Movimiento adecuado

Movimiento propio : cambios en las coordenadas de las estrellas en la esfera celeste , causados por el movimiento relativo de las estrellas y el sistema solar . No incluyen los cambios periódicos causados por el movimiento de la Tierra alrededor del Sol ( paralaje anual , aberración de luz ) y el movimiento causado por la precesión del sistema de coordenadas ecuatoriales .

Una definición más rigurosa: “En astronomía, el movimiento propio de una estrella son las cantidades que caracterizan su desplazamiento angular sobre la esfera celeste en un sistema de coordenadas dado por unidad de tiempo”

Definiciones

Si una estrella se observó dos veces en una época y una época , y sus coordenadas ecuatoriales aparentes ( ascensión recta ( α ) y declinación ( δ )) se dan en el sistema de catálogo fundamental FK5 (época T0), entonces sus movimientos propios a lo largo de la especificada las coordenadas se determinan como $t_{1}$ $t_{2}$

\mu _{\alpha }={\frac {\alpha _{2}-\alpha _{1}}{t_{2}-t_{1}}},

\mu_{\delta}={\frac {\delta_{2}-\delta_{1}}{t_{2}-t_{1}}}.

Suelen expresarse en segundos de arco por año o milésimas de segundo de arco (milisegundos de arco, mas) por año y pueden ser positivos o negativos.

Cabe señalar que las líneas de coordenadas de igual declinación a lo largo de las cuales se mide la ascensión recta, en general, no son geodésicas ( grandes círculos de la esfera celeste), por lo tanto, la tasa de cambio de la coordenada α no es un componente de la angular velocidad de la estrella, en contraste con la tasa de cambio de la coordenada δ . Para convertir a la componente de la velocidad angular, el valor de μ α debe multiplicarse por el coseno de la declinación:

\mu _{\alpha *}=\mu _{\alpha }\cdot \cos \delta .

El valor de μ α* se denomina movimiento propio reducido en ascensión recta; coincide con μ α sólo en el ecuador celeste . En los catálogos, como μ α , se puede indicar el movimiento propio reducido o no reducido en ascensión recta; por lo tanto, el catálogo de HIPPARCOS contiene movimientos propios reducidos de estrellas (componentes de la velocidad angular) [1] .

El movimiento propio total μ (el valor absoluto del vector de velocidad bidimensional de una estrella en la esfera celeste) se define como

\mu ={\sqrt {\mu_{\alpha *}^{2}+\mu_{\delta}^{2))}={\sqrt {\mu_{\alpha }^{ 2}\cdot\cos^{2}\delta +\mu _{\delta}^{2}}}.

Este valor es siempre no negativo. El ángulo de posición θ del movimiento propio de una estrella se mide desde la dirección hacia el norte en el sentido de las agujas del reloj y se determina a partir de las relaciones

\sin \theta ={\frac {\mu _{\alpha }\cos \delta }{\mu }}={\frac {\mu_{\alpha \ast}}{\mu }}\ ,

\cos \theta ={\frac {\mu _{\delta }}{\mu }}\ .

Los movimientos propios de las estrellas determinados de esta manera a veces se denominan meridianos, ya que se determinan comparando dos posiciones obtenidas a través de observaciones en círculos meridianos . Las determinaciones de masas de los movimientos propios de los meridianos de las estrellas ya se hicieron posibles en el siglo XIX como resultado de la creación de varias docenas de catálogos de meridianos reducidos a un sistema fundamental. El mayor número (33.342) de las posiciones y movimientos propios de las estrellas (incluidas las débiles hasta la novena magnitud ) en un sistema se da en el conocido Catálogo General de Lewis Boss ( 1910 ). Los errores de movimiento propio en este catálogo son ±(0.005–0.15)″/año . Las posiciones y movimientos de las estrellas no están libres de errores sistemáticos. Los nuevos catálogos fundamentales de estrellas FK4 y FK5 retienen errores de movimiento propio al nivel de ±(0.002–0.005)″/año , pero estos catálogos cubren solo una pequeña cantidad de estrellas seleccionadas, en su mayoría brillantes. En 1995, se conocían al menos 50.000 movimientos propios de meridianos de estrellas desde la más brillante hasta la novena magnitud . Los errores de estos movimientos propios pueden ser de ± 0,002″ a ± 0,010″ , dependiendo de la duración del historial de observación. La mayoría de los movimientos propios conocidos tienen una magnitud inferior a 0,050″/año, sin embargo, también hay grandes movimientos propios. Por lo tanto, la estrella de Barnard "voladora" tiene el valor más alto de movimiento propio - 10.358″/año. La segunda y tercera línea en el ranking de las estrellas que se mueven más rápido en la esfera celeste las ocupan la estrella de Kapteyn (8,670″/año) y la estrella de Argelander (7,059″/año).

