Download Midiendo el Movimiento de los Astros

Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM
Campus Morelia
MIDIENDO EL MOVIMIENTO DE
LOS ASTROS
Luis F. Rodríguez
Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM,
Campus Morelia
La astrometría, la medición precisa de la posición y
movimiento en el plano del cielo de los astros, cayó
en desuso en la segunda mitad del siglo XX. En la
actualidad, con una mejora de un factor del orden de
mil en la capacidad de medición, el campo
experimenta un renacimiento.
Colaboradores:
• L. Loinard, R. Torres, L. Gómez, P.
D’Alessio, M. Rodríguez, S. Lizano (CRyA,
UNAM)
• S. Curiel, J. Cantó, A. Poveda, C. Allen (IA,
UNAM)
• A. Mioduszewski (NRAO, USA)
Podemos descomponer la
velocidad total de un astro en
dos componentes: la velocidad
radial (la componente a lo largo
de la línea de visión) y la
velocidad tangencial (la
componente en el plano del
cielo).
La velocidad radial
puede medirse con una
sola observación gracias
al efecto Doppler. Un
ejemplo importante de lo
que se puede hacer con
las velocidades radiales
es el descubrimiento, en
los años 1920´s, de la
expansión del Universo
por el astrónomo
estadunidense Edwin
Hubble.
• Un ejemplo de
movimientos en el
plano del cielo es el
descubrimiento de
las lunas de Júpiter
por Galileo en 1610.
Podemos medir la velocidad radial
“instantáneamente”. En cambio…
• La medición de la velocidad en el plano del
cielo es muy dificil porque se tiene que
obtener comparando dos imágenes tomadas
en épocas diferentes, lo más separadas en el
tiempo.
Importancia de la velocidad en el
plano del cielo (o movimiento propio)
• Necesaria para tener el vector tridimensional de
velocidad.
• A veces el astro no tiene emisión de línea y la
única velocidad medible es la del plano del
cielo.
• El efecto es acumulativo: una de las pocas
ventajas de la vejez para el astrónomo es que
puede medir mejores movimientos propios
usando sus datos viejos.
El efecto es muy pequeño…
• Un cuerpo moviéndose a 1,000 km/s en el
plano del cielo, colocado en el centro de la
Vía Láctea (a 8.5 kpc), tardaría 40 años en
desplazarse 1 segundo de arco.
• 1 segundo de arco es 1/(360 X 60 X 60) =
1/1,296,000 de la circunferencia.
• Para la misma velocidad, mientras más
lejana la fuente, más pequeño es su
movimiento propio.
• De hecho, podemos usar a los lejanos
cuasares como un marco de referencia, el
marco de los cuasares “fijos”.
Definición del movimiento propio
La decadencia de la astrometría
• A principios del siglo XX la mejor resolución
angular obtenible era del orden de 1 segundo de
arco, limitando la precisión de las posiciones.
• Este límite lo impone la turbulencia de la
atmósfera (el “seeing” de los astrónomos ópticos).
• Esto no mejoraba y junto con el desarrollo de la
nueva y excitante astrofísica (con la
espectroscopía como nueva herramienta), llevó a
un estancamiento en la astrometría.
Luis Enrique Erro
Esta situación se reflejó aún en la astronomía mexicana de
aquella época…
“…el Ing. Gallo cree que la
astrofísica es una locura temporal
en la astronomía, pero que con el
tiempo su importancia disminuiría,
y la astronomía regresaría al trabajo
astrométrico riguroso…”
Luis Enrique Erro en carta de 1940 a
Harlow Shapley
Decadencia y renacimiento
• Para la segunda mitad del siglo XX, el término de
“astrometría” era casi peyorativo.
• Afortunadamente, en los últimos 20 años, se han
desarrollado instrumentos y técnicas que permiten
la medición de las posiciones de los astros con
precisión de miles a millones de veces superior a
la obtenible décadas atrás, llevando a un
resurgimiento del tema, al poder atacar problemas
antes inaccesibles.
• Les presentaré resultados de nuestro grupo en esta
área.
MASAS DE LAS ESTRELLAS
• La mayoría de la información sobre las masas estelares viene
de estudios de los movimientos orbitales de estrellas binarias
(en pareja), usando la tercera ley de Kepler:
4 2 a 3
mM 
2
G P
MASAS DE LAS ESTRELLAS
• O sea, que si conocemos a, el semieje mayor de la
órbita, y P, el período de la órbita, podemos
encontrar m+M, la suma de las masas de las dos
estrellas.
• ¿Cómo estudiar a las estrellas en formación, que
se forman dentro de nubes de gas y polvo y que no
se detectan en luz visible u ondas infrarrojas?
• Las estrellas en formación o protoestrellas tienen
emisión en radio y en para estas ondas las nubes
son transparentes.
