Movimiento propio

Medida de los cambios observados en las ubicaciones aparentes de las estrellas.

Relación entre los componentes de movimiento propio y velocidad de un objeto.
Hace un año, el objeto se encontraba a d unidades de distancia del Sol y su luz se movió en un año en un ángulo μ radianes/s. Si no ha habido distorsión por efecto de lente gravitacional o de otro tipo, entonces μ = donde es la distancia (generalmente expresada como velocidad anual) transversal (tangencial o perpendicular) a la línea de visión desde el Sol. El ángulo está sombreado en azul claro desde el Sol hasta el punto de inicio del objeto y su posición un año después como si no tuviera velocidad radial. En este diagrama, la velocidad radial es la de la separación del Sol y el objeto, por lo que es positiva. ${\displaystyle {\frac {v_{t}}{d}}}$ ${\displaystyle v_{t}}$

El movimiento propio es la medida astrométrica de los cambios observados en las posiciones aparentes de las estrellas u otros objetos celestes en el cielo, vistos desde el centro de masa del Sistema Solar , en comparación con el fondo abstracto de las estrellas más distantes . ^[1]

Los componentes del movimiento propio en el sistema de coordenadas ecuatoriales (de una época dada , a menudo J2000.0 ) se dan en la dirección de ascensión recta ( μ _α ) y de declinación ( μ _δ ). Su valor combinado se calcula como el movimiento propio total ( μ ). ^{[2] [3]} Tiene dimensiones de ángulo por tiempo , típicamente segundos de arco por año o milisegundos de arco por año.

El conocimiento del movimiento propio, la distancia y la velocidad radial permite realizar cálculos del movimiento de un objeto desde el marco de referencia del Sistema Solar y su movimiento desde el marco de referencia galáctico, es decir, el movimiento con respecto al Sol y, por transformación de coordenadas , con respecto a la Vía Láctea . ^[4]

Introducción

Los polos norte y sur celestes están por encima/por debajo de CNP , CSP ; el origen de las 24 horas de Ascensión Recta (la medida de la posición este-oeste celestial absoluta), el equinoccio de marzo (centro de la posición del sol en ese momento) en la época J2000, es el vector V. En rojo ,
el diagrama suma los componentes del movimiento propio a través de la esfera celeste .
Un momento ideal para medir exactamente un cambio anual tan pequeño es en la culminación. La culminación de la estrella se alcanza diariamente cuando el observador (y la Tierra) pasa como lo muestran las flechas azules "debajo" de la estrella.
Los ejes positivos de los dos componentes de su cambio en movimiento propio, medido o publicado habitualmente todos los años, son las flechas rojas exageradas; nota: las flechas derechas apuntan al horizonte este. Una anotación roja es sutilmente más corta, ya que el coseno de una estrella que reposa a 0° de declinación es 1, por lo que no sería necesario multiplicar el cambio este u oeste de dicha estrella por el coseno de su declinación.
El vector de movimiento propio es μ , α = ascensión recta , δ = declinación , θ = ángulo de posición .

A lo largo de los siglos, las estrellas parecen mantener posiciones casi fijas entre sí, de modo que forman las mismas constelaciones a lo largo del tiempo. Por ejemplo, tanto la Osa Mayor en el cielo del norte como la Cruz en el cielo del sur tienen casi el mismo aspecto ahora que hace cientos de años. Sin embargo, observaciones precisas a largo plazo muestran que estas constelaciones cambian de forma, aunque muy lentamente, y que cada estrella tiene un movimiento independiente .

