Movimiento adecuado

El movimiento propio es la velocidad angular de un objeto celeste , como una estrella, mientras se desplaza por el cielo. Es una medida astrométrica que indica el cambio en la posición angular de un objeto a lo largo del tiempo con respecto al centro de masa del Sistema Solar . Este parámetro se mide con respecto a las estrellas distantes o a una referencia estable como el Marco de Referencia Celeste Internacional (ICRF). ^{[ 1 ]} Los patrones en el movimiento propio revelan estructuras más grandes, como corrientes estelares , la rotación general del disco de la Vía Láctea y los movimientos aleatorios de las estrellas en el halo galáctico . ^{[ 2 ]}

Los componentes del movimiento propio en el sistema de coordenadas ecuatoriales (de una época dada , a menudo J2000.0 ) se dan en la dirección de _la ascensión recta ( μα ₎ y de la declinación ( μδ ). Su valor combinado se calcula como el movimiento propio total ( μ ). ^{[ 3 ] [ 4 ]} Tiene dimensiones de ángulo por tiempo , típicamente segundos de arco por año o milisegundos de arco por año.

El conocimiento del movimiento propio, la distancia y la velocidad radial permite calcular el movimiento de un objeto desde el marco de referencia del Sistema Solar y su movimiento desde el marco de referencia galáctico , es decir, el movimiento con respecto al Sol y, mediante una transformación de coordenadas , con respecto a la Vía Láctea . ^{[ 5 ]}

A lo largo de los siglos, las estrellas parecen mantener posiciones casi fijas entre sí, de modo que forman las mismas constelaciones a lo largo del tiempo. Por ejemplo, tanto la Osa Mayor en el hemisferio norte como la Cruz del Sol en el hemisferio sur lucen prácticamente iguales ahora que hace cientos de años. Sin embargo, observaciones precisas a largo plazo demuestran que dichas constelaciones cambian de forma, aunque muy lentamente, y que cada estrella tiene un movimiento independiente .

Este movimiento es causado por el movimiento de las estrellas con respecto al Sol y al Sistema Solar . El Sol viaja en una órbita casi circular (el círculo solar ) alrededor del centro de la galaxia a una velocidad de aproximadamente 220  km/s a un radio de 8000 pársecs (26 000 años luz) de Sagitario A* ^{[ 6 ] [ 7 ]} , que puede tomarse como la velocidad de rotación de la Vía Láctea misma a este radio. ^{[ 8 ] [ 9 ]} 

Cualquier movimiento propio es un vector bidimensional (ya que excluye el componente en cuanto a la dirección de la línea de visión) típicamente definido por su ángulo de posición y su magnitud . El primero es la dirección del movimiento propio en la esfera celeste (donde 0  grados significa que el movimiento es hacia el norte, 90 grados significa que el movimiento es hacia el este (izquierda en la mayoría de los mapas celestes e imágenes de telescopios espaciales), etc.), y el segundo es su magnitud, típicamente expresada en segundos de arco por año (símbolos: arcsec/año, as/año, ″/año, ″  yr ^{− 1} ) o miliarcosegundos por año (símbolos: mas/año, mas  yr ^{− 1} ).

El movimiento propio puede definirse alternativamente por los cambios angulares por año en la ascensión recta ( μα ₎ y _la declinación ( μδ ) de la estrella con respecto a una época definida .

Los componentes del movimiento propio por convención se obtienen de la siguiente manera. Supongamos que un objeto se mueve de las coordenadas (α ₁ , δ ₁ ) a las coordenadas (α ₂ , δ ₂ ) en un tiempo Δ t . Los movimientos propios vienen dados por: ^{[ 10 ]}$${\displaystyle \mu _{\alpha }={\frac {\alpha _{2}-\alpha _{1}}{\Delta t}},}$$$${\displaystyle \mu _{\delta }={\frac {\delta _{2}-\delta _{1}}{\Delta t}}\ .}$$ La magnitud del movimiento propio μ viene dada por el teorema de Pitágoras : ^{[ 11 ]}$${\displaystyle \mu ^{2}={\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta \ ,}$$técnicamente abreviado:$${\displaystyle \mu ^{2}={\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha \ast }}^{2}\ .}$$ donde δ es la declinación. El factor en cos ² δ explica el ensanchamiento de las líneas (horas) de ascensión recta a medida que nos alejamos de los polos, siendo cos δ cero para un objeto hipotético fijo en un polo celeste en declinación. Por lo tanto, se proporciona un coeficiente para contrarrestar la velocidad engañosamente mayor hacia el este o el oeste (cambio angular en α ) en horas de ascensión recta cuanto más se acerca a los polos infinitos imaginarios, por encima y por debajo del eje de rotación de la Tierra, en el cielo. El cambio μ _α , que debe multiplicarse por cos δ para convertirse en un componente del movimiento propio, se denomina a veces "movimiento propio en ascensión recta" y μ _δ "movimiento propio en declinación". ^{[ 12 ]}

