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Movimiento Solar
Este elemento es una expansión del contenido de los cursos y guías de Lawi. Ofrece hechos, comentarios y análisis sobre este tema.
Movimiento Solar en la Vía Láctea
Nota: véase más detalladamente sobre la Galaxia de la Vía Láctea aquí y más detalladamente sobre la estructura de la Galaxia de la Vía Láctea aquí.
El movimiento solar se define como el movimiento calculado del Sol con respecto a un marco de referencia específico.Entre las Líneas En la práctica, los cálculos del movimiento solar proporcionan información no sólo sobre el movimiento del Sol con respecto a sus vecinos en la Galaxia, sino también sobre las propiedades cinemáticas de varios tipos de estrellas dentro del sistema. Estas propiedades, a su vez, pueden utilizarse para deducir información sobre la historia dinámica de la Galaxia y de sus componentes estelares. Las soluciones para el movimiento solar que implican a muchas estrellas de una clase determinada son la principal fuente de información sobre los patrones de movimiento de esa clase. Además, los astrónomos obtienen información sobre los movimientos a gran escala de las galaxias en la vecindad de la Galaxia a partir de las soluciones del movimiento solar, ya que es necesario conocer el movimiento espacial del Sol con respecto al centro de la Galaxia (su movimiento orbital) antes de poder calcular dichas velocidades.
El movimiento del Sol puede calcularse por referencia a cualquiera de los tres elementos del movimiento estelar:
(1) las velocidades radiales de las estrellas, (2) los movimientos propios de las estrellas, o (3) los movimientos espaciales de las estrellas.
Cálculo del movimiento solar a partir de las velocidades radiales
Para los objetos que se encuentran más allá de la vecindad inmediata del Sol, inicialmente es necesario elegir un patrón de reposo (el marco de referencia) a partir del cual se va a calcular el movimiento solar. Esto suele hacerse seleccionando un tipo de estrella o una porción del espacio. Para resolver el movimiento solar, se hacen dos suposiciones. La primera es que las estrellas que forman el patrón de reposo están distribuidas simétricamente en el cielo, y la segunda es que los movimientos peculiares -los movimientos de las estrellas individuales con respecto a ese patrón de reposo- están distribuidos aleatoriamente. La consideración de la geometría proporciona entonces una solución matemática para el movimiento del Sol a través del marco de reposo medio de las estrellas consideradas.
Charles T. Metcalfe, representante de la Compañía Británica de las Indias Orientales, y Ranjit Singh, jefe del reino sij del Punjab, firmaron el Tratado de Amritsar, que zanjó las relaciones indo-sijas durante una generación. Véase un análisis sobre las características del Sijismo o Sikhismo y sus Creencias, una religión profesada por 14 millones de indios, que viven principalmente en el Punjab. Los sijs creen en un único Dios (monoteísmo) que es el creador inmortal del universo (véase más) y que nunca se ha encarnado en ninguna forma, y en la igualdad de todos los seres humanos; el sijismo se opone firmemente a las divisiones de casta.
Exatamente 17 años antes, la primera guillotina se erigió en la plaza de Grève de París para ejecutar a un salteador de caminos.
En la literatura astronómica en la que se publican soluciones para el movimiento solar, a menudo se emplea un “término K”, un término que se añade a las ecuaciones para tener en cuenta los errores sistemáticos, los movimientos de corriente de las estrellas o la expansión o contracción de las estrellas miembros del marco de referencia. Recientes determinaciones del movimiento solar a partir de velocidades radiales de alta dispersión han sugerido que la mayoría de los términos K anteriores (que promediaban unos pocos kilómetros por segundo) eran el resultado de errores sistemáticos en los espectros estelares causados por mezclas de líneas espectrales. Por supuesto, el término K que surge cuando se calcula una solución para los movimientos solares de las galaxias resulta de la expansión del sistema de galaxias y es muy grande si se incluyen galaxias a grandes distancias de la Vía Láctea.
Cálculos del movimiento solar a partir de los movimientos propios
Las soluciones para el movimiento solar basadas en los movimientos propios de las estrellas en los catálogos de movimientos propios pueden llevarse a cabo incluso cuando no se conocen las distancias y no se dan las velocidades radiales. Es necesario considerar grupos de estrellas con una dispersión limitada en la distancia para tener un marco de referencia bien definido y razonablemente uniforme en el espacio. Esto puede lograrse limitando la selección de estrellas según sus magnitudes aparentes. El procedimiento es el mismo que el anterior, salvo que se utilizan las componentes del movimiento propio en lugar de las velocidades radiales. La distancia media de las estrellas del marco de referencia entra en la solución de estas ecuaciones y está relacionada con el término a menudo denominado paralaje secular. El paralaje secular se define como 0,24h/r, donde h es el movimiento solar en unidades astronómicas por año y r es la distancia media para la solución del movimiento solar.