Este movimiento es causado por el movimiento de las estrellas en relación con el Sol y el Sistema Solar . El Sol viaja en una órbita casi circular (el círculo solar ) alrededor del centro de la galaxia a una velocidad de aproximadamente 220 km/s en un radio de 8.000 parsecs (26.000 años luz) desde Sagitario A* ^{[5] [6]} que puede tomarse como la velocidad de rotación de la propia Vía Láctea en este radio. ^{[7] [8]}

Todo movimiento propio es un vector bidimensional (ya que excluye el componente relativo a la dirección de la línea de visión) y tiene dos cantidades o características: su ángulo de posición y su magnitud . La primera es la dirección del movimiento propio en la esfera celeste (donde 0 grados significa que el movimiento es hacia el norte, 90 grados significa que el movimiento es hacia el este (izquierda en la mayoría de los mapas del cielo e imágenes de telescopios espaciales), etc.), y la segunda es su magnitud, expresada típicamente en segundos de arco por año (símbolos: arcsec/yr, as/yr, ″/yr, ″yr ⁻¹ ) o milisegundos de arco por año (símbolos: mas/yr, masyr ⁻¹ ).

El movimiento propio puede definirse alternativamente por los cambios angulares por año en la ascensión recta de la estrella ( μ _α ) y la declinación ( μ _δ ) con respecto a una época constante .

Los componentes del movimiento propio por convención se obtienen de la siguiente manera. Supóngase que un objeto se mueve desde las coordenadas (α ₁ , δ ₁ ) a las coordenadas (α ₂ , δ ₂ ) en un tiempo Δ t . Los movimientos propios se dan por: ^[9]

${\displaystyle \mu _{\alpha }={\frac {\alpha _{2}-\alpha _{1}}{\Delta t}},}$

${\displaystyle \mu _{\delta }={\frac {\delta _{2}-\delta _{1}}{\Delta t}}\ .}$

La magnitud del movimiento propio μ está dada por el teorema de Pitágoras : ^[10]

${\displaystyle \mu ^{2}={\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta \ ,}$

técnicamente abreviado:

${\displaystyle \mu ^{2}={\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha \ast }}^{2}\ .}$

donde δ es la declinación. El factor en cos ² δ representa el ensanchamiento de las líneas (horas) de ascensión recta alejándose de los polos, siendo cos δ cero para un objeto hipotético fijado en un polo celeste en declinación. Por lo tanto, se da un coeficiente para negar la velocidad engañosamente mayor hacia el este o el oeste (cambio angular en α ) en horas de ascensión recta cuanto más se acerca a los polos infinitos imaginarios, por encima y por debajo del eje de rotación de la Tierra, en el cielo. El cambio μ _α , que debe multiplicarse por cos δ para convertirse en un componente del movimiento propio, a veces se denomina "movimiento propio en ascensión recta", y μ _δ "movimiento propio en declinación". ^[11]

Si el movimiento propio en ascensión recta se ha convertido por cos δ , el resultado se designa μ _α* . Por ejemplo, los resultados del movimiento propio en ascensión recta en el Catálogo Hipparcos (HIP) ya se han convertido. ^[12] Por lo tanto, los movimientos propios individuales en ascensión recta y declinación se hacen equivalentes para cálculos directos de varios otros movimientos estelares.

El ángulo de posición θ está relacionado con estos componentes por: ^{[2] [13]}

${\displaystyle \mu \sin \theta =\mu _{\alpha }\cos \delta =\mu _{\alpha \ast }\ ,}$

${\displaystyle \mu \cos \theta =\mu _{\delta }\ .}$

Los movimientos en coordenadas ecuatoriales se pueden convertir en movimientos en coordenadas galácticas . ^[14]

Ejemplos

En la mayoría de las estrellas que se ven en el cielo, los movimientos propios observados son pequeños y poco destacables. Estas estrellas suelen ser débiles o estar muy distantes, tienen cambios inferiores a 0,01″ por año y no parecen moverse de forma apreciable a lo largo de muchos milenios. Unas pocas tienen movimientos significativos y suelen denominarse estrellas de alto movimiento propio. Los movimientos también pueden darse en direcciones aparentemente casi aleatorias. Dos o más estrellas, estrellas dobles o cúmulos estelares abiertos , que se mueven en direcciones similares, exhiben el llamado movimiento propio compartido o común (o cpm), lo que sugiere que pueden estar unidas gravitacionalmente o compartir un movimiento similar en el espacio.

