Náttúrufræðingurinn - 2016, Blaðsíða 65

137
Tímarit Hins íslenska náttúrufræðifélags
Eiginhreyfing 61 Cygni
Í byrjun 19. aldar beindu menn
sjónum að 61 Cygni vegna þess
að sýndarstaða hennar breytist
hratt miðað við aðrar stjörnur á
hvelfingunni. Þessi færsla er nefnd
eiginhreyfing og nemur 5,23 boga-
sekúndum á ári hjá 61 Cygni. Er
hún hin sjöunda í röð stjarna með
mestu eiginhreyfingu en bjartari
en aðrar stjörnur sem hægt er að
sjá með berum augum og hröðust
þeirra. Eiginhreyfingin skýrist af
mikilli ferð stjörnunnar, hún stefnir
þvert á sjónlínu okkar og er nálæg
stjarna.1
Sögulega séð markar fjarlægðar-
mæling 61 Cygni, og reyndar fleiri
stjarna, fyrstu raunverulegu skrefin
við mælingu á stærð alheimsins.
Þýski stjörnufræðingurinn Friedrich
Wilhelm Bessel (1793–1864) mældi
árlega hliðrun stjörnunnar, svo-
nefnda sólmiðjuhliðrun, árið 1837
og af henni var hægt að ákvarða
fjarlægðina.6
Höfundur hefur myndað
og skráð eiginhreyfinguna á tíu
ára fresti frá 1992. Á þeim tíma
var sýndarfærslan meiri en bilið
milli stjarnanna. Gerð var grein
fyrir þessum athugunum og sögu
stjörnunnar ásamt myndum á
vef Almanaks Háskóla Íslands.7,8
Annars fer lítið fyrir umfjöllun um
stjörnuna í íslenskum ritum. Björn
Jensson9 gat um mælingar Bessels í
bók sinni, Stjörnufræði, í lok 19. aldar.
Þorsteinn Sæmundsson10 gat um
mælingar hans í Náttúrufræðingnum
1966, Einar H. Guðmundsson11
sömuleiðis í ritgerð 2003 og í
bókinni Alheimurinn12 í íslenskri
þýðingu Karls Emils Guðnasonar
er lítillega fjallað um stjörnuna og
sólmiðjuhliðrun.
Sólmiðjuhliðrun og
brautarstikar tvístirnisins
Sólmiðjuhliðrun er til komin vegna
brautargöngu jarðar um sólu, en
við hana breytist sífellt sjónlína
til stjarna (2. mynd). Hornið sem
hliðrunin veldur er afar lítið, jafnvel
á nálægustu fastastjörnum, og
minnkar sífellt með aukinni fjarlægð
og verður að lokum ómælanlegt.
Árleg hliðrun stjörnu teiknar
feril á stjörnuhimni og ræðst
lögun ferilsins af fjarlægð hennar
frá okkur, stöðu á hvelfingunni
miðað við sporbrautarflöt jarðar,
brautargöngu og fjarlægð frá sól
(3. mynd). Nálæg stjarna, eins og
61 Cygni, hefur samtímis mikla
eiginhreyfingu. Þess vegna lokast
hliðrunarferillinn ekki og verður
eins og spírall.13 Af kennsludæmum
má skilja að nóg sé að mæla með
sex mánaða millibili en betra er
að gera ráð fyrir eiginhreyfingu
og mælingaróvissu. Á sínum tíma
byggðust niðurstöður Bessels á
meira en 85 athugunum yfir 14
mánaða skeið.6 Aðferðin er enn í
fullu gildi en hefur verið aðlöguð
nútímatækni.
Árið 2012 kviknaði sú spurning í
huga höfundar hvort hægt væri að
mæla sólmiðjuhliðrun fastastjörnu
frá Íslandi. Það mætti reyna
á stjörnunni 61 Cygni og vegna
þess að um tvístirni er að ræða
fengjust samtímis upplýsingar um
hornbil, þ.e. bilið milli stjarnanna,
og stöðuhorn, sem vísar á innbyrðis
afstöðu í tvístirninu. Mælingar á
hornbili og stöðuhorni kalla með tíð
og tíma fram sporbrautir tvístirna.
Út frá þeim er hægt að finna aðra
eiginleika, til dæmis massa, sem
er lykilatriði við að öðlast skilning
á því hvernig stjörnur framleiða
orku.13
Með stórum sjónaukum í
stjörnu stöð eða gervitungli er
hægt að meta brautarstika tví-
stirna, eiginhreyfingu þeirra
og hliðrunarhorn með mikilli
nákvæmni. Hipparcos-gervitunglið
mældi hliðrunarhorn tvístirnisins
61 Cygni og sýndi að það er í
11,4 ljósára fjarlægð.1 Markmiðið
hér var hins vegar að afla gagna
með dæmigerðum stjörnusjónauka
áhuga manns og sjá hversu
skýrar niðurstöður fengjust, með
samanburði við viðurkennd gildi og
reiknuð líkön.
Aðferðir og úrvinnsla
Staða og hreyfing stjarnfyrirbæra
er ákvörðuð með aðferðum stjarn-
hnitafræðinnar.14 Nú á dögum er
staður fastastjarna á hvelfingunni
ákvarðaður afar nákvæmlega í
tvívíðu hnitakerfi eftir mælingar
gervitungla og stjörnustöðva.
2. mynd. Fjarlægð stjörnu (d) má finna með hornaföllum ef hliðrunarhornið er mælanlegt.
Jörðin er sex mánuði að ferðast eftir jarðbrautinni sem nemur þvermáli hennar, tveim
stjarnfræðieiningum (SE). Geisli jarðbrautar myndar þekkta skammhlið þríhyrnings.
Hlutfall langhliðar fæst af hliðrunarhorninu (π) þar sem skammhliðin er þekkt og gefur
fjarlægðina til stjörnunnar í parsek (e. parallax second). Ef π er t.d. ein bogasekúnda (“),
sem er 1/3600 úr 1°, er langhliðin 206265 SE, jafngildi 3,26 ljósára fjarlægðar. Fyrirmynd:
http://astro.unl.edu/. – A distance (d) to a star can be measured by trigonometry if its
parallax is quantifiable. Earth covers half of its orbits in six months, equal to two
astronomical units (AU). The radius of Earth's orbit forms the opposite side of triangle of
an known length. The ratio of the hypotenuse can then be estimated from the angle (π) and
the opposite site. At Earth's orbit a π of 1 arcsecond (“) the length of the hypotenuse would
equal 206265 AU or 3.26 ly. Figure based on http://astro.unl.edu/