ASTROMETRIA

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Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM
Campus Morelia
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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 http//www.astrosmo.unam.m
x l.rodriguez_at_astrosmo.unam.mx
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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.
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Colaboradores

• 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)

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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).
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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 1920s, de la expansión del Universo por el
astrónomo estadunidense Edwin Hubble.
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• Un ejemplo de movimientos en el plano del cielo
  es el descubrimiento de las lunas de Júpiter por
  Galileo en 1610.

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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.

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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.

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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.

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• 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.

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Definición del movimiento propio
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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.

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

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(No Transcript)
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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

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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 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.

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Very Large Array
Resolución de 0.1 a 2 cm
Determinación de posiciones con precisión de 0.01
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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
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L1551 Ha SII Devine et al. (1999)
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L1551 IRS5 VLA-A 2 cm
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(No Transcript)
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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).

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(No Transcript)
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(No Transcript)
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De 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).

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IRAS 16293-2422, VLA-A, 3.5 cm, un sistema triple
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(No Transcript)
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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.

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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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(No Transcript)
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(No Transcript)
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Uno detecta la combinación del movimiento
elíptico de la paralaje más el movimiento lineal
secular
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T Tauri el prototipo de una clase
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Distancia 149.0 - 0.8 parsec, la mayor
precisión alcanzada en este tipo de estrellas
(Loinard et al. 2006).
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Hipparcos
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Hipparcos
Porqué le ganamos a este satélite astrométrico
por mucho en este tipo de estrellas?
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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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(No Transcript)
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BN se mueve hacia el NW a 27-1 km s-1.
I se mueve hacia el SE a 12-2 km s-1.
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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).
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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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.
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Expansión de nebulosas

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

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(No Transcript)
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(No Transcript)
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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.

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M2-43
Guzmán et al, (2006) Observaciones del
VLA Distancia 6.0 -1.5 kpc, la máxima
distancia determinada con esta técnica.
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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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(No Transcript)
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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.

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(No Transcript)
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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.