Title: ASTROMETRIA
1Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM
Campus Morelia
2Centro 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 http//www.astrosmo.unam.m
x l.rodriguez_at_astrosmo.unam.mx
3MIDIENDO 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.
4Colaboradores
- L. Loinard, R. Torres, L. Gómez, P. DAlessio, M.
Rodríguez, S. Lizano (CRyA, UNAM) - S. Curiel, J. Cantó, A. Poveda, C. Allen (IA,
UNAM) - A. Mioduszewski (NRAO, USA)
5Podemos 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).
6La 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 1920s, 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.
8Podemos 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.
9Importancia 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.
10El 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.
12Definición del movimiento propio
13La 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.
14Luis Enrique Erro
Esta situación se reflejó aún en la astronomía
mexicana de aquella época
15el 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
16Decadencia 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(No Transcript)
18MASAS 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
19MASAS DE LAS ESTRELLAS
- O sea, que si conocemos a, el semieje mayor de la
órbita, y P, el período de la órbita, podemos
encontrar mM, 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.
20Very Large Array
Resolución de 0.1 a 2 cm
Determinación de posiciones con precisión de 0.01
21Very 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
22L1551 Ha SII Devine et al. (1999)
23L1551 IRS5 VLA-A 2 cm
24(No Transcript)
25Movimientos 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(No Transcript)
27(No Transcript)
28De las observaciones y haciendo las siguientes
suposiciones
- Plano de la órbita paralelo al plano del cielo.
- Orbita circular.
- gt Mm 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).
29IRAS 16293-2422, VLA-A, 3.5 cm, un sistema triple
30(No Transcript)
31Interferometría 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.
32Paralaje 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(No Transcript)
34(No Transcript)
35Uno detecta la combinación del movimiento
elíptico de la paralaje más el movimiento lineal
secular
36T Tauri el prototipo de una clase
37Distancia 149.0 - 0.8 parsec, la mayor
precisión alcanzada en este tipo de estrellas
(Loinard et al. 2006).
38Hipparcos
39Hipparcos
Porqué le ganamos a este satélite astrométrico
por mucho en este tipo de estrellas?
40(No Transcript)
41No 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(No Transcript)
43BN se mueve hacia el NW a 27-1 km s-1.
I se mueve hacia el SE a 12-2 km s-1.
44Los 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(No Transcript)
46(No Transcript)
47De 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.
48Expansión de nebulosas
- Un trabajo relacionado con la astrometría tiene
que ver con la expansión de ciertas nebulosas
llamadas nebulosas planetarias.
49(No Transcript)
50(No Transcript)
51Distancia 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.
52M2-43
Guzmán et al, (2006) Observaciones del
VLA Distancia 6.0 -1.5 kpc, la máxima
distancia determinada con esta técnica.
53Orbitas 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(No Transcript)
55Porqué 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(No Transcript)
57Conclusiones
- 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.