Movimiento adecuado
El movimiento adecuado es la medida astrométrica de los cambios observados en los lugares aparentes de las estrellas u otros objetos celestes en el cielo, como se ve 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 de nuestro sistema estelar y su movimiento desde el marco de referencia galáctico, es decir, el movimiento con respecto al Sol, y por transformación de coordenadas , que en respeto a la Vía Láctea . [4]
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. Ursa Major o Crux , por ejemplo, se ven casi igual ahora que hace cientos de años. Sin embargo, observaciones precisas a largo plazo muestran que las 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 unos 220 km / s en un radio de 8.000 parsecs (26.000 ly) desde Sagitario A * [5] [6] que puede tomarse como la velocidad de rotación de la Vía Láctea en este radio. [7] [8]
Cualquier movimiento propio es un vector bidimensional (ya que excluye el componente en cuanto 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 adecuado en la esfera celeste (con 0 grados que significa que el movimiento es el norte, 90 grados que significa que el movimiento es el este, (a la izquierda en la mayoría de los mapas del cielo y las imágenes del telescopio espacial) y así sucesivamente), 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 ).
Hace un año, el objeto estaba a d unidades de distancia del Sol, y su luz se movía en un año en un ángulo μ radianes / s. Si no ha habido distorsión por lente gravitacional o de otra manera, entonces μ = donde está 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 año después si no tuviera velocidad radial. En este diagrama, la velocidad radial resulta ser una de las partes del sol y el objeto, por lo que es positiva.
En rojo, el diagrama agrega los componentes del movimiento propio a través de la esfera celeste .
Un momento ideal para medir exactamente un cambio anual tan pequeño está en la culminación. La culminación de la estrella se alcanza a diario cuando el observador (y la tierra) pasan como lo muestran las flechas azules "debajo" de la estrella.
Los ejes positivos de los dos componentes de su desplazamiento normalmente medido o publicado anualmente en el movimiento adecuado son las flechas rojas exageradas, nota: las flechas de la derecha apuntan al horizonte este. Una anotación roja es sutilmente más corta ya que el coseno de una estrella que descansa en una declinación de 0 ° es 1, por lo que el desplazamiento hacia el este u oeste de dicha estrella no necesitaría multiplicarse por el coseno de su declinación.
El vector de movimiento propio es μ , α = ascensión recta , δ = declinación , θ = ángulo de posición (simplemente el complemento de 90 ° de declinación).