Proper motion
সঠিক গতি হল আরও দূরবর্তী নক্ষত্রগুলির বিমূর্ত পটভূমির তুলনায় সৌরজগতের ভরের কেন্দ্র থেকে দেখা যায়, আকাশে তারা বা অন্যান্য স্বর্গীয় বস্তুর আপাত স্থানে পর্যবেক্ষিত পরিবর্তনের জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক পরিমাপ। নিরক্ষীয় স্থানাঙ্ক ব্যবস্থায় সঠিক গতির জন্য উপাদানগুলি (একটি প্রদত্ত যুগের, প্রায়শই J2000.0) ডান আরোহণ (μα) এবং পতনের (μδ) দিকে দেওয়া হয়। তাদের সম্মিলিত মান মোট যথাযথ গতি (μ) হিসাবে গণনা করা হয়। এটির প্রতি সময় কোণের মাত্রা রয়েছে, সাধারণত প্রতি বছর আর্কসেকেন্ড বা প্রতি বছর মিলিয়ারসেকেন্ড। সঠিক গতি, দূরত্ব এবং রেডিয়াল বেগ সম্পর্কে জ্ঞান সৌরজগতের রেফারেন্স ফ্রেম থেকে কোনও বস্তুর গতি এবং গ্যালাকটিক ফ্রেম অফ রেফারেন্স থেকে তার গতি গণনা করার অনুমতি দেয়-অর্থাৎ সূর্যের সাপেক্ষে গতি, এবং মিল্কিওয়ের সাপেক্ষে সমন্বিত রূপান্তর দ্বারা। ভূমিকা শতাব্দী ধরে, তারাগুলি একে অপরের সাপেক্ষে প্রায় স্থির অবস্থান বজায় রাখে বলে মনে হয়, যাতে তারা ঐতিহাসিক সময়ে একই নক্ষত্রপুঞ্জ গঠন করে। উদাহরণস্বরূপ, উর্সা মেজর বা ক্রুক্স দেখতে এখন প্রায় শত শত বছর আগের মতোই। তবে, সুনির্দিষ্ট দীর্ঘমেয়াদী পর্যবেক্ষণগুলি দেখায় যে নক্ষত্রপুঞ্জগুলি খুব ধীরে ধীরে আকৃতি পরিবর্তন করে এবং প্রতিটি তারার একটি স্বাধীন গতি রয়েছে। সূর্য ও সৌরজগতের তুলনায় তারার গতিবিধির কারণে এই গতি ঘটে। সূর্য ছায়াপথের কেন্দ্র সম্পর্কে প্রায় বৃত্তাকার কক্ষপথে (সৌর বৃত্ত) প্রায় 220 কিমি/সেকেন্ড গতিতে ধনু এ * থেকে ব্যাসার্ধে ভ্রমণ করে যা এই ব্যাসার্ধে মিল্কিওয়ের ঘূর্ণনের হার হিসাবে নেওয়া যেতে পারে। যে কোনও সঠিক গতি একটি দ্বি-মাত্রিক ভেক্টর (কারণ এটি দৃষ্টির রেখার দিক হিসাবে উপাদানটিকে বাদ দেয়) এবং এটি দুটি পরিমাণ বা বৈশিষ্ট্য বহন করেঃ এর অবস্থান কোণ এবং এর মাত্রা। প্রথমটি হল মহাজাগতিক গোলকের সঠিক গতির দিক (0 ডিগ্রি মানে গতি উত্তর, 90 ডিগ্রি মানে গতি পূর্ব, (বেশিরভাগ আকাশের মানচিত্র এবং মহাকাশ টেলিস্কোপের ছবিতে বাম) এবং দ্বিতীয়টি হল এর মাত্রা, যা সাধারণত প্রতি বছর আর্কসেকেন্ডে প্রকাশ করা হয় (প্রতীকঃ আর্কসেক/বছর, হিসাবে/বছর, ′′/বছর, ′′ বছর-1) বা প্রতি বছর মিলিয়ারসেকেন্ডে (প্রতীকঃ মাস/বছর, মাস বছর-1)। সঠিক গতি বিকল্পভাবে একটি ধ্রুবক যুগের সাপেক্ষে তারার ডান আরোহণ (μα) এবং পতনের (μδ) প্রতি বছর কৌণিক পরিবর্তন দ্বারা সংজ্ঞায়িত করা যেতে পারে। প্রচলিত নিয়মে সঠিক গতির উপাদানগুলি নিম্নরূপ পাওয়া যায়। ধরুন একটি বস্তু একটি সময় Δt-এ স্থানাঙ্ক (α1, δ1) থেকে স্থানাঙ্কে (α2, δ2) চলে যায়। সঠিক গতিগুলি নিম্নরূপ দেওয়া হয়ঃ সঠিক গতির মাত্রা পাইথাগোরিয়ান উপপাদ্য দ্বারা দেওয়া হয়ঃ প্রযুক্তিগতভাবে সংক্ষেপেঃ যেখানে δ হল পতন। cos2δ-এর ফ্যাক্টরটি মেরু থেকে দূরে ডান আরোহণের রেখাগুলির (ঘন্টা) প্রশস্ততার জন্য দায়ী, cosδ, একটি স্বর্গীয় মেরুতে স্থির একটি অনুমানমূলক বস্তুর জন্য শূন্য। সুতরাং, ডান আরোহণের ঘন্টাগুলিতে বিভ্রান্তিকরভাবে বৃহত্তর পূর্ব বা পশ্চিম বেগকে (α-তে কৌণিক পরিবর্তন) অগ্রাহ্য করার জন্য একটি সহ-দক্ষ দেওয়া হয় যা এটি আকাশে পৃথিবীর ঘূর্ণন অক্ষের উপরে এবং নীচে কাল্পনিক অসীম মেরুর দিকে থাকে। পরিবর্তনটি, যা সঠিক গতির একটি উপাদান হয়ে উঠতে অবশ্যই cosδ দ্বারা গুণিত হতে হবে, কখনও কখনও "ডান আরোহণের সঠিক গতি" এবং "পতনের সঠিক গতি" বলা হয়। যদি ডান আরোহণের সঠিক গতি cosδ দ্বারা রূপান্তরিত হয়, তবে ফলাফলটি μα * হিসাবে চিহ্নিত করা হয়। উদাহরণস্বরূপ, সঠিক গতির ফলে হিপারকোস ক্যাটালগ (এইচ. আই. পি)-এ সঠিক আরোহণ ইতিমধ্যেই রূপান্তরিত হয়েছে। অতএব, সঠিক আরোহণ এবং পতনের ক্ষেত্রে পৃথক সঠিক গতিগুলি অন্যান্য বিভিন্ন নাক্ষত্রিক গতির সহজবোধ্য গণনার সমতুল্য করা হয়। অবস্থান কোণ θ এই উপাদানগুলির সাথে এইভাবে সম্পর্কিতঃ নিরক্ষীয় স্থানাঙ্কের গতিগুলিকে ছায়াপথের স্থানাঙ্কের গতিতে রূপান্তরিত করা যেতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, আকাশে দেখা বেশিরভাগ তারার জন্য, পর্যবেক্ষিত সঠিক গতিগুলি ছোট এবং লক্ষণীয় নয়। এই ধরনের নক্ষত্রগুলি প্রায়শই ক্ষীণ হয়ে যায় বা উল্লেখযোগ্যভাবে দূরে থাকে, প্রতি বছর 0.01 ′′ এর নিচে পরিবর্তন হয় এবং বহু সহস্রাব্দে উল্লেখযোগ্যভাবে নড়াচড়া করে বলে মনে হয় না। কয়েকটির উল্লেখযোগ্য গতি রয়েছে এবং এগুলিকে সাধারণত উচ্চ-সঠিক গতির তারা বলা হয়। গতিগুলি প্রায় আপাতদৃষ্টিতে এলোমেলো দিকেও হতে পারে। দুই বা ততোধিক তারা, দ্বৈত তারা বা খোলা তারা গুচ্ছ, যা