Movimento adequado - Proper motion

Relação entre o movimento adequado e os componentes de velocidade de um objeto.
Um ano atrás, o objeto estava d unidades de distância do Sol, e sua luz se movia em um ano por um ângulo μ radianos / s. Se não houve distorção por lentes gravitacionais ou de outra forma, μ = onde é a distância (geralmente expressa como velocidade anual) transversal (tangencial ou perpendicular) à linha de visão do Sol. O ângulo é sombreado em azul claro do sol até o ponto inicial do objeto e sua posição no ano seguinte se ele não tivesse velocidade radial. Neste diagrama, a velocidade radial passa a ser uma da separação do sol e do objeto, portanto, é positiva.

O movimento adequado é a medida astrométrica das mudanças observadas nos lugares aparentes das estrelas ou outros objetos celestes no céu, vistos do centro de massa do Sistema Solar , em comparação com o fundo abstrato das estrelas mais distantes .

Os componentes para o movimento adequado no sistema de coordenadas equatorial (de uma determinada época , frequentemente J2000.0 ) são dados na direção da ascensão reta ( μ α ) e da declinação ( μ δ ). Seu valor combinado é calculado como o movimento adequado total ( μ ). Tem dimensões de ângulo por tempo , normalmente arcosegundos por ano ou miliarcsegundos por ano.

O conhecimento do movimento, distância e velocidade radial adequados permite cálculos do movimento de um objeto a partir do quadro de referência do nosso sistema estelar e seu movimento a partir do quadro de referência galáctico - que é o movimento em relação ao Sol, e por transformação de coordenadas , que em respeito à Via Láctea .

Introdução

Os pólos celestes norte e sul estão acima / abaixo de CNP , CSP ; a origem de todas as 24 horas de Ascensão Reta (a medida da posição leste-oeste celestial absoluto), o Equinócio de Março (centro da posição do sol, em seguida,) na época J2000, é vector V .
Em vermelho, o diagrama adiciona os componentes do movimento adequado através da esfera celeste .
O momento ideal para medir exatamente essa pequena mudança anual é o ponto culminante. O ponto culminante da estrela é alcançado diariamente quando o observador (e a terra) passa conforme mostrado pelas setas azuis "abaixo" da estrela.
Os eixos positivos dos dois componentes de seu deslocamento geralmente medido anualmente ou publicado no movimento adequado são as setas vermelhas exageradas, nota: as setas para a direita apontam para o horizonte leste. Uma anotação vermelha é sutilmente mais curta, pois o cosseno de uma estrela em 0 ° de declinação é 1, portanto, o deslocamento para leste ou oeste dessa estrela não precisaria ser multiplicado pelo cosseno de sua declinação.
O vetor de movimento adequado é μ , α = ascensão reta , δ = declinação , θ = ângulo de posição (simplesmente o complemento de 90 ° da declinação).

Ao longo dos séculos, as estrelas parecem manter posições quase fixas umas em relação às outras, de modo que formam as mesmas constelações ao longo do tempo histórico. A Ursa Maior ou o Crux , por exemplo, parecem quase iguais agora como eram há centenas de anos. No entanto, observações precisas de longo prazo mostram que as constelações mudam de forma, embora muito lentamente, e que cada estrela tem um movimento independente .

Este movimento é causado pelo movimento das estrelas em relação ao Sol e ao Sistema Solar . O Sol viaja em uma órbita quase circular (o círculo solar ) em torno do centro da galáxia a uma velocidade de cerca de 220 km / s em um raio de 8.000 parsecs (26.000 al) de Sagitário A * que pode ser tomado como a taxa de rotação da própria Via Láctea neste raio.

Qualquer movimento apropriado é um vetor bidimensional (pois exclui o componente quanto à direção da linha de visão) e possui duas quantidades ou características: seu ângulo de posição e sua magnitude . O primeiro é a direção do movimento adequado na esfera celeste (com 0 graus significando que o movimento é norte, 90 graus significando que o movimento é leste, (à esquerda na maioria dos mapas do céu e imagens de telescópios espaciais) e assim por diante), e o segundo é sua magnitude, normalmente expressa em arcsegundos por ano (símbolos: arcsec / yr, as / yr, ″ / yr, ″ yr −1 ) ou miliarcsegundos por ano (símbolos: mas / yr, mas yr −1 ).

O movimento adequado pode, alternativamente, ser definido pelas mudanças angulares por ano na ascensão reta ( μ α ) e declinação ( μ δ ) da estrela , usando uma época constante para defini-las.

