odkryty przez Edmunda Halleya w 1718, przez porównanie pozycji kilku z najjaśniejszych gwiazd w swoich czasach z pozycjami tych gwiazd opisanymi przez greckiego astronoma Hipparchosa 1850 lat wcześniej.Wraz z zastosowaniem fotografii w astronomii, począwszy od XIX wieku, znalezienie praktycznie wszystkich gwiazd z dużym ruchem własnym stało się niezwykle proste - wystarczy tylko porównać dwa zdjęcia nieba wykonane z odstępem kilkudziesięciu lat. Ponieważ takie gwiazdy z reguły leżą blisko naszego Układu Słonecznego, metoda ta pozwoliła zidentyfikować wiele najbliżej położonych gwiazd, wliczając w to bardzo słabo świecące czerwone karły.
  • A csillagok sajátmozgásán az égbolton történő pozícióváltozásukat értjük, amely gyakran csak több évszázados vagy évezredes időskálán érzékelhető.Edmond Halley 1718-ban rájött arra, hogy több csillag éggömbi pozíciója eltér a régebbi, antik katalógusok feljegyzéseitől. Ez az eltérés a Procyon, a Szíriusz és az Arcturus esetében volt jelentős. Halley megállapította, hogy a közel 2000 eltelt év alatt ezeknek a csillagoknak az ekliptikához viszonyított pozíciói jelentősen megváltoztak.T. Mayer csillagász 1760-ban további csillagok esetében figyelt meg jelentős pozícióváltozást. Ma már külön katalógusok vannak a csillagok sajátmozgására (sajátmozgás-katalógusok). Napjainkban több mint 300 ezer csillag pontos sajátmozgását ismerjük.A sajátmozgás jelölése μ (mű), mértékegysége ívmásodperc/év vagy ennek tört részei. Ehhez szokás megadni az elmozdulás irányát az égi északi irányhoz viszonyítva. A másik lehetőség az égi irányok szerinti komponensek megadása: leggyakrabban az egyenlítői koordináta-rendszer szerinti rektaszcenzió (μRA) és deklináció (μD) irányú sajátmozgás-komponenseket használják.A legnagyobb ismert sajátmozgást az ún. Barnard-féle Nyílcsillag mutatja, amelyik egyben a Naprendszerhez második legközelebbi csillag, ha az α Centauri rendszert egynek tekintjük. A Barnard-nyílcsillag távolsága 5,9 fényév, és 180 év alatt egy teljes holdátmérőnyi (0,5°) utat tesz meg az égen.A Doppler-effektusnak köszönhetően megállapíthatjuk egy csillag radiális (látóirányú) sebességét, vagyis azt a sebességet, amivel az adott csillag távolodik tőlünk vagy közeledik hozzánk. Pozitív radiális sebesség távolodásra, negatív radiális sebesség pedig közeledésre utal. A sajátmozgás és a radiális sebesség ismeretében megállapíthatjuk a csillag térbeli mozgását. Mivel azonban a sajátmozgás csak a látóirányra merőleges tényleges mozgás éggömbi vetülete, a tényleges sebesség ebből csak a parallaxis, azaz a csillag távolsága ismeretében számítható ki.
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  • En astronomie, on appelle mouvement propre le mouvement apparent des étoiles sur la sphère céleste. Il fut découvert en 1718 par Edmund Halley lorsqu'il remarqua que les positions de Sirius et d'Arcturus s'écartaient de plus d'un demi-degré de celles mesurées par Hipparque environ 1850 ans auparavant. Il mentionna également qu'une occultation d'Aldébaran par la Lune avait eu lieu en l'an 509.À première vue, les étoiles semblent occuper une position fixe sur la sphère céleste.
