Moto proprio

Il moto proprio è il moto apparente di una stella sulla volta celeste causato dall'effettivo movimento della stella rispetto al centro di massa del sistema solare^[1].

A prima vista le stelle sembrano essere in una posizione fissa rispetto alle altre e le costellazioni sembrano sempre uguali. Un'osservazione più accurata mostra però che la forma delle costellazioni cambia molto lentamente e che ogni stella si muove indipendentemente dalle altre. Il moto è teoricamente 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 il moto di rotazione della Terra su sé stessa, la precessione degli equinozi, la nutazione e la rotazione della Terra attorno al Sole che modificando la parallasse causa l'aberrazione astronomica.

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 a 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.

Stelle con moto proprio superiore ai 3 arcosecondi per anno

Il moto proprio della Stella di Barnard, ripreso tra il 1985 e il 2005.

Ord.	Nome		Classe spettrale	Magnitudine apparente	Magnitudine assoluta	Ascensione retta	Declinazione	Parallasse (arcsec)	Distanza (anni luce)	Moto proprio (arcsec/anno)^[2]
Ord.	Sistema	Stella	Classe spettrale	Magnitudine apparente	Magnitudine assoluta	Ascensione retta	Declinazione	Parallasse (arcsec)	Distanza (anni luce)	Moto proprio (arcsec/anno)^[2]
1	Stella di Barnard		M4.0Ve	9,53	13,22	17^h 55^m 23^s	+4° 33′ 18″	0,547"	5,96	10,31
2	Stella di Kapteyn		sdM0VI	8,84	10,87	5^h 11^m 41^s	−45° 1′ 6″	0,255"	12,77	8,706
5	Groombridge 1830	Gliese 451 A	G8 VIp	6,42	6,62	11^h 52^m 58,8^s	+37° 43′ 7″	0,109"	29,7	7,053
5	Groombridge 1830	Gliese 451 B	M5.5V	-	-	11^h 52^m 58,8^s	+37° 43′ 7″	0,109"	29,7	7,053
3	Lacaille 9352		M1.5Ve	7,34	9,75	23^h 5^m 42^s	−35° 51′ 11″	0,304"	10,74	6,896
4	Gliese 1		M3.0V	8,55	10,35	0^h 5^m 24^s	−37° 21′ 27″	0,229"	14,22	6,097
5	61 Cygni	61 Cygni A	K3.5Ve	5,21	7,49	21^h 8^m 52^s	+38° 56′ 51″	0,286"	11,40	5,220
5	61 Cygni	61 Cygni B	K4.7Ve	6,03	8,31	21^h 8^m 52^s	+38° 56′ 51″	0,286"	11,40	5,220
6	Gliese 299		M4V	12,82	13,65	8^h 11^m 57^s	+8° 46′ 22,95″	0,143"	22,31	5,211
7	Lalande 21185		M5.5e	7,47	10,44	11^h 0^m 37^s	+36° 18′ 20″	0,393"	8,29	4,807
8	Epsilon Indi		K5Ve	4,69	6,89	22^h 3^m 22^s	−56° 47′ 10″	0,276"	11,82	4,700
9	Wolf 359		M6.0V	13,44	16,55	10^h 56^m 28^s	+7° 0′ 42″	0,419"	7,78	4,696
10	Gliese 412	WX Ursae Majoris	M5.5V	14,48	16,05	11^h 5^m 30^s	+43° 31′ 18″	0,206"	15,83	4,531
10	Gliese 412	Gliese 412 A	M1.0V	8,77	10,34	11^h 5^m 29^s	+43° 31′ 36″	0,206"	15,83	4,528
11	40 Eridani	40 Eridani A	K1V	4,43	5,92	4^h 15^m 16^s	−7° 39′ 10″	0,198"	16,5	4,083
		40 Eridani B	DA4	9,52	11,01	4^h 15^m 21^s	−7° 39′ 29″			4,073
		40 Eridani C	M4,5eV	11,17	12,66	4^h 15^m 21^s	−7° 39′ 22″			4,073
12	Gliese 518		DZ9	14,68	15,10	13^h 36^m 32^s	+3° 40′ 46″	0,121"	26,87	3,870
13	Alfa Centauri	Proxima Centauri	M5.5Ve	11,01	15,53	14^h 29^m 43^s	−62° 40′ 46″	0,772"	4,22	3,809
14	Mu Cassiopeiae	Mu Cas. A	G5VI	5,17	5,80	1^h 08^m 17^s	+54° 55′ 13″	0,134"	24,36	3,770
14	Mu Cassiopeiae	Mu Cas. B	M5V	10	11	1^h 08^m 17^s	+54° 55′ 13″	0,134"	24,36	3,770
15	Stella di Luyten		M3.5Vn	9,86	11,97	7^h 27^m 25^s	+5° 13′ 33″	0,264"	12,36	3,761
16	Alfa Centauri	Alfa Centauri A	G2V	−0,01	4,38	14^h 39^m 37^s	−60° 50′ 2″	0,747"	4,36	3,689
16	Alfa Centauri	Alfa Centauri B	K0V	1,35	5,71	14^h 39^m 35^s	−60° 50′ 14″	0,747"	4,36	3,689
17	Gliese 579.2	Gliese 579.2 B	K2VI	9,44	7,07	15^h 10^m 13^s	−16° 22′ 46″	0,033"	97,19	3,677
17	Gliese 579.2	Gliese 579.2 A	K0VI	9,07	6,70	15^h 10^m 12^s	−16° 27′ 46″	0,033"	97,19	3,674
18	Gliese 699.1		DA7	14,31	13,34	17^h 49^m 50^s	+82° 46′ 26″	0,064"	51,04	3,587
19	Lacaille 8760		M2Ve	6,67	8,69	21^h 17^m 15^s	−38° 52′ 3″	0,253"	12,86	3,453
20	Luyten 726-8	BL Ceti	M6.0e	12,99	15,85	1^h 39^m 1^s	+17° 57′ 0″	0,374"	8,72	3,368
20	Luyten 726-8	UV Ceti	M5.5e	12,54	15,40	1^h 39^m 1^s	+17° 57′ 0″	0,374"	8,72	3,368
21	EZ Aquarii	EZ Aquarii A	M5.0Ve	13,33	15,64	22^h 38^m 34^s	−15° 18′ 2″	0,290"	11,26	3,254
		EZ Aquarii B	M?	13,27	15,58
		EZ Aquarii C	M?	14,03	16,34
22	82 Eridani		G5V	4,26	5,28	3^h 19^m 56^s	−43° 4′ 11″	0,160"	20,41	3,127
23	GJ 1062		M1	13,02	12,00	3^h 38^m 15^s	−11° 29′ 10″	0,033"	52,28	3,033

Note

^ Theo Koupelis, Karl F. Kuhn, In Quest of the Universe, Jones & Bartlett Publishers, 2007, p. 369, ISBN 0-7637-4387-9.
^ Valori ottenuti il 6 settembre 2011 interrogando Vizier con "pm > 3"

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(EN) proper motion, su Enciclopedia Britannica, Encyclopædia Britannica, Inc.

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[1] Theo Koupelis, Karl F. Kuhn, In Quest of the Universe, Jones & Bartlett Publishers, 2007, p. 369, ISBN 0-7637-4387-9.

[2] Valori ottenuti il 6 settembre 2011 interrogando Vizier con "pm > 3"

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