Estrella de Barnard , que muestra la posición cada 5 años entre 1985 y 2005.

La estrella de Barnard tiene el mayor movimiento propio de todas las estrellas, moviéndose a 10,3″ año ⁻¹ . Un gran movimiento propio suele indicar claramente que un objeto está cerca del Sol. Este es el caso de la estrella de Barnard, a unos 6 años luz de distancia. Después del Sol y el sistema Alpha Centauri , es la estrella conocida más cercana . Al ser una enana roja con una magnitud aparente de 9,54, es demasiado débil para verla sin un telescopio o binoculares potentes. De las estrellas visibles a simple vista (limitando de forma conservadora la magnitud visual sin ayuda a 6,0), 61 Cygni A (magnitud V = 5,20) tiene el mayor movimiento propio a 5,281″ año ⁻¹ , descontando a Groombridge 1830 (magnitud V = 6,42), movimiento propio: 7,058″ año ⁻¹ . ^[15]

Un movimiento propio de 1 segundo de arco por año a 1 año luz de distancia corresponde a una velocidad transversal relativa de 1,45 km/s. La velocidad transversal de la estrella de Barnard es de 90 km/s y su velocidad radial es de 111 km/s (perpendicular (en un ángulo recto de 90°), lo que da un movimiento verdadero o "espacial" de 142 km/s. El movimiento verdadero o absoluto es más difícil de medir que el movimiento propio, porque la velocidad transversal verdadera implica el producto del movimiento propio por la distancia. Como lo muestra esta fórmula, las mediciones de velocidad verdadera dependen de las mediciones de distancia, que son difíciles en general.

En 1992, Rho Aquilae se convirtió en la primera estrella cuya designación Bayer fue invalidada al trasladarse a una constelación vecina: ahora está en Delphinus . ^[16]

Utilidad en astronomía

Las estrellas con grandes movimientos propios tienden a estar cerca; la mayoría de las estrellas están lo suficientemente lejos como para que sus movimientos propios sean muy pequeños, del orden de unas pocas milésimas de segundo de arco por año. Es posible construir muestras casi completas de estrellas de alto movimiento propio comparando imágenes fotográficas del estudio del cielo tomadas con muchos años de diferencia. El Palomar Sky Survey es una fuente de tales imágenes. En el pasado, las búsquedas de objetos de alto movimiento propio se realizaban utilizando comparadores de parpadeo para examinar las imágenes a simple vista. Las técnicas más modernas, como la diferenciación de imágenes, pueden escanear imágenes digitalizadas o comparaciones con catálogos de estrellas obtenidos por satélites. ^[17] Como cualquier sesgo de selección de estos estudios se entiende bien y es cuantificable, los estudios han confirmado más e inferido cantidades aproximadas de estrellas invisibles, revelando y confirmando más al estudiarlas más a fondo, independientemente del brillo, por ejemplo. Estudios de este tipo muestran que la mayoría de las estrellas más cercanas son intrínsecamente débiles y angularmente pequeñas, como las enanas rojas .

La medición de los movimientos propios de una muestra grande de estrellas en un sistema estelar distante, como un cúmulo globular, se puede utilizar para calcular la masa total del cúmulo mediante el estimador de masa de Leonard-Merritt . Junto con las mediciones de las velocidades radiales de las estrellas , los movimientos propios se pueden utilizar para calcular la distancia al cúmulo.

Los movimientos propios estelares se han utilizado para inferir la presencia de un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. ^[18] Este agujero negro, cuya existencia ahora se ha confirmado, se llama Sgr A* y tiene una masa de 4,3 × 10 ⁶  M ☉ (masas solares).

