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.

Presentación del tema: "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."— Transcripción de la presentación:

1 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).

2 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.

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

4 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.

5 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.

6 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.

7 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”.

8 Definición del movimiento propio

9 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”

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

11 L1551 IRS VLA-A 2 cm

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

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15 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.

16 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

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

20 T Tauri: el prototipo de una clase

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

22 Hipparcos

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

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25 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.

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

28 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).

29 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.

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31 ¿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. Si las distancias a las galaxias están mal, este resultado se cae.

32 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.