Proper motion
http://dbpedia.org/resource/Proper_motion an entity of type: Thing
Η ιδία κίνηση στην αστρονομία είναι η μεταβολή στη θέση ενός αστέρα με την πάροδο του χρόνου πάνω στην ουράνια σφαίρα, που οφείλεται μόνο στη μέση σχετική του ταχύτητα ως προς τον Ήλιο και το Ηλιακό Σύστημα και συμβολίζεται διεθνώς με το ελληνικό γράμμα μ. Η ιδία κίνηση ενός αστέρα οφείλεται στις συνιστώσες της σχετικής ταχύτητάς του που είναι κάθετες στην συνιστώσα τη γνωστή ως ακτινική ταχύτητα. Η ακτινική ταχύτητα έχει ως αποτέλεσμα τη μεταβολή της μέσης αποστάσεώς μας από τον αστέρα, ενώ η ιδία κίνηση όχι.
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El movimiento propio de una estrella es la medida del cambio de su posición en el cielo en el tiempo después de que se descarta el movimiento impropio. Es una medida indirecta de la 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. A lo largo de los años podemos observar que las estrellas se mueven, también podemos observar aunque a simple vista, tenemos que tener mucha atención al observar.
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Is é is dualghluaisne ann ná gluaiseacht na réalta féin trasna na spéire mar a fheictear dúinn féin í, is é sin, an chuid de ghluaiseacht infheicthe na réalta arb í fíor-ghluaiseacht na réalta is cúis léi. Aithnítear dualghluaisne na réalta ar a comhordanáidí meánchiorclacha, is é sin, ar an gceartairde agus ar an diallas. Má fhágtar gluaiseacht an Domhain féin, chomh maith le gluaiseachtaí ais rothlaithe an Domhain - is é sin, an luainíocht agus an nútú - as an áireamh, gheofar dualghluaisne na réalta. Is iad na réaltaí is mó dualghluaisne ar an spéir ná Réalta Kapteyn agus Réalta Barnard.
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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.
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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 의 요소들을 제거한 값이다. 고유 운동은 일정 시간 동안 관측자에게서 어떤 천체가 가까워지거나 멀어지는 것을 가리키는 시선 속도와 대비되는 개념이다.
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Со́бственное движе́ние — изменения координат звёзд на небесной сфере, вызванные относительным движением звёзд и Солнечной системы. В них не включают периодические изменения, вызванные движением Земли вокруг Солнца (годичный параллакс, аберрация света), и движение, вызванное прецессией экваториальной системы координат. Более строгое определение: «Собственным движением звезды в астрономии называют величины, характеризующие её угловое перемещение на небесной сфере в заданной системе координат за единицу времени»
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自行是恆星相對於太陽系的質量中心，隨著時間變化的推移所顯示出在位置在角度上的改變，它的測量是以角秒/年為單位（3600角秒等同於角度的1度）。反之，徑向速度是在視線方向上天體接近或遠離的速度，隨著時間推展的變化率，通常是測量輻射中的都卜勒頻移。自行不是恆星的本質（即恆星的內稟性質），因為它包含了太陽系本身運動的元素在內。由於光速是有限的，遙遠恆星的真實速度很難觀測得到，觀測自行反映的是恆星當時輻射光的運動。 自行的測量需要排除下列會影響觀測天體位置座標值的因素，這些因素主要有：
* 周日運動
* 視差
* 分點的歲差
* 章動
* 光行差
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في علم الفلك الحركة الخاصة (بالإنجليزية : Proper Motion) هي الحركة الحقيقية لأحد النجوم (أي أنها ليست مجرد ). المقياس المُستخدم لحساب هذا التحرك هو عدد الثواني القوسية التي يقطعها النجم في السنة الأرضية الواحدة (3600 ثانية قوسية = درجة قوسية واحدة). ويتم عادة قياس هذه الحركة بقياس تأثير دوبلر حيث إن الانزياح نحو الأزرق يعني أن الجرم يقترب من الأرض أوالانزياح نحو الأحمر يعني أن الجرم يبتعد عن الأرض. في كثير من الحالات تكون الحركة الخاصة لنجم ناشئة عن دورانه حول قرين له في نظام نجم ثنائي أو في نظام متعدد النجوم، حيث تؤثر النجوم عل بعضها البعض بقوة الجاذبية.