Los movimientos propios de las galaxias del Grupo Local se analizan en detalle en Röser. ^[19] En 2005, se realizó la primera medición del movimiento propio de la Galaxia del Triángulo M33, la tercera galaxia espiral más grande y la única ordinaria del Grupo Local, ubicada 0,860 ± 0,028 Mpc más allá de la Vía Láctea. ^[20] El movimiento de la Galaxia de Andrómeda se midió en 2012, y se predice una colisión Andrómeda-Vía Láctea en aproximadamente 4.5 mil millones de años. ^[21] El movimiento propio de la galaxia NGC 4258 (M106) en el grupo de galaxias M106 se utilizó en 1999 para encontrar una distancia precisa a este objeto. ^[22] Se realizaron mediciones del movimiento radial de objetos en esa galaxia que se mueven directamente hacia y desde la Tierra, y asumiendo que este mismo movimiento se aplica a objetos con solo un movimiento propio, el movimiento propio observado predice una distancia a la galaxia de7,2 ± 0,5 Mpc . ^[23]

Historia

Los primeros astrónomos sospecharon del movimiento propio (según Macrobio , c. 400 d. C.), pero no se proporcionó una prueba hasta 1718 por Edmund Halley , quien notó que Sirio , Arturo y Aldebarán estaban a más de medio grado de las posiciones trazadas por el antiguo astrónomo griego Hiparco aproximadamente 1850 años antes. ^{[24] [25]}

El significado menor de "adecuado" utilizado es posiblemente un inglés anticuado (pero no histórico ni obsoleto cuando se usa como pospositivo , como en "la ciudad adecuada") que significa "perteneciente a" o "propio". "Movimiento inadecuado" se referiría al movimiento percibido que no tiene nada que ver con el curso inherente de un objeto, como el debido a la precesión axial de la Tierra y las desviaciones menores, nutaciones dentro del ciclo de 26.000 años.

Estrellas con alto movimiento propio

Véase también

• Sistemas de coordenadas astronómicas
• Curva de rotación de la galaxia
• Estimador de masa de Leonard-Merritt
• vía Láctea
• Velocidad peculiar
• Velocidad radial
• Velocidad relativa
• Ápice solar
• Velocidad espacial (astronomía)
• Cinemática estelar
• Interferometría de línea base muy larga