  • 固有運動(こゆううんどう、proper motion)とは天体(主に恒星)の天球上の位置の移動を指す名称である。(固有運動には方向の変化のみを含み、奥行方向の運動(視線速度)は考慮しない。)固有運動は、以下のような「その星固有のものでない運動」を除いた後の位置変化を指す。これらは天体の位置を観測した際の座標値に影響を与えるが、天体自身の真の運動ではない。日周運動視差春分点の歳差章動光行差極運動大気差一見すると、恒星は互いの位置を常に変えないように見える。つまり、いつでも同じ形の星座を形作っていて、例えばおおぐま座は40年前と変わらないように見える。しかし精密な観測を行うと、星座の形は非常にゆっくりと変化していて、それぞれの星は独立した運動を行っていることが分かる。この運動は宇宙空間でこれらの星が太陽や太陽系に対して実際に動いているために生じている。この動きは固有運動角 (proper motion angle) と固有運動という2つの量で計測される。前者は天球上での固有運動の方向を表す(東を左手に置いて、真北から時計回りを正に取る)。後者はその運動の大きさを1年当たりの秒角で表す。視線速度はその星のスペクトルのドップラーシフトから求められるので、1回の観測から求めることができるが、固有運動を測定するには星の天球上の位置変化を継続的に測る必要がある。よって一般には固有運動の測定は視線速度よりも難しい。バーナード星は全ての恒星の中で最も大きな固有運動を持っていて、1年に10.3秒角動く。固有運動が大きいということは普通、その星が相対的に太陽に近いということを強く示唆している。バーナード星の場合はまさにこれに当てはまっていて、太陽から約6光年の距離にあり、ケンタウルス座α星系の次に地球に近い。(しかし赤色矮星であるため、視等級が9.54等と非常に暗く、望遠鏡か大口径の双眼鏡でなければ見ることはできない。)1光年の距離にある星の固有運動が1秒角/年である時、その相対的な横断速度は秒速1.45kmに相当する。バーナード星の場合には秒速90kmとなる。これに加えて視線速度が秒速111kmであることを考慮すると、バーナード星の実際の運動は秒速142kmとなる。こういった真の(絶対的な)天体の運動を測ることはより難しい。これはその星までの距離の測定の精度に強く依存するためである。現在分かっている、太陽に対する空間速度が最も大きい近傍の恒星はウォルフ424で、毎秒555kmで動いている。近傍恒星のカタログにある星のうち、真の速度が分かっているのは半数を少し超える程度に過ぎない。固有運動は1718年にエドモンド・ハレーによって発見された。彼は、シリウス・アークトゥルス・アルデバランの位置が、古代ギリシアの天文学者ヒッパルコスが約1850年前に記録した位置よりも0.5度以上動いていることから、固有運動の存在に気づいた。
  • Estrela de movimento próprio é uma estrela que muda de posição no céu (mudança na direção na qual vemos, em oposição a velocidade radial), depois de eliminados os movimentos aparentes.
  • 고유운동(proper motion, 固有運動)은 한 항성이 시간의 경과에 따라 천구 위에서 위치를 바꾸는 것을 말한다. 고유운동은 각속도로 표시되며, 지구상 관측자의 시선과 직각 방향의 값이 된다.. 고유 운동은 광행차나 연주시차 등 비고유 운동의 요소들을 제거한 값이다. 고유 운동은 일정 시간 동안 관측자에게서 어떤 천체가 가까워지거나 멀어지는 것을 가리키는 시선 속도와 대비되는 개념이다.
  • El movimiento propio de una estrella es la medida del cambio de su posición en el cielo en el tiempo después de que el movimiento impropio es considerado. Es una medida indirecta de la velocidad transversal de la estrella con respecto a la Tierra. Esta contrasta con la velocidad radial, que es la medida del cambio de la distancia desde o hacia el espectador en el tiempo
  • Als Eigenbewegung bezeichnet man in der Astronomie die auf räumlichen Bewegungen von Himmelskörpern beruhende, langsame Positionsänderung an der gedachten Himmelskugel. In der Astrometrie wird sie in zwei sphärischen Komponenten (nördlich und östlich) angegeben und ist für Objekte außerhalb des Sonnensystems meist kleiner als 1" pro Jahr.
  • A csillagok sajátmozgásán az égbolton történő pozícióváltozásukat értjük, amely gyakran csak több évszázados vagy évezredes időskálán érzékelhető.Edmond Halley 1718-ban rájött arra, hogy több csillag éggömbi pozíciója eltér a régebbi, antik katalógusok feljegyzéseitől. Ez az eltérés a Procyon, a Szíriusz és az Arcturus esetében volt jelentős. Halley megállapította, hogy a közel 2000 eltelt év alatt ezeknek a csillagoknak az ekliptikához viszonyított pozíciói jelentősen megváltoztak.T.