Cálculos del movimiento solar a partir de los movimientos espaciales
Para las estrellas cercanas bien observadas, es posible determinar los movimientos espaciales completos y utilizarlos para calcular el movimiento solar. Hay que tener seis cantidades: α (la ascensión recta de la estrella); δ (la declinación de la estrella); μα (el movimiento propio en ascensión recta); μδ (el movimiento propio en declinación); ρ (la velocidad radial reducida al Sol); y r (la distancia de la estrella). Para hallar el movimiento solar, se calculan las componentes de la velocidad de cada estrella de la muestra y los promedios de todas ellas.
Las soluciones del movimiento solar dan valores del movimiento del Sol en términos de componentes de velocidad, que normalmente se reducen a una sola velocidad y una dirección. La dirección en la que aparentemente se mueve el Sol con respecto al marco de referencia se denomina vértice del movimiento solar. Además, el cálculo del movimiento solar proporciona dispersiones en la velocidad. Dichas dispersiones son tan intrínsecamente interesantes como los propios movimientos solares porque una dispersión es una indicación de la integridad de la selección de estrellas utilizada como marco de referencia y de su uniformidad de propiedades cinemáticas. Se ha comprobado, por ejemplo, que las dispersiones son muy pequeñas para ciertos tipos de estrellas (por ejemplo, las estrellas de tipo A, todas las cuales tienen aparentemente órbitas casi similares y casi circulares en la Galaxia) y son muy grandes para algunos otros tipos de objetos (por ejemplo, las variables RR Lyrae, que muestran una dispersión de casi 100 km/seg debido a la gran variación en las formas y orientaciones de las órbitas de estas estrellas).
Soluciones del movimiento solar
El movimiento del Sol con respecto a las estrellas comunes más cercanas es de interés primordial. Si se utilizan exclusivamente las estrellas situadas a unos 80 años luz del Sol, el resultado suele denominarse movimiento solar estándar. Este promedio, tomado para todo tipo de estrellas, conduce a una velocidad Vȯ = 19,5 km/seg. El vértice de este movimiento solar se encuentra en la dirección de α = 270°, δ = +30°. Los valores exactos dependen de la selección de datos y del método de solución. Estos valores sugieren que el movimiento del Sol con respecto a sus vecinos es moderado pero ciertamente no nulo. La diferencia de velocidad es mayor que las dispersiones de velocidad para las estrellas comunes de los tipos espectrales anteriores, pero su valor es muy similar a la dispersión para las estrellas de un tipo espectral similar al del Sol. La velocidad solar para, por ejemplo, las estrellas G5 es de 10 km/seg, y la dispersión es de 21 km/seg. Por tanto, el movimiento del Sol puede considerarse bastante típico para su clase en su vecindad. El movimiento peculiar del Sol es el resultado de su edad relativamente grande y de una órbita algo no circular.Entre las Líneas En general, las estrellas de tipos espectrales más tardíos muestran tanto mayores dispersiones como mayores valores de movimiento solar, y esta característica se interpreta como el resultado de una mezcla de propiedades orbitales para los tipos espectrales más tardíos, con un número cada vez mayor de estrellas que tienen órbitas más elípticas.
Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características y el futuro de esta cuestión):
El término movimiento solar básico ha sido utilizado por algunos astrónomos para definir el movimiento del Sol en relación con las estrellas que se mueven en su vecindad en órbitas perfectamente circulares alrededor del centro galáctico. El movimiento solar básico difiere del movimiento solar estándar debido al movimiento no circular del Sol y a la contaminación de la población local de estrellas por la presencia de estrellas más antiguas en órbitas no circulares dentro de los límites del marco de referencia. El valor más citado para el movimiento solar básico es una velocidad de 16,5 km/seg hacia un vértice con una posición α = 265°, δ = 25°.
Cuando las soluciones para el movimiento solar se determinan en función de la clase espectral de las estrellas, existe una correlación entre el resultado y la clase espectral. La tabla resume los valores obtenidos de diversas fuentes e ilustra este hecho. El vértice del movimiento solar, la velocidad del movimiento solar y su dispersión están correlacionados con la clase espectral.Entre las Líneas En general (con la excepción de las estrellas de tipo muy temprano), la velocidad de movimiento solar aumenta con la disminución de la temperatura de las estrellas, oscilando entre 16 km/seg para las estrellas de tipo B tardío y A temprano y 24 km/seg para las estrellas de tipo K tardío y M temprano. La dispersión también aumenta desde un valor cercano a los 10 km/seg hasta un valor de 22 km/seg. La razón de esto está relacionada con la historia dinámica de la Galaxia y la edad media y la mezcla de edades de las estrellas de los diferentes tipos espectrales. Por ejemplo, está bastante claro que las estrellas de tipo espectral temprano son todas jóvenes, mientras que las estrellas de tipo espectral tardío son una mezcla de jóvenes y viejas.Entre las Líneas En relación con esto, el vértice del movimiento solar muestra una tendencia a disminuir la latitud y a aumentar la longitud con los tipos espectrales más tardíos.