একই দিকে চলছে, তথাকথিত ভাগ করা বা সাধারণ সঠিক গতি (বা সিপিএম) প্রদর্শন করে। ), প্রস্তাব করে যে তারা মহাকর্ষীয়ভাবে সংযুক্ত হতে পারে বা মহাকাশে একই গতি ভাগ করে নিতে পারে। বার্নার্ডের তারার সমস্ত তারার মধ্যে সবচেয়ে বড় সঠিক গতি রয়েছে, যা 10.3 ইঞ্চি বছর-1 এ চলছে। বড় সঠিক গতি সাধারণত জোরালোভাবে নির্দেশ করে যে কোনও বস্তু সূর্যের কাছাকাছি। প্রায় 6 আলোকবর্ষ দূরে বার্নার্ডের তারার ক্ষেত্রেও তাই। সূর্য এবং আলফা সেন্টাউরি সিস্টেমের পরে, এটি নিকটতম পরিচিত তারা। আপাত মাত্রায় 9.54 মাত্রার একটি লাল বামন হওয়ায় টেলিস্কোপ বা শক্তিশালী বাইনোকুলার ছাড়া এটি দেখতে খুব ক্ষীণ। খালি চোখে দৃশ্যমান তারাগুলির মধ্যে 61 সিগনি এ (মাত্রা ভি = 5.20)-এর সর্বোচ্চ সঠিক গতি 5.281 ′′ বছর −1, গ্রুমব্রিজ 1830 (মাত্রা ভি = 6.42)-কে বাদ দিয়ে, সঠিক গতিঃ 7.058 ′′ বছর −1। 1 আলোকবর্ষ দূরে প্রতি বছর 1 আর্কসেকের একটি সঠিক গতি 1.45 কিমি/সেকেন্ড আপেক্ষিক আড়াআড়ি গতির সাথে মিলে যায়। বার্নার্ডের তারার আড়াআড়ি গতিবেগ 90 কিমি/সেকেন্ড এবং এর রেডিয়াল বেগ 111 কিমি/সেকেন্ড (লম্বভাবে (ডানদিকে, 90° কোণে), যা একটি সত্য বা "স্থান" গতি প্রদান করে যা হল 142 কিমি/সেকেন্ড। সঠিক গতির তুলনায় সত্য বা পরম গতি পরিমাপ করা আরও কঠিন, কারণ প্রকৃত আড়াআড়ি বেগ সঠিক গতির গুণিতক দূরত্বের সাথে জড়িত। এই সূত্র দ্বারা যেমন দেখানো হয়েছে, প্রকৃত বেগ পরিমাপ দূরত্ব পরিমাপের উপর নির্ভর করে, যা সাধারণভাবে কঠিন। 1992 সালে রো অ্যাকুইলা প্রথম তারা হয়ে ওঠে যার বায়ার উপাধি প্রতিবেশী নক্ষত্রমণ্ডলে স্থানান্তরিত হয়ে অবৈধ হয়ে যায়-এটি এখন ডেলফিনাসে রয়েছে। জ্যোতির্বিদ্যায় বড় সঠিক গতিসম্পন্ন তারাগুলি কাছাকাছি থাকার প্রবণতা রয়েছে; বেশিরভাগ তারা এতটাই দূরে যে তাদের সঠিক গতি খুব ছোট, প্রতি বছর একটি আর্কসেকেন্ডের কয়েক হাজারতম ক্রম অনুসারে। বহু বছরের ব্যবধানে তোলা ফটোগ্রাফিক আকাশ জরিপ চিত্রগুলির তুলনা করে উচ্চ সঠিক গতির তারার প্রায় সম্পূর্ণ নমুনা তৈরি করা সম্ভব। পলোমার স্কাই সার্ভে এই ধরনের ছবির একটি উৎস। অতীতে, চোখ দিয়ে ছবিগুলি পরীক্ষা করার জন্য ব্লিংক কম্পারেটর ব্যবহার করে উচ্চ সঠিক গতির বস্তুর অনুসন্ধান করা হত। চিত্রের পার্থক্যের মতো আরও আধুনিক কৌশলগুলি