Os componentes da moção apropriada por convenção são obtidos como segue. Suponha que um objeto se mova das coordenadas (α 1 , δ 1 ) para as coordenadas (α 2 , δ 2 ) em um tempo Δ t . Os movimentos adequados são dados por:

A magnitude do movimento adequado μ é dada pelo teorema de Pitágoras :

abreviado tecnicamente:

onde δ é a declinação. O fator em cos 2 δ é responsável pelo alargamento das linhas (horas) de ascensão reta para longe dos pólos, cos δ , sendo zero para um objeto hipotético fixado em um pólo celeste em declinação. Assim, um coeficiente é dado para negar a enganosamente maior velocidade leste ou oeste (mudança angular em α ) em horas de Ascensão Reta quanto mais longe estiver em direção aos pólos infinitos imaginários, acima e abaixo do eixo de rotação da Terra, no céu . A mudança μ α , que deve ser multiplicada por cos δ para se tornar um componente do movimento adequado, é algumas vezes chamada de "movimento adequado em ascensão reta" e μ δ o "movimento adequado em declinação".

Se o movimento correto em ascensão reta foi convertido por cos δ , o resultado é designado µ α * . Por exemplo, o movimento adequado resulta em ascensão reta no Catálogo Hipparcos (HIP) já convertido. Conseqüentemente, os movimentos individuais adequados na ascensão reta e na declinação são tornados equivalentes para cálculos diretos de vários outros movimentos estelares.

O ângulo de posição θ está relacionado a esses componentes por:

Os movimentos em coordenadas equatoriais podem ser convertidos em movimentos em coordenadas galácticas .

Exemplos

Para a maioria das estrelas vistas no céu, os movimentos adequados observados são pequenos e normais. Essas estrelas costumam ser tênues ou estão significativamente distantes, têm variações abaixo de 0,01 ″ por ano e não parecem se mover de maneira apreciável ao longo de muitos milênios. Algumas têm movimentos significativos e são geralmente chamadas de estrelas em movimento altamente adequadas. Os movimentos também podem ser em direções quase aleatórias. Duas ou mais estrelas, estrelas duplas ou aglomerados abertos de estrelas , que se movem em direções semelhantes, exibem o chamado movimento próprio compartilhado ou comum (ou cpm.), Sugerindo que podem estar gravitacionalmente ligadas ou compartilhar um movimento semelhante no espaço.

Barnard's Star , mostrando posição a cada 5 anos 1985–2005.

A estrela de Barnard tem o maior movimento próprio de todas as estrelas, movendo-se a 10,3 ″ ano -1 . O grande movimento adequado geralmente indica fortemente que um objeto está perto do sol. É assim para a Estrela de Barnard, a cerca de 6 anos-luz de distância. Depois do Sol e do sistema Alpha Centauri , é a estrela conhecida mais próxima . Sendo uma anã vermelha com uma magnitude aparente de 9,54, é muito tênue para ser vista sem um telescópio ou binóculos potentes. Das estrelas visíveis a olho nu (limitando de forma conservadora a magnitude visual sem ajuda a 6,0), 61 Cygni A (magnitude V = 5,20) tem o movimento adequado mais alto em 5,281 ″ ano -1 , descontando Groombridge 1830 (magnitude V = 6,42), adequada movimento: 7,058 ″ ano -1 .

Um movimento adequado de 1 arcsec por ano 1 ano-luz de distância corresponde a uma velocidade transversal relativa de 1,45 km / s. A velocidade transversal da Estrela de Barnard é de 90 km / s e sua velocidade radial é de 111 km / s (perpendicular (à direita, ângulo de 90 °), o que dá um movimento verdadeiro ou "espacial" de 142 km / s. O movimento verdadeiro ou absoluto é mais difícil de medir do que o movimento adequado, porque a verdadeira velocidade transversal envolve o produto do movimento adequado pela distância.Como mostrado por esta fórmula, as medidas verdadeiras de velocidade dependem das medidas de distância, que são difíceis em geral.

Em 1992, Rho Aquilae se tornou a primeira estrela a ter sua designação Bayer invalidada ao se mudar para uma constelação vizinha - agora está em Delphinus .