Referencias

1. Theo Koupelis; Karl F. Kuhn (2007). En busca del universo . Jones & Bartlett Publishers. pág. 369. ISBN 978-0-7637-4387-1.
2. D. Scott Birney; Guillermo González; David Oesper (2007). Astronomía observacional. Cambridge University Press. pág. 75. ISBN 978-0-521-85370-5.
3. Simon F. Green; Mark H. Jones (2004). Introducción al sol y las estrellas. Cambridge University Press. pág. 87. ISBN 978-0-521-54622-5.
4. D. Scott Birney; Guillermo González; David Oesper (2007). Astronomía observacional. Cambridge University Press. pág. 73. ISBN 978-0-521-85370-5.
5. Horace A. Smith (2004). RR Lyrae Stars. Cambridge University Press. pág. 79. ISBN 978-0-521-54817-5.
6. M Reid; A Brunthaler; Xu Ye; et al. (2008). "Mapping the Milky Way and the Local Group". En F Combes; Keiichi Wada (eds.). Mapping the Galaxy and Nearby Galaxies . Springer. ISBN 978-0-387-72767-7.
7. Y Sofu y V Rubin (2001). "Curvas de rotación de galaxias espirales". Revista anual de astronomía y astrofísica . 39 : 137–174. arXiv : astro-ph/0010594 . Código Bibliográfico :2001ARA&A..39..137S. doi :10.1146/annurev.astro.39.1.137. S2CID:  11338838.
8. Abraham Loeb; Mark J. Reid; Andreas Brunthaler; Heino Falcke (2005). "Restricciones en el movimiento propio de la galaxia de Andrómeda basadas en la supervivencia de su satélite M33" (PDF) . The Astrophysical Journal . 633 (2): 894–898. arXiv : astro-ph/0506609 . Bibcode :2005ApJ...633..894L. doi :10.1086/491644. S2CID  17099715.
9. William Marshall Smart ; Robin Michael Green (1977). Libro de texto sobre astronomía esférica. Cambridge University Press. pág. 252. ISBN 978-0-521-29180-4.
10. Charles Leander Doolittle (1890). Tratado de astronomía práctica aplicada a la geodesia y la navegación. Wiley. pág. 583.
11. Simon Newcomb (1904). Las estrellas: un estudio del universo. Putnam. págs. 287-288.
12. Matra Marconi Space, Alenia Spazio (15 de septiembre de 2003). «Los catálogos Hipparcos y Tycho: catálogos de estrellas astrométricas y fotométricas derivados de la misión de astrometría espacial Hipparcos de la ESA» (PDF) . ESA. p. 25. Archivado desde el original (PDF) el 3 de marzo de 2016. Consultado el 8 de abril de 2015 .
13. Véase Majewski, Steven R. (2006). "Movimientos estelares: paralaje, movimiento propio, velocidad radial y velocidad espacial". Universidad de Virginia. Archivado desde el original el 25 de enero de 2012. Consultado el 31 de diciembre de 2008 .
14. Ver notas de conferencias de Steven Majewski.
15. Hipparcos: Catálogos: El Atlas de las estrellas del milenio: Las 20 estrellas con mayor movimiento propio, Agencia Espacial Europea , consultado el 27 de junio de 2019
16. Lemay, Damien (1992). "Reseña de libro – Catálogo del cielo 2000.0 – V.1 – Estrellas hasta magnitud 8.0 ED.2". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 86 : 221. Código Bibliográfico :1992JRASC..86..221L.
17. Akhmetov, VS; Fedorov, PN; Velichko, AB; Shulga, VM (21 de julio de 2017). "El catálogo PMA: 420 millones de posiciones y movimientos propios absolutos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 469 (1): 763–773. doi : 10.1093/mnras/stx812 . ISSN  0035-8711.
18. Ghez, Andrea M.; et al. (2003). "La primera medición de líneas espectrales en una estrella de período corto ligada al agujero negro central de la galaxia: una paradoja de juventud". Astrophysical Journal . 586 (2): L127–L131. arXiv : astro-ph/0302299 . Código Bibliográfico :2003ApJ...586L.127G. doi :10.1086/374804. S2CID  11388341.
19. Andreas Brunthaler (2005). "M33 – Distancia y movimiento". En Siegfried Röser (ed.). Reseñas en Astronomía moderna: de las estructuras cosmológicas a la Vía Láctea . Wiley. págs. 179–194. ISBN 978-3-527-40608-1.
20. A. Brunthaler; MJ Reid; H. Falcke; LJ Greenhill; C. Henkel (2005). "La distancia geométrica y el movimiento propio de la galaxia del Triángulo (M33)". Science . 307 (5714): 1440–1443. arXiv : astro-ph/0503058 . Bibcode :2005Sci...307.1440B. doi :10.1126/science.1108342. PMID  15746420. S2CID  28172780.
21. Gough, Evan (12 de febrero de 2019). «Universe Today». The Astrophysical Journal . Consultado el 12 de febrero de 2019 .
22. Steven Weinberg (2008). Cosmología. Oxford University Press. pág. 17. ISBN 978-0-19-852682-7.
23. JR Herrnstein; et al. (1999). "Una distancia geométrica a la galaxia NGC4258 a partir de movimientos orbitales en un disco de gas nuclear". Nature . 400 (6744): 539–541. arXiv : astro-ph/9907013 . Código Bibliográfico :1999Natur.400..539H. doi :10.1038/22972. S2CID  204995005.
24. Otto Neugebauer (1975). Una historia de la astronomía matemática antigua. Birkhäuser. pag. 1084.ISBN​ 978-3-540-06995-9.
25. "I. Consideraciones sobre el cambio de las latitudes de algunas de las principales estrellas fijas". Philosophical Transactions of the Royal Society of London (en latín). 30 (355): 736–738. 1719-12-31. doi :10.1098/rstl.1717.0025. ISSN  0261-0523.

Enlaces externos

• Hipparcos: estrellas de alto movimiento propio
• Edmond Halley: descubrimiento de los movimientos propios