ডিজিটাইজড চিত্রগুলি স্ক্যান করতে পারে বা উপগ্রহ দ্বারা প্রাপ্ত তারকা ক্যাটালগগুলির সাথে তুলনা করতে পারে। যেহেতু এই সমীক্ষাগুলির যে কোনও নির্বাচন পক্ষপাতগুলি ভালভাবে বোঝা যায় এবং পরিমাপযোগ্য, অধ্যয়নগুলি আরও নিশ্চিত করেছে এবং অদৃশ্য নক্ষত্রের আনুমানিক পরিমাণ অনুমান করেছে-উদাহরণস্বরূপ, উজ্জ্বলতা নির্বিশেষে আরও অধ্যয়ন করে আরও প্রকাশ এবং নিশ্চিত করে। এই ধরনের গবেষণায় দেখা যায় যে, নিকটতম নক্ষত্রগুলির অধিকাংশই অন্তর্নিহিতভাবে ক্ষীণ এবং কৌণিকভাবে ছোট, যেমন লাল বামন। একটি গোলাকার গুচ্ছের মতো দূরবর্তী নাক্ষত্রিক ব্যবস্থায় তারার একটি বড় নমুনার সঠিক গতির পরিমাপ, লিওনার্ড-মেরিট ভর প্রাক্কলনকারীর মাধ্যমে গুচ্ছের মোট ভর গণনা করতে ব্যবহার করা যেতে পারে। তারার রেডিয়াল বেগ পরিমাপের সাথে মিলিত হয়ে, ক্লাস্টারের দূরত্ব গণনা করতে সঠিক গতি ব্যবহার করা যেতে পারে। মিল্কিওয়ের কেন্দ্রে একটি অতি-বিশাল কৃষ্ণগহ্বরের উপস্থিতি অনুমান করতে নাক্ষত্রিক সঠিক গতি ব্যবহার করা হয়েছে। এই কৃষ্ণগহ্বরটি এসজিআর এ * বলে সন্দেহ করা হচ্ছে, যার ভর 4.2x (সৌর ভর)। স্থানীয় গোষ্ঠীতে ছায়াপথের সঠিক গতি রোসার-এ বিস্তারিতভাবে আলোচনা করা হয়েছে। 2005 সালে, মিল্কিওয়ের বাইরে 0.860 ± 0.028 Mpc অবস্থিত স্থানীয় গোষ্ঠীর তৃতীয় বৃহত্তম এবং একমাত্র সাধারণ সর্পিল ছায়াপথ ত্রিভুজ গ্যালাক্সি M33-এর সঠিক গতির প্রথম পরিমাপ করা হয়েছিল। অ্যান্ড্রোমেডা গ্যালাক্সির গতি 2012 সালে পরিমাপ করা হয়েছিল এবং প্রায় 4.5 বিলিয়ন বছরের মধ্যে অ্যান্ড্রোমেডা-দুগ্ধপথের সংঘর্ষের পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছে। এই বস্তুর সঠিক দূরত্ব খুঁজে বের করার জন্য 1999 সালে এম106 ছায়াপথের গ্রুপে এন. জি. সি 4258 (এম106) ছায়াপথের সঠিক গতি ব্যবহার করা হয়েছিল। সেই ছায়াপথের বস্তুর রেডিয়াল গতি সরাসরি পৃথিবীর দিকে এবং দূরে সরে যাওয়ার পরিমাপ করা হয়েছিল এবং এই একই গতি শুধুমাত্র একটি সঠিক গতির সাথে বস্তুর ক্ষেত্রে প্রযোজ্য বলে ধরে নেওয়া হয়, পর্যবেক্ষিত সঠিক গতি ছায়াপথের দূরত্বের পূর্বাভাস দেয়। প্রথমদিকের জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সঠিক গতি নিয়ে সন্দেহ করেছিলেন (ম্যাক্রোবিয়াসের মতে, আনুমানিক 400 খ্রিষ্টাব্দ) কিন্তু