Very Large Array
Resolución de 0.1” a 2 cm
Determinación de posiciones con precisión de 0.01”
La Luna tiene un diámetro angular de 1,800”
L1551
Ha + [SII]
Devine et al. (1999)
L1551 IRS5
VLA-A 2 cm
Movimientos Propios
• Los movimientos grandes se deben al
movimiento de la región respecto al Sol y
coinciden con lo esperado.
• Sin embargo, los movimientos propios no
son idénticos para los dos componentes,
indicando velocidades relativas (o sea,
orbitales, de una estrella alrededor de la
otra).
De las observaciones y haciendo las
siguientes suposiciones:
•
•
•
•
Plano de la órbita paralelo al plano del cielo.
Orbita circular.
=> M+m = 1.2 Msol; P = 260 años
Si no fuera tan joven, la luminosidad del sistema
binario sería como de 1 luminosidad solar, pero
tiene 30 luminosidades solares.
• Esto implica que estas estrellas en formación
tienen un exceso grande de luminosidad (por la
acreción de gas que cae hacia ellas).
IRAS 16293-2422, VLA-A, 3.5 cm, un
sistema triple
Interferometría de Base Muy Larga
• Se puede obtener aún más precisión con esta
técnica, 0.0001”.
• La resolución angular de un interferómetro va
como (longitud de onda)/(separación máxima).
• No siempre es aplicable, la fuente tiene que ser
muy compacta e intensa (procesos de emisión
no-térmicos).
• Con esta técnica se puede medir el sutil efecto de
la paralaje.
Paralaje Estelar
Conforme la Tierra se
mueve de un lado a otro
del Sol (seis meses), las
estrellas cercanas
parecen cambiar su
posición respecto a las
estrellas lejanas de fondo.
d=1/p
d = distancia a las
estrellas cercanas en
parsecs
p = ángulo de paralaje de
la estrella en segundo de
arco
Uno detecta la combinación del movimiento
elíptico de la paralaje más el movimiento lineal
secular
T Tauri: el prototipo de una clase
Distancia = 149.0 +- 0.8 parsec, la mayor precisión
alcanzada en este tipo de estrellas (Loinard et al. 2006).
Hipparcos
Hipparcos
¿Porqué le ganamos a este satélite astrométrico
por mucho en este tipo de estrellas?
No todas las estrellas están en
órbitas acotadas…
• En la nebulosa de Orión hemos descubierto
dos estrellas que parecen haber salido
disparadas de un mismo punto hace sólo
500 años.
BN se mueve hacia el
NW a 27+-1 km s-1.
I se mueve hacia el
SE a 12+-2 km s-1.
Los encuentros en sistemas
estelares múltiples pueden llevar a
la formación de binarias cercanas o
inclusive fusiones, con la
producción de eyecciones
explosivas de gas (Bally &
Zinnecker 2005).
De hecho, alrededor de la
región BN/KL está el bien
conocido flujo con un límite
superior a su edad de
alrededor de 1000 años.
Es posible que el flujo y la
eyección de BN e I ocurrieron
en el mismo fenómeno.
La energía en el flujo es del
orden de 4X1047 ergs, quizá
producida por la formación de
un sistema binario cercano o
inclusive por una fusión.
Expansión de nebulosas
• Un trabajo relacionado con la astrometría
tiene que ver con la expansión de ciertas
nebulosas llamadas nebulosas planetarias.
Distancia a estas nebulosas
• Mediante observaciones espectroscópicas
determinamos la velocidad de expansión.
• Medimos la expansión en el plano del cielo,
que es igual a velocidad/distancia.
• Despejamos la distancia.
M2-43
Guzmán et al,
(2006)
Observaciones del
VLA
Distancia = 6.0 +1.5 kpc, la máxima
distancia
determinada con
esta técnica.
Orbitas de estrellas alrededor del hoyo
negro en el centro de la Vía Láctea
• Este es un resultado espectacular, obtenido
por grupos alemanes y estadunidenses en el
infrarrojo, que muestra la presencia de un
hoyo negro supermasivo (con masa de 3
millones de masas solares) en el centro de
nuesgtra Galaxia.
¿Porqué preocuparse tanto de parámetros
básicos como las distancias?
• Parámetro fundamental para entender todo.
• Recordemos que el problema posiblemente
mas importante de la astrofísica
contemporánea, la energía oscura, depende de
unas mediciones de distancia.
• La necesidad de esta energía oscura se deriva
de que el Universo primero se desaceleraba,
pero luego se ha ido acelerando.
Conclusiones
• Gracias a la mejora en la resolución angular
de los telescopios, la astrometría ha
experimentado un resurgimiento.
• La moraleja es que no hay que despreciar
ninguna técnica, mientras mas de ellas
dominemos, mejor posibilidad tendremos de
entender al Universo.