Movimiento adecuado

No debe confundirse con la velocidad adecuada .

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 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.${\displaystyle {\frac {v_{t}}{d}}}$${\displaystyle v_{t}}$

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]

Introducción

Los polos celeste norte y sur están arriba / abajo de CNP , CSP ; el origen de los 24 horas de ascensión recta (la medida de la posición de este a oeste celeste absoluta), el equinoccio de marzo (centro de la posición del sol a continuación) en la época J2000, es el vector V .
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 es la culminación. La culminación de la estrella se alcanza a diario 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 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).

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 tasa de rotación de la propia 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 significa que el movimiento es norte, 90 grados significa que el movimiento es este (izquierda en la mayoría de los mapas del cielo e imágenes del telescopio espacial) y así sucesivamente), y la segunda es su magnitud, generalmente 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 ).

El movimiento adecuado puede definirse alternativamente por los cambios angulares por año en la ascensión recta ( μ _α ) y la declinación ( μ _δ ) de la estrella , utilizando una época constante para definirlos.

Los componentes del movimiento propio por convención se obtienen de la siguiente manera. Suponga que un objeto se mueve de las coordenadas (α ₁ , δ ₁ ) a las coordenadas (α ₂ , δ ₂ ) en un tiempo Δ t . Las mociones adecuadas vienen dadas 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 desde los polos, cos δ , siendo cero para un objeto hipotético fijo en un polo celeste en declinación. Por lo tanto, se da un coeficiente para negar la velocidad este u oeste engañosamente mayor (cambio angular en α ) en horas de Ascensión Recta cuanto más lejos está de 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 _δel "movimiento propio en declinación". ^[11]

Si el movimiento propio en ascensión recta ha sido convertido por cos δ , el resultado se designa como μ _{α *} . Por ejemplo, los resultados de 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 sin complicaciones. Estas estrellas a menudo son débiles o están significativamente distantes, tienen cambios por debajo de 0,01 ″ por año y no parecen moverse apreciablemente durante muchos milenios. Algunas tienen movimientos significativos y, por lo general, se les llama estrellas de movimiento propio alto. Los movimientos también pueden estar en direcciones casi aparentemente aleatorias. Dos o más estrellas, estrellas dobles o cúmulos de estrellas 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.

Barnard's Star , mostrando su posición cada 5 años 1985-2005.

La estrella de Barnard tiene el mayor movimiento propio de todas las estrellas, moviéndose a 10,3 ″ año ^-1 . Un gran movimiento adecuado generalmente indica fuertemente que un objeto está cerca del Sol. Esto es así para Barnard's Star, 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 ver 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 en 5.281 ″ año ⁻¹, descontando 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 / sy 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 se muestra en 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 en invalidar su designación Bayer al mudarse a una constelación vecina; ahora está en Delphinus . ^[dieciséis]

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 milésimas de segundo de arco por año. Es posible construir muestras casi completas de estrellas de alto movimiento propio comparando imágenes fotográficas de levantamientos 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 de alto movimiento adecuado se realizaban utilizando comparadores de parpadeo para examinar las imágenes a ojo, pero los esfuerzos modernos utilizan técnicas como la diferenciación de imágenes para escanear imágenes digitalizadas. Como cualquier sesgo de selecciónde estos estudios son bien entendidos y cuantificables, 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. Los 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 a través del estimador de masas Leonard-Merritt . Junto con las mediciones de las velocidades radiales de las estrellas , los movimientos adecuados se pueden utilizar para calcular la distancia al cúmulo.

Se han utilizado movimientos estelares adecuados para inferir la presencia de un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. ^[17] Se sospecha que este agujero negro es Sgr A * , con una masa de 4,2 × 10 ⁶  M ☉ (masas solares).

Los movimientos adecuados de las galaxias en el Grupo Local se discuten en detalle en Röser. ^[18] En 2005, se realizó la primera medición del movimiento propio de la galaxia Triangulum M33, la tercera galaxia espiral más grande y ordinaria del Grupo Local, ubicada a 0.860 ± 0.028 Mpc más allá de la Vía Láctea. ^[19] 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. ^[20] El movimiento adecuado de la galaxia NGC 4258 (M106) en el grupo de galaxias M106 se utilizó en 1999 para encontrar una distancia precisa a este objeto. ^[21] Se hicieron mediciones del movimiento radial de los objetos en esa galaxia que se mueven directamente hacia y lejos de nosotros, y asumiendo que este mismo movimiento se aplica a objetos con solo un movimiento adecuado, el movimiento adecuado observado predice una distancia a la galaxia de 7,2 ± 0,5 Mpc . ^[22]

Historia

Los primeros astrónomos sospechaban un movimiento adecuado (según Macrobio , 400 d.C.), pero Edmund Halley no proporcionó una prueba hasta 1718 , quien notó que Sirio , Arcturus y Aldebarán estaban a más de medio grado de las posiciones trazadas por el antiguo astrónomo griego. Hipparchus aproximadamente 1850 años antes. ^[23]

El significado menor de "apropiado" usado es posiblemente el inglés fechado (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 debido a la precesión axial de la Tierra , y desviaciones menores, nutaciones dentro del ciclo de 26.000 años.