Utilidade em astronomia

Estrelas com movimentos grandes e adequados tendem a estar próximas; a maioria das estrelas está longe o suficiente para que seus movimentos próprios sejam muito pequenos, da ordem de alguns milésimos de segundo de arco por ano. É possível construir amostras quase completas de estrelas em movimento adequadas, comparando imagens fotográficas do céu tiradas com muitos anos de intervalo. O Palomar Sky Survey é uma fonte dessas imagens. No passado, as pesquisas por objetos de movimento adequado eram realizadas usando comparadores de piscar para examinar as imagens a olho nu, mas os esforços modernos usam técnicas como a diferenciação de imagens para digitalizar imagens. Como quaisquer vieses de seleção dessas pesquisas são bem compreendidos e quantificáveis, os estudos têm confirmado mais e inferido quantidades aproximadas de estrelas invisíveis - revelando e confirmando mais estudando-as mais a fundo, independentemente do brilho, por exemplo. Estudos desse tipo mostram que a maioria das estrelas mais próximas são intrinsecamente tênues e angularmente pequenas, como as anãs vermelhas .

A medição dos movimentos apropriados de uma grande amostra de estrelas em um sistema estelar distante, como um aglomerado globular, pode ser usada para calcular a massa total do aglomerado por meio do estimador de massa Leonard-Merritt . Juntamente com as medições das velocidades radiais das estrelas , movimentos adequados podem ser usados ​​para calcular a distância até o aglomerado.

Movimentos próprios estelares foram usados ​​para inferir a presença de um buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. Suspeita-se que este buraco negro seja Sgr A * , com uma massa de 4,2 × 10 6  M (massas solares).

Os movimentos apropriados das galáxias no Grupo Local são discutidos em detalhes em Röser. Em 2005, foi feita a primeira medição do movimento adequado da Galáxia Triangulum M33, a terceira maior e única galáxia espiral ordinária do Grupo Local, localizada 0,860 ± 0,028 Mpc além da Via Láctea. O movimento da Galáxia de Andrômeda foi medido em 2012, e uma colisão entre Andrômeda e Via Láctea está prevista em cerca de 4,5 bilhões de anos. O movimento adequado da galáxia NGC 4258 (M106) no grupo de galáxias M106 foi usado em 1999 para encontrar uma distância precisa para este objeto. As medições foram feitas do movimento radial de objetos naquela galáxia movendo-se diretamente em direção e para longe de nós, e assumindo que esse mesmo movimento se aplica a objetos com apenas um movimento adequado, o movimento adequado observado prevê uma distância para a galáxia de7,2 ± 0,5 Mpc .

História

O movimento adequado foi suspeitado pelos primeiros astrônomos (de acordo com Macrobius , 400 DC), mas uma prova não foi fornecida até 1718 por Edmund Halley , que notou que Sirius , Arcturus e Aldebaran estavam a mais de meio grau de distância das posições mapeadas pelo antigo astrônomo grego Hipparchus aproximadamente 1850 anos antes.

O significado menor de "apropriado" usado é indiscutivelmente datado do inglês (mas nem histórico, nem obsoleto quando usado como um pós - positivo , como em "a cidade adequada"), significando "pertencente a" ou "possuir". "Movimento impróprio" se refere ao movimento percebido que não tem nada a ver com o curso inerente de um objeto, como devido à precessão axial da Terra e pequenos desvios, nutações bem dentro do ciclo de 26.000 anos.

Estrelas com movimento adequado

A seguir estão as estrelas com maior movimento próprio do catálogo Hipparcos . Não inclui estrelas como a estrela de Teegarden , que são muito fracas para esse catálogo. Uma lista mais completa de objetos estelares pode ser feita fazendo uma consulta de critério no banco de dados astronômico SIMBAD .

Movimento próprio de 61 Cygni em intervalos de um ano.
As maiores estrelas em movimento adequadas
# Estrela Movimento adequado
Velocidade radial
(km / s)
Paralaxe
(segundos de arco)
Distância em parsecs ( )
μ α · cos δ
(mas / ano)
μ δ
(mas / ano)
1 Estrela de Barnard -798,58 10328,12 -110,51 0,54831 1,82
2 Estrela 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 5397,57 -4,4 0,18776 5,33
7 61 Cygni A e 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

A figura para HIP 67593 é quase certamente um erro, provavelmente porque a estrela tem um companheiro binário visual relativamente próximo mais brilhante; o movimento entre as imagens DSS2 e SDSS9 é menor do que isso. Gaia mediu um movimento adequado muito menor para seu lançamento de dados 2, mas uma paralaxe de 15 vezes entre ele e seu provável companheiro de movimento comum HIP 67594. Reconciliar sua distância e movimento terá que esperar pelo lançamento de dados 3, que deverá ser bem analisado objetos de movimento próprios muito altos.

Veja também

Referências

links externos