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En astronomia, s'anomena moviment propi el moviment aparent de les estrelles sobre l'esfera celeste. 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 les que mesurà Hiparc aproximadament 1.850 anys abans. S'expressa en graus sexagesimals per unitat de temps; normalment, però, es fa servir el submúltiple de mil·lisegon d'arc/any (mas/a). Els moviments propis de milions d'estrelles han estat consignats en el catàleg Tycho.
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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 ekvatoreálních 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, Z k S. Pokud je známa vzdálenost hvězdy, lze vypočítat z vlastního pohybu paralaxy π tangenciálně rychlost hvězdy V, v km/s ze vzorce Vt = 4,74.μ.π−1.
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En astrometrio, oni tiel nomas propra movo la ŝajnan movon de steloj (aŭ aliaj astronomiaj objektoj) tra la ĉielosfero. Tiu movo estis malkovrita en 1718 de Edmond Halley, kiu rimarkis, ke la pozicioj de Siriuso kaj de Arkturo disŝovis de pli ol duona grado de tiuj mezuritaj de Hiparko ĉirkaŭ 1850 jaroj antaŭ. Li ankaŭ mencia, ke kaŝado de Aldebarano far'de Luno okazis en 509. La Barnarda Stelo havas plej grandan propran movon el ĉiuj steloj : po 10,3 arksekundoj ĉiu jaro ; tie estas, ke ĝi trakuras tra la ĉielo angulon egalan al la ŝajna diametro de Luno (½ grado) en 180 jaroj.
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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.
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En astronomie, on appelle mouvement propre le mouvement apparent des étoiles sur la sphère céleste vue de la Terre. 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. Les mouvements propres de plusieurs millions d'étoiles sont consignés dans le catalogue Tycho.
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Proper motion is the astrometric measure of the observed changes in the apparent places of stars or other celestial objects in the sky, as seen from the center of mass of the Solar System, compared to the abstract background of the more distant stars. The components for proper motion in the equatorial coordinate system (of a given epoch, often J2000.0) are given in the direction of right ascension (μα) and of declination (μδ). Their combined value is computed as the total proper motion (μ). It has dimensions of angle per time, typically arcseconds per year or milliarcseconds per year.
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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. 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.
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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。
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Ruch własny – miara szybkości zmiany pozycji gwiazdy 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.
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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 eigenbeweging van een ster wordt gewoonlijk aangegeven door de letter μ in boogseconden of milliboogseconden (mas) per jaar in rechte klimming en declinatie. De grootste eigenbeweging van alle sterren heeft de Ster van Barnard (10,36 boogseconden per jaar).
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Egenrörelse, en stjärnas (vinkel)rörelse tangentiellt mot synlinjen. Även om stjärnornas hastigheter typiskt uppgår till tiotals eller hundratals km/s är deras avstånd så stora att egenrörelserna blir små. Att några stjärnor ö.h.t. kunde uppvisa egenrörelser upptäcktes av Edmund Halley 1718, när han jämförde samtida observationer med antika källor. De allra största egenrörelserna uppgår till några bågsekunder per år, vilket över en sådan tidsbas blir högst märkbart. I princip bestäms egenrörelser fortfarande helt enkelt genom att stjärnors positioner uppmäts med flera års tidsmellanrum. I praktiken har man dock stora problem med hänföra observationerna till ett gemensamt referenssystem. Inte förrän med Hipparcos-projektet har man fått stjärnpositioner och egenrörelser i ett väldefinierat i
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Movimento próprio de uma estrela refere-se ao movimento da estrela perpendicularmente à linha de visada de um observador na Terra. O movimento é dito "próprio" por pertencer a estrela e não ao céu, que parece girar e carregar todas as estrelas com ele. Numa primeira análise, as estrelas parecem estar fixas no céu, em relação umas às outras. Uma observação mais cuidadosa revelará que as estrelas mudam lentamente de posição pois cada estrela possui seu próprio movimento.
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Вла́сний рух (світила) — кутове зміщення видимого розташування світила на небесній сфері, пов'язане із його рухом відносно Сонячної системи.Отже, власний рух не зовсім «власний» (тобто, притаманний саме якій-небудь зорі), оскільки до нього включається й компонента, обумовлена рухом Сонця. 1997 року Міжнародний астрономічний союз ухвалив міжнародну небесну систему координат як новий стандарт. У цій системі початком відліку є барицентр сонячної системи, отже, рух Землі не впливає на визначення міжнародних небесних координат (за визначенням).
