Movimentos Próprios:

Embora as estrelas pareçam estar fixas no céu, elas na verdade se movem no espaço com velocidades altas, da ordem de dezenas ou centenas de km/s. Suas distâncias gigantescas fazem com que estes movimentos sejam quase imperceptíveis a um observador na Terra. O movimento aparente das estrelas no céu, reflexo de seu movimento no espaço, embora pequeno, é mensurável. A ele chamamos de movimento próprio e o representamos pela letra grega m.

Para melhor entendermos o que é o movimento próprio, consideremos a figura abaixo. Nela temos representadas as posições de um observador em O e de uma estrela em E. Também está representado, por uma seta, o vetor velocidade espacial da estrela (V). O comprimento da seta é uma medida do módulo da velocidade, sendo que a seta aponta a direção de movimento da estrela. Este movimento é devido ao campo gravitacional interno da nossa Gal´xia, a Via-Láctea, que impõe a cada estrela ou objeto a ela pertencente uma aceleração e uma velocidade resultantes.

A velocidade da estrela, conforme mostrado na figura, pode ser então decomposta em um componente ao longo da linha de visada, a velocidade radial (V_r) e um componente perpendicular à linha de visada, a velocidade tangencial ou transversal (V_t) Ambos os componentes são mensuráveis e muito importantes para se determinar a forma como as estrelas se movem no interior da Galáxia e, a partir daí, estudar a dinâmica da Via-Láctea e mesmo determinar sua massa. O componente radial da velocidade leva a uma alteração na distância que separa o observador da estrela. V_r pode ser medido pelo Efeito Dopler , pelo qual a frequência das ondas de luz aumenta (diminui) quando a fonte que as emite se aproxima (afasta) do observador. Note que este componente, não leva a uma mudança na direção no espaço na qual se encontra a fonte. Assim, o componente mais relevante para a Astronomia de Posição é o tangencial, que dividido pela distância à fonte, resulta na velocidade angular com que esta se desloca na esfera celeste. Ou seja, o movimento próprio pode ser matematicamente expresso como m = V_t / R

As estrelas mais próximas apresentam em geral movimentos próprios maiores. A figura acima reflete este fato. Para uma mesma velocidade tangencial, o movimento próprio será tanto maior quanto mais próxima estiver a estrela. Naturalmente isso também pode ser entendido matematicamente, levando-se em conta a fórmula para m dada acima. A estrela com maior movimento próprio é a estrela de Barnard. Ela se desloca no céu por um ângulo de 10" a cada ano. Trata-se também de uma das estrelas mais vizinhas ao Sistema Solar. Somente algumas estrelas possuem movimentos próprios maiores do que 1" ao ano. Assim, a forma das constelações que as estrelas delineam no céu pouco se altera com o tempo. No diagrama abaixo vemos a forma de uma constelação boreal, a Ursa Maior, no presente (parte superior) e daqui a 10000 anos.