La conexión entre la distancia y el movimiento propio de la estrella se determina a partir de la relación

\mu ={\frac {1}{4{,}74}}{\frac {V_{t}}{D}}.

Aquí está la proyección sobre la esfera celeste de la velocidad espacial de la estrella en el sistema de coordenadas que se mueve junto con el Sol, D es la distancia a la estrella en parsecs ( 1 pc = 206 265 unidades astronómicas = 3,26 años luz ). La dimensión es km/s, la dimensión μ es el segundo de arco por año. ${\ Displaystyle V_ {t}}$ ${\ Displaystyle V_ {t}}$

Métodos de medición

A finales del siglo XIX, la fotografía se introdujo con firmeza en la práctica de la astronomía observacional. En conexión con esto, se han desarrollado métodos fotográficos para determinar los movimientos propios de las estrellas.

Los movimientos propios fotográficos de las estrellas se determinan comparando las posiciones medidas de las estrellas en diferentes placas obtenidas en diferentes épocas. Debido a esto, los movimientos propios fotográficos siguen siendo inevitablemente relativos, es decir, determinan el movimiento de algunas estrellas en relación con cierto grupo de otras estrellas (las llamadas estrellas de referencia), sobre cuyo movimiento se hacen suposiciones más o menos plausibles. hecha. Por lo tanto, para pasar de los movimientos propios fotográficos de las estrellas a los meridianos (es decir, inerciales o "absolutos"), se debe realizar un estudio adicional, que los astrónomos a veces llaman absolutización, y que rara vez es perfecto.

La principal ventaja de los movimientos propios fotográficos es su precisión relativamente alta y su carácter de masa en relación con las estrellas más débiles. Esta circunstancia los convierte en material de observación indispensable para estudios estadísticos relacionados con la determinación de las dispersiones de movimientos estelares peculiares (individuales) y la distribución de movimientos estelares asignados a diferentes tipos de población estelar.

Un inconveniente importante de los movimientos propios fotográficos de las estrellas es que no están libres de varios tipos de errores sistemáticos asociados con el método fotográfico de observación. Estos son los llamados errores de la "ecuación de la luz", "ecuación del color" y algunos otros asociados a la imperfección de la óptica de los telescopios gran angular utilizados en astrofotografía. Estos errores se expresan en un cambio sistemático de las imágenes de las estrellas en la placa según el brillo, el color de las estrellas y su posición en la placa. Estos errores son difíciles de calibrar, ya que también dependen de condiciones de observación en constante cambio (transparencia atmosférica, viento, calidad de imagen).

Una nueva era en la determinación del movimiento propio de las estrellas fue el vuelo del satélite Hipparcos ( HI gh Precision PAR arallax CO llecting S atellite ) , que realizó millones de mediciones de estrellas en 37 meses de funcionamiento. Como resultado del trabajo se obtuvieron dos catálogos de estrellas. El catálogo de HIPPARCOS contiene coordenadas, movimientos propios y paralajes medidos con un error del orden de una milésima de segundo de arco para 118.218 estrellas . Tal precisión para las estrellas se ha logrado en astrometría por primera vez. El segundo catálogo, TYCHO , proporciona información algo menos precisa para 1.058.332 estrellas . La creación de estos dos catálogos marcó el nacimiento de una nueva dirección: la astrometría espacial .

Ahora, en muchos países, se está trabajando para crear nuevos proyectos para mediciones astrométricas desde el espacio. Hay dos proyectos de este tipo en Rusia: LOMONOSOV y STRUVE, preparados respectivamente por astrónomos del Instituto Astronómico Estatal Sternberg en Moscú y astrónomos del Observatorio Pulkovo en San Petersburgo .

