movimiento adecuado

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

Relación entre el movimiento propio y los componentes de velocidad de un objeto.
Hace un año, el objeto estaba a d unidades de distancia del Sol, y su luz se movió en un año un ángulo μ radianes/s. Si no ha habido distorsión por lentes gravitacionales o de otro modo, 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 inicial del objeto y su posición un año después, como si no tuviera velocidad radial. En este diagrama, la velocidad radial resulta ser 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 los lugares 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 determinada , 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, la distancia y la velocidad radial adecuados permite calcular el 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 mediante transformación de coordenadas , que en respecto a la Vía Láctea . ^[4]

Introducción

Los polos celestes norte y sur están por encima/debajo de CNP , CSP ; el origen de las 24 horas de la Ascensión Recta (la medida de la posición celeste absoluta este-oeste), el equinoccio de marzo (entonces centro de la posición del sol) en la época J2000, es el vector V.
En rojo, el diagrama agrega los componentes del movimiento propio a través de la esfera celeste .
El momento ideal para medir exactamente un cambio anual tan pequeño está en su 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, generalmente medido o publicado anualmente, 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 descansa con una declinación de 0° es 1, por lo que no sería necesario multiplicar el desplazamiento hacia el este o el 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 histórico. Como ejemplo, tanto la Osa Mayor en el cielo del norte como la Crux en el cielo del sur lucen casi iguales 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 pársecs (26.000 ly) desde Sagitario A* ^{[5] [6]} , lo que puede debe 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 la componente en cuanto a la dirección de la línea de visión) y tiene dos cantidades o características: su ángulo de posición y su magnitud . El primero 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 (a la izquierda en la mayoría de los mapas celestes e imágenes de telescopios espaciales), etc.), y el segundo es su magnitud, normalmente expresada en segundos de arco por año (símbolos: segundos de arco/año, as/año, ″/año, ″ año ⁻¹ ) o milisegundos de arco por año (símbolos: mas/año, mas año ⁻¹ ).

Alternativamente, el movimiento adecuado puede definirse 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 deducen de la siguiente manera. Supongamos 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 vienen dados 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 viene 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 explica el ensanchamiento de las líneas (horas) de ascensión recta lejos de los polos, cos δ , siendo 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 u 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 mediante cos δ , el resultado se denomina 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 sencillos 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

Para la mayoría de las estrellas que se ven en el cielo, los movimientos propios observados son pequeños y anodinos. Estas estrellas suelen ser débiles o significativamente distantes, tienen cambios inferiores a 0,01 pulgadas por año y no parecen moverse apreciablemente durante muchos milenios. Algunas tienen movimientos significativos y generalmente se denominan estrellas de alto movimiento propio. Los movimientos también pueden realizarse en direcciones casi aparentemente 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 movimiento propio más grande de todas las estrellas, moviéndose a 10,3 ″ año ⁻¹ . Un movimiento propio grande suele indicar claramente que un objeto está cerca del Sol. Esto es así en el caso de la estrella de Barnard, a unos 6 años luz de distancia. Después del Sol y el sistema Alfa 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 manera conservadora la magnitud visual sin ayuda a 6,0), 61 Cygni A (magnitud V = 5,20) tiene el movimiento propio más alto con 5,281 ″ año ⁻¹ , descontando Groombridge 1830 (magnitud V = 6,42), propia movimiento: 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 la velocidad verdadera dependen de las mediciones de distancia, que son difíciles en general.

En 1992, Rho Aquilae se convirtió en la primera estrella a la que se le anuló su designación Bayer al trasladarse a una constelación vecina: ahora se encuentra en Delphinus . ^[dieciséis]

Utilidad en astronomía

Las estrellas con grandes movimientos propios tienden a estar cercanas; 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 con alto movimiento propio comparando imágenes fotográficas de estudios del cielo tomadas con muchos años de diferencia. El Palomar Sky Survey es una fuente de este tipo de imágenes. En el pasado, las búsquedas de objetos con alto movimiento propio se realizaban utilizando comparadores de parpadeo para examinar las imágenes a ojo. Técnicas más modernas, como la diferenciación de imágenes, pueden escanear imágenes digitalizadas o compararlas con catálogos de estrellas obtenidos por satélites. ^[17] Como cualquier sesgo de selección de estos estudios es bien comprendido y cuantificable, los estudios han confirmado e inferido cantidades aproximadas de estrellas invisibles, revelando y confirmando más al estudiarlas más a fondo, independientemente de su 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 gran muestra 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 Leonard-Merritt . Junto con las mediciones de las velocidades radiales de las estrellas , se pueden utilizar los movimientos propios para calcular la distancia al cúmulo.