Si el movimiento propio en ascensión recta se ha convertido mediante cos δ , el resultado se designa como μ _α* . Por ejemplo, los resultados del movimiento propio en ascensión recta en el Catálogo Hipparcos (HIP) ya se han convertido. ^{[ 13 ]} Por lo tanto, los movimientos propios individuales en ascensión recta y declinación se vuelven equivalentes para realizar cálculos sencillos de otros movimientos estelares.

El ángulo de posición θ está relacionado con estos componentes mediante: ^{[ 3 ] [ 14 ]}$${\displaystyle \mu \sin \theta =\mu _{\alpha }\cos \delta =\mu _{\alpha \ast }\ ,}$$$${\displaystyle \mu \cos \theta =\mu _{\delta }\ .}$$

Los movimientos en coordenadas ecuatoriales se pueden convertir en movimientos en coordenadas galácticas . ^{[ 15 ]}

Para la mayoría de las estrellas que se ven en el cielo, los movimientos propios observados son pequeños y poco destacables. Estas estrellas suelen ser débiles o estar significativamente lejos, tienen cambios inferiores a 0,01″ por año y no parecen moverse apreciablemente a lo largo de muchos milenios. Unas pocas sí tienen movimientos significativos y se denominan estrellas de alto movimiento propio. Dos o más estrellas que se mueven en direcciones similares exhiben el llamado movimiento propio compartido o común (o cpm), lo que sugiere que pueden compartir un movimiento similar en el espacio (si las distancias y las velocidades radiales también son consistentes) y, por lo tanto, estar vinculadas gravitacionalmente como estrellas binarias o cúmulos estelares .

La estrella de Barnard tiene el mayor movimiento propio de todas las estrellas, moviéndose a 10,3″  yr ^{− 1.} Un gran movimiento propio suele indicar que un objeto está cerca del Sol. Este es el caso de la estrella de Barnard, a unos 6 años luz de distancia. Después del Sol y el sistema Alfa Centauri , es la estrella conocida más cercana . Al ser una enana roja con una magnitud aparente de 9,54, es demasiado tenue para verla sin un telescopio o binoculares potentes. De las estrellas visibles a simple vista (limitando de forma conservadora la magnitud visual sin ayuda a 6,0), 61 Cygni A (magnitud V= 5,20) tiene el mayor movimiento propio a 5,281″  yr ^{− 1} , sin contar Groombridge 1830 (magnitud V= 6,42), ^cuyo movimiento propio es de 7,058″  yr ^{− 1. [} 16 ^]

Un movimiento propio de 1  segundo de arco por año a 1  año luz de distancia corresponde a una velocidad transversal relativa de 1,45  km/s. La velocidad transversal de la estrella de Barnard es de 90  km/s y su velocidad radial es de 111  km/s (perpendicular (en un ángulo recto de 90°), lo que da un movimiento verdadero o "espacial" de 142  km/s. El movimiento verdadero o absoluto es más difícil de medir que el movimiento propio, porque la velocidad transversal verdadera implica el producto del movimiento propio por la distancia. Como muestra esta fórmula, las mediciones de velocidad verdadera dependen de las mediciones de distancia, que son difíciles en general.