En 2013 se lanzó el dispositivo europeo Gaia ( Global Astrometric Interferometer for Astrophysics ) . El objetivo de este proyecto es medir las coordenadas, los movimientos propios y las paralajes de 50 millones de estrellas con una precisión superior a 10 microsegundos de arco.

Historial de descubrimientos

El descubrimiento de los movimientos de las estrellas " fijas " pertenece al célebre astrónomo inglés Edmund Halley , quien descubrió en 1718 que algunas estrellas brillantes del catálogo Hiparco-Ptolomeo cambiaban notablemente de posición entre otras estrellas. Estos fueron: Sirio , desplazado hacia el sur por casi un diámetro y medio de la Luna, Arcturus - dos diámetros hacia el sur y Aldebarán , desplazado por 1/4 del diámetro de la Luna hacia el este. Los cambios observados no podían atribuirse a los errores del catálogo de Ptolomeo, que, por regla general, no superaba los 6′ (1/5 del diámetro de la luna) . El descubrimiento de Halley fue pronto ( 1728 ) confirmado por otro astrónomo inglés, James Bradley , mejor conocido como el descubridor de la aberración anual de la luz . Más tarde, Tobias Mayer ( 1723-1762 ), Nicola Lacaille ( 1713-1762 ) y muchos otros astrónomos hasta Friedrich Bessel (1784-1846 ) se dedicaron a determinar los movimientos de las estrellas , quienes sentaron las bases del moderno sistema fundamental de estrellas. posiciones.

Literatura

Theo Koupelis. En En busca del universo / Theo Koupelis, Karl F. Kuhn. - Jones & Bartlett Publishers, 2007. - Pág . 369 . - ISBN 978-0-7637-4387-1 .
D.Scott Birney. Astronomía Observacional / D. Scott Birney, Guillermo Gonzalez, David Oesper. - 2007. - Pág. 75. - ISBN 978-0-521-85370-5 .

Notas

↑ Espacio Matra Marconi, Alenia Spazio. Los catálogos Hipparcos y Tycho: catálogos de estrellas astrométricas y fotométricas derivados de la misión 25 de astrometría espacial Hipparcos de la ESA. ESA (15 de septiembre de 2003). Consultado el 8 de abril de 2015. Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016. (indefinido)

Enlaces

V. V. Vityazev . "Avances en Astrometría"
A. A. Kiselev . "Movimientos propios de estrellas 'fijas' y su significado en astronomía"
Movimiento propio de estrellas , diagramas interactivos de constelaciones.
Y Sofu & 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 .

diccionarios y enciclopedias	Gran danés Gran catalán gran ruso Britannica (en línea)

Estrellas
Clasificación	Hipergigantes supergigantes Gigantes brillantes Gigantes Subgigantes Estrellas de secuencia principal (enanas) subenanos enanas blancas estrellas de hipervelocidad estrellas variables
Objetos subestelares	enana marrón enana submarron planetario
Evolución	Formación protoestrella Estrella a secuencia principal Secuencia principal rama subgigante rama gigante roja rama horizontal engrosamiento rojo lazo azul Rama asintótica de los gigantes nebulosa planetaria supernova enano blanco enana azul estrella neutrón Agujero negro
Nucleosíntesis	Ciclo protón-protón ciclo CNO destello de helio Reacción de triple helio Carbono ardiente detonación de carbono quema de neón oxigeno ardiente Quema de silicio s-proceso proceso r p-proceso proceso rp proceso alfa
Estructura	Núcleo zona convectiva zona radiante atmosfera estelar Fotosfera Atmósfera Corona Viento un campo magnetico
Propiedades	Magnitud absoluta metalicidad Indice de color movimiento adecuado clase espectral Temperatura efectiva
Conceptos relacionados	cuerpo completamente negro Diagrama de Hertzsprung-Russell Asociaciones estelares sistemas estelares cúmulos de estrellas sistemas planetarios Líneas de Fraunhofer
Listas de estrellas	el mas masivo El más largo El más brillante con la mayor luminosidad El más cercano enanas marrones Nombres propios de estrellas