Estrellas con mucho movimiento propio

Las siguientes son las estrellas con mayor movimiento propio del catálogo de Hipparcos . ^[24] No incluye estrellas como la estrella de Teegarden , que son demasiado débiles para ese catálogo. Se puede hacer una lista más completa de objetos estelares haciendo una consulta de criterios en la base de datos astronómica SIMBAD .

Movimiento adecuado de 61 Cygni en intervalos de un año.

Estrellas con movimiento propio más alto ^[25]

#	Estrella	Movimiento adecuado		Velocidad radial (km / s)	Parallax (segundos de arco)	Distancia en parsecs ( )${\displaystyle {\frac {1}{parallax}}}$
		μ α · cos δ (mas / año)	μ δ (mas / año)
1	Estrella de Barnard	−798,58	10328.12	−110,51	0.54831	1,82
2	Estrella de Kapteyn	6505.08	−5730,84	+245.19	0.25566	3,91
3	Groombridge 1830	4003,98	−5813,62	−98,35	0.10999	9.09
4	Lacaille 9352	6768.20	1327.52	+8,81	0.30526	3,28
5	Gliese 1 (CD -37 15492) (GJ 1)	5634.68	−2337,71	+25,38	0.23042	4.34
6	HIP 67593	2118,73 [26]	5397,57 [26]	-4,4	0.18776	5.33
7	61 Cygni A y B	4133.05	3201.78	−65,74	0,286	3,50
8	Lalande 21185	−580,27	−4765,85	−84,69	0.39264	2,55
9	Epsilon Indi	3960,93	−2539,23	−40,00	0.27606	3,62

La cifra para HIP 67593 es casi con certeza un error, probablemente porque la estrella tiene un compañero binario visual más brillante relativamente cercano; 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 él y su probable compañero de movimiento propio común HIP 67594. La conciliación de su distancia y movimiento tendrá que esperar a que Data Release 3 se analice bien Objetos de movimiento propio muy alto.

Ver también

• Sistema de coordenadas celestes
• Curva de rotación de la galaxia
• Estimador de masas Leonard-Merritt
• Vía láctea
• Velocidad peculiar
• Velocidad radial
• Velocidad relativa
• Ápice solar
• Velocidad espacial (astronomía)
• Interferometría basal muy larga

Referencias

1. Theo Koupelis; Karl F. Kuhn (2007). En búsqueda del universo . Editores Jones & Bartlett. pag. 369 . ISBN 978-0-7637-4387-1.
2. D. Scott Birney; Guillermo González; David Oesper (2007). Astronomía observacional . pag. 75. ISBN 978-0-521-85370-5.
3. Simon F. Green; 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. Horace A. Smith (2004). RR Lyrae Stars . 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.). Cartografía de la galaxia y galaxias cercanas . Saltador. ISBN 978-0-387-72767-7.
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8. Abraham Loeb; Mark J. Reid; Andreas Brunthaler; Heino Falcke (2005). "Restricciones sobre el movimiento adecuado de la galaxia de Andrómeda basadas en la supervivencia de su satélite M33" (PDF) . El diario astrofísico . 633 (2): 894–898. arXiv : astro-ph / 0506609 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 633..894L . doi : 10.1086 / 491644 . S2CID 17099715 .  
9. William Marshall Smart ; 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 de astronomía práctica aplicada a la geodesia y la navegación . Wiley. pag. 583 .
11. Simon Newcomb (1904). Las estrellas: un estudio del universo . Putnam. pp.  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. Véanse las notas de la conferencia de Steven Majewski.
15. Hipparcos: Catalogs: The Millennium Star Atlas: The Top 20 High Proper Motion , Agencia Espacial Europea , consultado el 27 de junio de 2019
16. Lemay, Damien (1992). "Book-Review - Sky Catalog 2000.0 - V.1 - Stars to Magnitude 8.0 ED.2". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 86 : 221. Código bibliográfico : 1992JRASC..86..221L .
17. Ghez, Andrea M .; et al. (2003). "La primera medición de líneas espectrales en una estrella de período corto enlazada 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 . 
18. 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.
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20. Gough, Evan. "Universo hoy" . El diario astrofísico . Consultado el 12 de febrero de 2019 .
21. Steven Weinberg (2008). Cosmología . Prensa de la Universidad de Oxford. pag. 17. ISBN 978-0-19-852682-7.
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23. Otto Neugebauer (1975). Una historia de la astronomía matemática antigua . Birkhäuser. pag. 1084. ISBN 978-3-540-06995-9.
24. Staff (15 de septiembre de 2003). "Las 150 estrellas del catálogo Hipparcos con mayor movimiento propio" . ESA . Consultado el 21 de julio de 2007 .
25. "SIMBAD" . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Consultado el 13 de abril de 2016 .
26. Fabricio, C .; Makarov, VV (mayo de 2000). "Astrometría de Hipparcos para 257 estrellas usando datos Tycho-2" . Suplemento de Astronomía y Astrofísica . 144 : 45–51. Código Bibliográfico : 2000A y AS..144 ... 45F . doi : 10.1051 / aas: 2000198 .

Enlaces externos

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