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حركة خاصة
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Moviment propi
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Vlastní pohyb
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Eigenbewegung (Astronomie)
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Ιδία κίνηση
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Propra movo
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Movimiento propio
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Dualghluaisne
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Gerak diri
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Moto proprio
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Mouvement propre
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고유운동
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固有運動
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Eigenbeweging
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Proper motion
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Ruch własny
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Movimento próprio
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Собственное движение
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Egenrörelse
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Власний рух
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自行
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En astronomia, s'anomena moviment propi el moviment aparent de les estrelles sobre l'esfera celeste. 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 les que mesurà Hiparc aproximadament 1.850 anys abans. S'expressa en graus sexagesimals per unitat de temps; normalment, però, es fa servir el submúltiple de mil·lisegon d'arc/any (mas/a). A primera vista, les estrelles semblen ocupar una posició fixa sobre l'esfera celeste. Això significa que formarien sempre els mateixos asterismes i que, per exemple, l'Ossa 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 les 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 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 té el moviment propi més elevat de totes les estrelles: 10,3 segons d'arc anualment, és a dir, que recorre el cel un angle igual al 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.
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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 ekvatoreálních 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, Z k S. Pokud je známa vzdálenost hvězdy, lze vypočítat z vlastního pohybu paralaxy π tangenciálně rychlost hvězdy V, v km/s ze vzorce Vt = 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 pro více než 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 hvězdy.
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في علم الفلك الحركة الخاصة (بالإنجليزية : Proper Motion) هي الحركة الحقيقية لأحد النجوم (أي أنها ليست مجرد ). المقياس المُستخدم لحساب هذا التحرك هو عدد الثواني القوسية التي يقطعها النجم في السنة الأرضية الواحدة (3600 ثانية قوسية = درجة قوسية واحدة). ويتم عادة قياس هذه الحركة بقياس تأثير دوبلر حيث إن الانزياح نحو الأزرق يعني أن الجرم يقترب من الأرض أوالانزياح نحو الأحمر يعني أن الجرم يبتعد عن الأرض. يتم وصف الحركة الخاصة بقياسين: الموقع الزاوي والحركة الخاصة نفسها. حيث إن الموقع الزاوي هو اتجاه حركة النجم على القبة السماوية (0 درجة تعني أنه يتحرك إلى الشمال و90 درجة تعني أنه يتحرك إلى الشرق إلخ..) أما الشيء الثاني فهو سرعة الحركة الخاصة للنجم ويُستخدم عدد الثواني القوسية التي يقطعها النجم في السنة كوحدة. وبالإمكان أيضا استخدام الميل الفلكي والمطلع المستقيم من أجل ذلك. في كثير من الحالات تكون الحركة الخاصة لنجم ناشئة عن دورانه حول قرين له في نظام نجم ثنائي أو في نظام متعدد النجوم، حيث تؤثر النجوم عل بعضها البعض بقوة الجاذبية.
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Η ιδία κίνηση στην αστρονομία είναι η μεταβολή στη θέση ενός αστέρα με την πάροδο του χρόνου πάνω στην ουράνια σφαίρα, που οφείλεται μόνο στη μέση σχετική του ταχύτητα ως προς τον Ήλιο και το Ηλιακό Σύστημα και συμβολίζεται διεθνώς με το ελληνικό γράμμα μ. Η ιδία κίνηση ενός αστέρα οφείλεται στις συνιστώσες της σχετικής ταχύτητάς του που είναι κάθετες στην συνιστώσα τη γνωστή ως ακτινική ταχύτητα. Η ακτινική ταχύτητα έχει ως αποτέλεσμα τη μεταβολή της μέσης αποστάσεώς μας από τον αστέρα, ενώ η ιδία κίνηση όχι.
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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.