Se han utilizado movimientos propios estelares para inferir la presencia de un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. ^[18] Se sospecha que este agujero negro es Sgr A* , con una masa de 4,2 × 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 Triangulum M33, la tercera galaxia espiral más grande y única ordinaria del Grupo Local, ubicada a 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 entre Andrómeda y la Vía Láctea en unos 4.500 millones de años. ^[21] En 1999 se utilizó el movimiento propio de la galaxia NGC 4258 (M106) en el grupo de galaxias M106 para encontrar una distancia precisa a este objeto. ^[22] Se hicieron mediciones del movimiento radial de objetos en esa galaxia que se mueven directamente hacia y desde la Tierra, y suponiendo que este mismo movimiento se aplique 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 sospechaban del movimiento propio (según Macrobio , c. 400 d. C.), pero no se proporcionó una prueba hasta 1718 por Edmund Halley , quien notó que Sirio , Arcturus y Aldebarán estaban a más de medio grado de distancia de las posiciones cartografiadas por los antiguos. El astrónomo griego Hiparco aproximadamente 1850 años antes. ^{[24] [25]}

Podría decirse que el significado menor de "adecuado" utilizado es un inglés anticuado (pero ni histórico ni obsoleto cuando se usa como pospositivo , como en "la ciudad propiamente dicha") 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 desviaciones menores, nutaciones dentro del ciclo de 26.000 años.

Estrellas con alto movimiento propio.

Las siguientes son las estrellas con mayor movimiento propio del catálogo de Hipparcos . ^[26] No incluye estrellas como la estrella de Teegarden , que son demasiado débiles para ese catálogo. Se puede obtener una lista más completa de objetos estelares realizando una consulta de criterios en la base de datos astronómica SIMBAD .

Movimiento adecuado de 61 Cygni en intervalos de un año.

Es casi seguro que la cifra de HIP 67593 es un error, probablemente porque la estrella tiene una compañera binaria visual más brillante relativamente cercana; el movimiento entre las imágenes DSS2 y SDSS9 es menor. Gaia midió un movimiento propio mucho más pequeño para su Data Release 2, pero un paralaje de 15 veces entre este y su probable compañero de movimiento propio común HIP 67594. Conciliar su distancia y movimiento tendrá que esperar hasta que se espera que Data Release 3 analice bien Objetos con movimiento propio muy alto.

Ver también

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

Referencias

1. Theo Koupelis; Karl F. Kuhn (2007). En Búsqueda del Universo . Editores Jones y Bartlett. pag. 369.ISBN​ 978-0-7637-4387-1.
2. D. Scott Birney; Guillermo González; David Oesper (2007). Astronomía observacional. Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 75.ISBN​ 978-0-521-85370-5.
3. Simón F. Verde; Mark H. Jones (2004). Introducción al sol y las estrellas. Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 87.ISBN​ 978-0-521-54622-5.
4. D. Scott Birney; Guillermo González; David Oesper (2007). Astronomía observacional. Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 73.ISBN​ 978-0-521-85370-5.
5. Horacio A. Smith (2004). Estrellas RR Lyrae. Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 79.ISBN​ 978-0-521-54817-5.
6. M Reid; Un Brunthaler; Xu Ye; et al. (2008). "Mapeo de la Vía Láctea y el grupo local". En F Combes; Keiichi Wada (eds.). Mapeo de la galaxia y las galaxias cercanas . Saltador. 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 Bib : 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 al movimiento propio de la galaxia de Andrómeda en función de la supervivencia de su satélite M33" (PDF) . La revista astrofísica . 633 (2): 894–898. arXiv : astro-ph/0506609 . Código Bib : 2005ApJ...633..894L. doi :10.1086/491644. S2CID  17099715.
9. William Marshall inteligente ; Robin Michael Green (1977). Libro de texto sobre astronomía esférica. Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 252.ISBN​ 978-0-521-29180-4.
10. Charles Leander Doolittle (1890). Tratado sobre astronomía práctica aplicada a la geodesia y la navegación. Wiley. pag. 583.
11. Simón Newcomb (1904). Las Estrellas: Un estudio del Universo. Putnam. págs. 287–288.
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13. Véase Majewski, Steven R. (2006). "Movimientos estelares: paralaje, movimiento propio, velocidad radial y velocidad espacial". Universidad de Virginia. Archivado desde el original el 7 de julio de 2013 . Consultado el 31 de diciembre de 2008 .
14. Ver notas de conferencias de Steven Majewski.
15. Hipparcos: Catálogos: The Millennium Star Atlas: The Top 20 High Proper Motion, Agencia Espacial Europea , consultado el 27 de junio de 2019
16. Lemay, Damián (1992). "Reseña del libro - Sky Catalog 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 de la PMA: 420 millones de posiciones y movimientos propios absolutos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 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 corto período unida al agujero negro central de la galaxia: una paradoja de la juventud". Revista Astrofísica . 586 (2): L127-L131. arXiv : astro-ph/0302299 . Código Bib : 2003ApJ...586L.127G. doi :10.1086/374804. S2CID  11388341.
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22. Steven Weinberg (2008). Cosmología. Prensa de la Universidad de Oxford. pag. 17.ISBN​ 978-0-19-852682-7.
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enlaces externos

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