En 1992, Rho Aquilae se convirtió en la primera estrella cuya designación de Bayer fue invalidada al ser trasladada a una constelación vecina ; ahora se encuentra en Delphinus . ^{[ 17 ]}

Las estrellas con grandes movimientos propios tienden a estar cerca; la mayoría de las estrellas están lo suficientemente lejos como para que sus movimientos propios sean muy pequeños, del orden de unas pocas milésimas de segundo de arco por año. Es posible construir muestras casi completas de estrellas con alto movimiento propio comparando imágenes fotográficas de estudios del cielo tomadas con muchos años de diferencia. El Palomar Sky Survey es una fuente de dichas imágenes. En el pasado, las búsquedas de objetos con alto movimiento propio se realizaban utilizando comparadores de parpadeo para examinar las imágenes a simple vista. Técnicas más modernas como la diferencia de imágenes pueden escanear imágenes digitalizadas o comparaciones con catálogos de estrellas obtenidos por satélites. ^{[ 18 ]} Como cualquier sesgo de selección de estos estudios es bien conocido y cuantificable, los estudios han confirmado más e inferido cantidades aproximadas de estrellas no vistas , revelando y confirmando más al estudiarlas más a fondo, independientemente del brillo, por ejemplo. Estudios de este tipo muestran que la mayoría de las estrellas más cercanas son intrínsecamente débiles y angularmente pequeñas, como las enanas rojas .

La medición de los movimientos propios de una gran muestra de estrellas en un sistema estelar distante, como un cúmulo globular, puede utilizarse para calcular la masa total del cúmulo mediante el estimador de masa de Leonard-Merritt . Junto con las mediciones de las velocidades radiales de las estrellas , los movimientos propios pueden utilizarse para calcular la distancia al cúmulo.

Los movimientos propios estelares se han utilizado para inferir la presencia de un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. ^{[ 19 ]} Este agujero negro, cuya existencia se ha confirmado, se llama Sgr A* y tiene una masa de 4,3 × 10 ⁶ M _☉ (masas solares). 

Los movimientos propios de los objetos en las galaxias del Grupo Local pueden utilizarse para estimar su distancia. En 1999, el movimiento propio de los máseres de agua que se desplazan muy rápidamente alrededor del centro de la galaxia NGC 4258 (M106) se midió mediante interferometría de muy larga base . En combinación con su movimiento radial, esto proporcionó una distancia precisa a la galaxia.7,2 ± 0,5  Mpc . ^{[ 20 ] [ 21 ]} En 2005, se realizó la primera medición del movimiento propio de la galaxia Triángulo M33, la tercera galaxia espiral ordinaria más grande y única del Grupo Local, ubicada a 0,860 ± 0,028 Mpc más allá de la Vía Láctea. ^{[ 22 ] [ 23 ]} El movimiento de la galaxia de Andrómeda se midió en 2012, y se predice una colisión Andrómeda-Vía Láctea en unos 4.500 millones de años. ^{[ 24 ]}

Los primeros astrónomos sospechaban del movimiento propio (según Macrobio , alrededor del año 400 d. C.), pero no fue hasta 1718 cuando Edmond Halley lo demostró , al observar que Sirio , Arcturus y Aldebarán se encontraban a más de medio grado de las posiciones trazadas por el antiguo astrónomo griego Hiparco aproximadamente 1850 años antes. ^{[ 25 ] [ 26 ]}

El significado menos apropiado de "propio" utilizado es posiblemente inglés anticuado (pero no histórico, ni obsoleto cuando se usa como pospositivo , como en "la ciudad propia") que significa "perteneciente a" o "propio". "Movimiento impropio" se referiría al movimiento percibido que no tiene nada que ver con el curso inherente de un objeto, como el debido a la precesión axial de la Tierra y pequeñas desviaciones, nutaciones que se encuentran dentro del ciclo de 26.000 años.

• Sistemas de coordenadas astronómicas
• Curva de rotación de la galaxia
• Estimador de masas de Leonard-Merritt
• vía Láctea
• Velocidad peculiar
• Velocidad radial
• Velocidad relativa
• Ápice solar
• Velocidad espacial (astronomía)
• Cinemática estelar
• Interferometría de línea de base muy larga

• Hipparcos: Estrellas de alto movimiento propio
• Edmond Halley: El descubrimiento de los movimientos propios