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En astrometrio, oni tiel nomas propra movo la ŝajnan movon de steloj (aŭ aliaj astronomiaj objektoj) tra la ĉielosfero. Tiu movo estis malkovrita en 1718 de Edmond Halley, kiu rimarkis, ke la pozicioj de Siriuso kaj de Arkturo disŝovis de pli ol duona grado de tiuj mezuritaj de Hiparko ĉirkaŭ 1850 jaroj antaŭ. Li ankaŭ mencia, ke kaŝado de Aldebarano far'de Luno okazis en 509. Ŝajne, la steloj aperas fiksaj ĉe la firmamento, tio, kiu implicas, ke la stelfiguroj ne ŝanĝus. Tio estas malekzakta : precizaj observoj en diversaj tempoj montras, ke la formo de la konstelacioj malrapide ŝanĝas, kaj ke la steloj moviĝas unu rilate al la aliaj. Tiu movo estas tiel nomata propra movo, ĉar ĝi reprezentas la veran movon de ĉiu stelo (rilate al Suno). Ĝi kontrastas kun la malpropra movo, kiu tuŝas sammaniere la tutaĵon de la steloj, kaj estas ŝuldata al movoj de , de de la de Tero kaj al la aberacio. La Barnarda Stelo havas plej grandan propran movon el ĉiuj steloj : po 10,3 arksekundoj ĉiu jaro ; tie estas, ke ĝi trakuras tra la ĉielo angulon egalan al la ŝajna diametro de Luno (½ grado) en 180 jaroj. Granda propra movo estas ĝenerale indiko de proksimeco de koncernata objekto : la Barnarda Stelo estas la dua plej proksima stelo (se oni rigardas la sistemon de Alfa Centaŭro kiel unuopan objekton). La propraj movoj de pluraj miloj da steloj estas notitaj en la , kiu rezultas de la misio . Tiuj movoj estas ĝenerale esprimataj en mas / jaro (mili-arksekundo / jaro). Propra movo de 1 arksekundo / jaro por ojekto malproksima de unu jarlumo kongruas kun transversa rapido de 1,45 km/s eilat'al Suno. En 2005 estis plenumita la unua mezuro de la propra movo de eksterlaktavoja objekto : la Galaksio de la Triangulo.
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El movimiento propio de una estrella es la medida del cambio de su posición en el cielo en el tiempo después de que se descarta el movimiento impropio. Es una medida indirecta de la 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. A lo largo de los años podemos observar que las estrellas se mueven, también podemos observar aunque a simple vista, tenemos que tener mucha atención al observar.
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En astronomie, on appelle mouvement propre le mouvement apparent des étoiles sur la sphère céleste vue de la Terre. 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, ou plus exactement à 2 des 3 composantes de ce mouvement réel, puisque la « sphère céleste » n'est que le résultat d'une perspective conique, la fuite ou le rapprochement éventuel de l'étoile étant occulté par cette projection centrale. 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.
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Is é is dualghluaisne ann ná gluaiseacht na réalta féin trasna na spéire mar a fheictear dúinn féin í, is é sin, an chuid de ghluaiseacht infheicthe na réalta arb í fíor-ghluaiseacht na réalta is cúis léi. Aithnítear dualghluaisne na réalta ar a comhordanáidí meánchiorclacha, is é sin, ar an gceartairde agus ar an diallas. Má fhágtar gluaiseacht an Domhain féin, chomh maith le gluaiseachtaí ais rothlaithe an Domhain - is é sin, an luainíocht agus an nútú - as an áireamh, gheofar dualghluaisne na réalta. Is iad na réaltaí is mó dualghluaisne ar an spéir ná Réalta Kapteyn agus Réalta Barnard.
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Proper motion is the astrometric measure of the observed changes in the apparent places of stars or other celestial objects in the sky, as seen from the center of mass of the Solar System, compared to the abstract background of the more distant stars. The components for proper motion in the equatorial coordinate system (of a given epoch, often J2000.0) are given in the direction of right ascension (μα) and of declination (μδ). Their combined value is computed as the total proper motion (μ). It has dimensions of angle per time, typically arcseconds per year or milliarcseconds per year. Knowledge of the proper motion, distance, and radial velocity allows calculations of an object's motion from our star system's frame of reference and its motion from the galactic frame of reference – that is motion in respect to the Sun, and by coordinate transformation, that in respect to the Milky Way.
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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.
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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. 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.
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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 eigenbeweging van een ster wordt gewoonlijk aangegeven door de letter μ in boogseconden of milliboogseconden (mas) per jaar in rechte klimming en declinatie. 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 de . 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, is de 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.
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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。
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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 의 요소들을 제거한 값이다. 고유 운동은 일정 시간 동안 관측자에게서 어떤 천체가 가까워지거나 멀어지는 것을 가리키는 시선 속도와 대비되는 개념이다.
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Ruch własny – miara szybkości zmiany pozycji gwiazdy 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.
