Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia

Presentación del tema: "Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia"— Transcripción de la presentación:

1 Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia

2 Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM Campus Morelia
20 investigadores Realizamos investigación, docencia, y divulgación Becas de la UNAM para tesis de licenciatura Programa de Maestría y Doctorado en Astronomía Escuela de Astrofísica de Verano (2001, 2003, 2005, 2007) Talleres para Jóvenes (2004, 2006, 2008) Veranos de la Investigación de la AMC

3 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.

4 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)

5 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).

6 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.

7 Un ejemplo de movimientos en el plano del cielo es el descubrimiento de las lunas de Júpiter por Galileo en 1610.

8 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.

9 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.

10 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.

11 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”.

12 Definición del movimiento propio

13 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.

14 Luis Enrique Erro Esta situación se reflejó aún en la astronomía mexicana de aquella época…

15 Luis Enrique Erro en carta de 1940 a Harlow Shapley
“…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

16 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.

17

18 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:

19 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.

20 Very Large Array Resolución de 0.1” a 2 cm Determinación de posiciones con precisión de 0.01”

21 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”

22 L Ha + [SII] Devine et al. (1999)

23 L1551 IRS VLA-A 2 cm

24

25 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).

26

27

28 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).

29 IRAS 16293-2422, VLA-A, 3.5 cm, un sistema triple

30

31 Interferometría de Base Muy Larga
Se puede obtener aún más precisión con esta técnica, ”. 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.

32 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

33

34

35 Uno detecta la combinación del movimiento elíptico de la paralaje más el movimiento lineal secular

36 T Tauri: el prototipo de una clase

37 Distancia = parsec, la mayor precisión alcanzada en este tipo de estrellas (Loinard et al. 2006).

38 Hipparcos

39 Hipparcos ¿Porqué le ganamos a este satélite astrométrico por mucho en este tipo de estrellas?

40

41 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.

42

43 BN se mueve hacia el NW a 27+-1 km s-1.
I se mueve hacia el SE a km s-1.

44 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).

45

46

47 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.

48 Expansión de nebulosas
Un trabajo relacionado con la astrometría tiene que ver con la expansión de ciertas nebulosas llamadas nebulosas planetarias.

49

50

51 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.

52 M2-43 Guzmán et al, (2006) Observaciones del VLA
Distancia = kpc, la máxima distancia determinada con esta técnica.

53 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.

54

55 ¿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.

56

57 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.