  • De eigenbeweging van een ster is de verplaatsing van die ster aan de hemel, ten opzichte van de achtergrondsterren. Deze eigenbeweging wordt veroorzaakt doordat de ster en de zon ten opzichte van elkaar bewegen. De eigenbeweging is het grootst als de ster dichtbij staat en een grote werkelijke snelheid ten opzichte van de zon heeft.
  • The proper motion of a star is its rate of angular change in position over time, as observed from the center of mass of the Solar System. It is measured in seconds of arc per year, arcsec/yr, where 3600 arcseconds equal one degree. This contrasts with radial velocity, which is the time rate of change in distance toward or away from the viewer, usually measured by Doppler shift of received radiation.
  • Il moto proprio è il moto apparente di una stella sulla volta celeste, ed è causato dall'effettivo movimento della stella rispetto al Sole.A prima vista le stelle sembrano essere in una posizione fissa rispetto alle altre, e le costellazioni di oggi sono le stesse di quarant'anni fa. Un'osservazione più accurata mostra che la forma delle costellazioni cambia molto lentamente, e che ogni stella si muove indipendentemente dalle altre.
  • En astronomia, s'anomena moviment propi al moviment aparent de les estrelles sobre l'esfera celest. Va ser descobert en el 1718 per Edmund Halley quan es va fixar que les posicions de Sírius, Arcturus i Aldebaran s'apartaven més de mig-grau de la que mesurà Hiparc aproximadament 1850 anys abans.A primera vista, les estrelles semblen ocupar una posició fixa sobre l'esfera celest.
  • Ruch własny gwiazdy jest miarą szybkości zmiany jej pozycji na niebie z biegiem czasu, liczonej w jednostkach prędkości kątowej; podawany jest zwykle w sekundach kątowych na rok.Fakt, że gwiazdy zmieniają pozycję na niebie został odkryty przez Edmunda Halleya w 1718, przez porównanie pozycji kilku z najjaśniejszych gwiazd w swoich czasach z pozycjami tych gwiazd opisanymi przez greckiego astronoma Hipparchosa 1850 lat wcześniej.Wraz z zastosowaniem fotografii w astronomii, począwszy od XIX wieku, znalezienie praktycznie wszystkich gwiazd z dużym ruchem własnym stało się niezwykle proste - wystarczy tylko porównać dwa zdjęcia nieba wykonane z odstępem kilkudziesięciu lat.
  • Gerak diri sebuah bintang adalah perubahan sudut posisinya sepanjang waktu yang dilihat dari pusat massa tata surya. Gerak diri dihitung dalam satuan detik busur per tahun, arcsec/tahun, ketika 3600 detik busur sama dengan satu derajat. Ini berbeda dengan kecepatan radial, yang merupakan kecepatan dari suatu benda dalam arah segaris menjauhi atau mendekati pengamat, biasanya diukur dengan perpindahan Doppler terhadap radiasi yang diterima.
  • Vlastní pohyb (označení μ) je zdánlivý úhlový pohyb hvězdy na obloze vyjádřený v obloukových vteřinách za jeden rok, v některých případech v obloukových vteřinách za sto let.Vlastní pohyb se obvykle rozkládá na složky v ekvatoreálných souřadnicích μ alfa μ beta. Pokud se uvádí pouze vlastní celkový pohyb, je třeba uvést i směr pohybu hvězdy - poziční úhel, počítaný ve stupních od S přes V, J, ZK S.
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  • Mouvement propre
  • Eigenbeweging
  • Eigenbewegung (Astronomie)
  • Estrela de movimento próprio
  • Gerak diri
  • Moto proprio
  • Moviment propi
  • Movimiento propio
  • Proper motion
  • Ruch własny
  • Sajátmozgás
  • Vlastní pohyb
  • Собственное движение
  • 固有運動
  • 고유운동
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