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Movimento próprio de uma estrela refere-se ao movimento da estrela perpendicularmente à linha de visada de um observador na Terra. O movimento é dito "próprio" por pertencer a estrela e não ao céu, que parece girar e carregar todas as estrelas com ele. Numa primeira análise, as estrelas parecem estar fixas no céu, em relação umas às outras. Uma observação mais cuidadosa revelará que as estrelas mudam lentamente de posição pois cada estrela possui seu próprio movimento. As estrelas possuem dois tipos de movimentos que podem ser observados de nossa posição na Terra, o movimento próprio (perpendicular à linha de visada) e o movimento radial (ao longo da linha de visada). Este último não pode ser visto como um deslocamento no céu (uma vez que está se aproximando ou se afastando sobre a linha de visada), mas pode ser medido através do deslocamento Doppler das linhas espectrais da luz emitida pela estrela. O movimento próprio que a estrela descreve na esfera celeste pode ainda ser decomposto em duas coordenadas: o movimento próprio em ascensão reta e o movimento próprio de declinação.O efeito do movimento próprio na posição aparente da estrela é pequeno, devido à grande distância que nos separa das estrelas e é usualmente, medido em "/ano (segundos de arco por ano).
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Egenrörelse, en stjärnas (vinkel)rörelse tangentiellt mot synlinjen. Även om stjärnornas hastigheter typiskt uppgår till tiotals eller hundratals km/s är deras avstånd så stora att egenrörelserna blir små. Att några stjärnor ö.h.t. kunde uppvisa egenrörelser upptäcktes av Edmund Halley 1718, när han jämförde samtida observationer med antika källor. De allra största egenrörelserna uppgår till några bågsekunder per år, vilket över en sådan tidsbas blir högst märkbart. I princip bestäms egenrörelser fortfarande helt enkelt genom att stjärnors positioner uppmäts med flera års tidsmellanrum. I praktiken har man dock stora problem med hänföra observationerna till ett gemensamt referenssystem. Inte förrän med Hipparcos-projektet har man fått stjärnpositioner och egenrörelser i ett väldefinierat icke-roterande system knutet till avlägsna kvasarer. Stor egenrörelse är ofta ett tecken litet avstånd, och Barnards stjärna (bilden) är just en av solens närmaste grannar i Vintergatan. En avlägsen stjärna som Deneb (alfa i Svanen) har däremot en egenrörelse som bara är ca 0,002 bågsekunder per år.
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Со́бственное движе́ние — изменения координат звёзд на небесной сфере, вызванные относительным движением звёзд и Солнечной системы. В них не включают периодические изменения, вызванные движением Земли вокруг Солнца (годичный параллакс, аберрация света), и движение, вызванное прецессией экваториальной системы координат. Более строгое определение: «Собственным движением звезды в астрономии называют величины, характеризующие её угловое перемещение на небесной сфере в заданной системе координат за единицу времени»
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自行是恆星相對於太陽系的質量中心，隨著時間變化的推移所顯示出在位置在角度上的改變，它的測量是以角秒/年為單位（3600角秒等同於角度的1度）。反之，徑向速度是在視線方向上天體接近或遠離的速度，隨著時間推展的變化率，通常是測量輻射中的都卜勒頻移。自行不是恆星的本質（即恆星的內稟性質），因為它包含了太陽系本身運動的元素在內。由於光速是有限的，遙遠恆星的真實速度很難觀測得到，觀測自行反映的是恆星當時輻射光的運動。 自行的測量需要排除下列會影響觀測天體位置座標值的因素，這些因素主要有：
* 周日運動
* 視差
* 分點的歲差
* 章動
* 光行差
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Вла́сний рух (світила) — кутове зміщення видимого розташування світила на небесній сфері, пов'язане із його рухом відносно Сонячної системи.Отже, власний рух не зовсім «власний» (тобто, притаманний саме якій-небудь зорі), оскільки до нього включається й компонента, обумовлена рухом Сонця. Слід зазначити, що власного руху не стосуються періодичні зміни координат зір, які зумовлено рухом планети Земля. Це явища прецесії, нутації, аберації світла та паралаксу. Більшість із них було вивчено астрономами 18-19 сторіччя (від Бредлі до Бесселя) і визначено сталі цих фундаментальних в астрономії величин.Вони визначають перетворення спостережних координат до деяких усереднених у екваторіальній системі координат відповідної епохи, що не залежать від руху нашої планети. 1997 року Міжнародний астрономічний союз ухвалив міжнародну небесну систему координат як новий стандарт. У цій системі початком відліку є барицентр сонячної системи, отже, рух Землі не впливає на визначення міжнародних небесних координат (за визначенням).
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