এডমন্ড হ্যালি 1718 সাল পর্যন্ত কোনও প্রমাণ দেননি, যিনি লক্ষ্য করেছিলেন যে সিরিয়াস, আর্কটুরাস এবং অ্যালডেবারান প্রায় 1850 বছর আগে প্রাচীন গ্রীক জ্যোতির্বিজ্ঞানী হিপ্পার্কাস দ্বারা চিহ্নিত অবস্থান থেকে অর্ধ ডিগ্রির বেশি দূরে ছিলেন। "যথাযথ" শব্দের কম অর্থ যুক্তিযুক্তভাবে ইংরেজিতে ব্যবহৃত হয় (তবে "যথাযথ শহর" হিসাবে পোস্টপজিটিভ হিসাবে ব্যবহৃত হলে ঐতিহাসিক বা অপ্রচলিত নয়) যার অর্থ "সম্পর্কিত" বা "নিজস্ব"। "অনুপযুক্ত গতি" বলতে এমন অনুভূত গতিকে বোঝায় যা কোনও বস্তুর অন্তর্নিহিত গতিপথের সাথে কিছুই করার নেই, যেমন পৃথিবীর অক্ষীয় অগ্রগমন এবং 26,000 বছরের চক্রের মধ্যে ছোটখাটো বিচ্যুতি, পুষ্টির কারণে। উচ্চ সঠিক গতির নক্ষত্রগুলি হিপারকোস ক্যাটালগ থেকে সর্বাধিক সঠিক গতির নক্ষত্রগুলি নিম্নরূপ। এতে টিগার্ডেন স্টারের মতো তারাগুলি অন্তর্ভুক্ত নেই, যা সেই ক্যাটালগের জন্য খুব ক্ষীণ। সিমাবাদ জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক ডাটাবেসে একটি মানদণ্ড অনুসন্ধান করে নাক্ষত্রিক বস্তুর আরও সম্পূর্ণ তালিকা তৈরি করা যেতে পারে। এইচ. আই. পি 67593-এর চিত্রটি প্রায় নিশ্চিতভাবেই একটি ত্রুটি, সম্ভবত কারণ নক্ষত্রটির তুলনামূলকভাবে কাছাকাছি উজ্জ্বল দৃশ্যমান বাইনারি সহচর রয়েছে; ডি. এস. এস. 2 এবং এস. ডি. এস. এস. 9 চিত্রের মধ্যে চলাচল এর চেয়ে কম। গায়া তার ডেটা রিলিজ 2-এর জন্য একটি অনেক ছোট সঠিক গতি পরিমাপ করেছে, তবুও এটি এবং তার সম্ভাব্য সাধারণ-সঠিক-গতির সঙ্গী এইচআইপি 67594-এর মধ্যে একটি 15-গুণ প্যারালাক্স। এর দূরত্ব এবং গতির পুনর্মিলন করতে ডেটা রিলিজ 3-এর জন্য অপেক্ষা করতে হবে যা খুব উচ্চ সঠিক গতির বস্তুগুলি ভালভাবে বিশ্লেষণ করবে বলে আশা করা হচ্ছে। আরও দেখুন অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল কোঅর্ডিনেট সিস্টেম গ্যালাক্সি ঘূর্ণন বক্ররেখা লিওনার্ড-মেরিট ভর প্রাক্কলনকারী মিল্কিওয়ে অদ্ভুত বেগ রেডিয়াল বেগ আপেক্ষিক বেগ সৌর শীর্ষ মহাকাশ বেগ (জ্যোতির্বিজ্ঞান) খুব দীর্ঘ-বেসলাইন ইন্টারফেরোমেট্রি রেফারেন্স বাহ্যিক লিঙ্ক হিপারকোসঃ উচ্চ সঠিক গতির তারা এডমন্ড হ্যালিঃ সঠিক গতির আবিষ্কার অ্যাস্ট্রোমেট্রি নাক্ষত্রিক জ্যোতির্বিজ্ঞান গতি (পদার্থবিজ্ঞান) জ্যোতির্বিজ্ঞানে ধারণাগুলি