El movimiento solar puede basarse en marcos de referencia definidos por varios tipos de estrellas y cúmulos de interés astrofísico.
Informaciones
Los datos de este tipo son interesantes por la forma en que permiten distinguir entre objetos con diferentes propiedades cinemáticas en la Galaxia. Por ejemplo, está claro que las líneas de calcio interestelares tienen un movimiento solar relativamente pequeño y una dispersión extremadamente reducida, ya que están relacionadas principalmente con el polvo que se limita al plano galáctico y con objetos que son decididamente de la clase de la Población I.
Otros Elementos
Por otro lado, las variables RR Lyrae y los cúmulos globulares tienen valores muy grandes de movimiento solar y dispersiones muy grandes, lo que indica que son objetos extremos de la Población II que no participan todos por igual en el movimiento de rotación de la Galaxia. El movimiento solar de estos diversos objetos es una consideración importante para determinar a qué población pertenecen los objetos y cuál ha sido su historia cinemática.
Cuando se examinan con más detalle algunas de estas clases de objetos, es posible separarlas en subgrupos y encontrar correlaciones con otras propiedades astrofísicas. Tomemos, por ejemplo, los cúmulos globulares, para los que el movimiento solar está correlacionado con el tipo espectral de los cúmulos. Los cúmulos de los tipos espectrales G0-G5 (los más ricos en metales) tienen un movimiento solar medio de 80 ± 82 km/seg (corregido para el movimiento solar estándar). Los cúmulos globulares más tempranos de los tipos F2-F9, en cambio, tienen una velocidad media de 162 ± 36 km/seg, lo que sugiere que participan mucho menos en la rotación general de la Galaxia. Del mismo modo, los cúmulos globulares más distantes tienen un movimiento solar mayor que los más cercanos al centro galáctico. Los estudios de las variables RR Lyrae también muestran correlaciones de este tipo. El periodo de una variable RR Lyrae, por ejemplo, está correlacionado con su movimiento con respecto al Sol.Entre las Líneas En el caso de las variables RR Lyrae de tipo ab, los periodos varían frecuentemente de 0,3 a 0,7 días, y el rango de movimiento solar para este rango de periodo se extiende de 30 a 205 km/seg, respectivamente. Se cree que esta condición es principalmente el resultado de los efectos de la dispersión de la edad y la composición de las variables RR Lyrae en el campo, que es similar, pero mayor, a la dispersión de las propiedades de los cúmulos globulares.
Dado que la dirección del centro de la Galaxia está bien establecida por las mediciones de radio y que el plano galáctico está claramente establecido por los estudios de radio y ópticos, es posible determinar el movimiento del Sol con respecto a un marco de referencia fijo centrado en la Galaxia y que no gira (es decir, ligado a las galaxias externas).Entre las Líneas En general, se acepta que el valor de este movimiento es de 225 km/seg en la dirección ℓII = 90°. No es un número firmemente establecido, pero se utiliza por convención en la mayoría de los estudios.
Para llegar a una idea clara del movimiento del Sol en la Galaxia, así como del movimiento de la Galaxia con respecto a los sistemas vecinos, se ha estudiado el movimiento solar con respecto a las galaxias del Grupo Local y las del espacio cercano. Hubble determinó el movimiento del Sol con respecto a las galaxias más allá del Grupo Local y encontró el valor de 300 km/seg en la dirección hacia la longitud galáctica 120°, latitud +35°. Esta velocidad incluye el movimiento del Sol en relación con su velocidad circular propia, su velocidad circular alrededor del centro galáctico, el movimiento de la galaxia con respecto al Grupo Local y el movimiento de este último con respecto a sus vecinos.
Se puede plantear una pregunta más: ¿Cuál es el movimiento solar con respecto al universo? En la década de 1990, el Explorador del Fondo Cósmico determinó por primera vez un valor fiable de la velocidad y la dirección del movimiento solar con respecto al universo cercano. El sistema solar se dirige hacia la constelación de Leo con una velocidad de 370 km/seg. Este valor fue confirmado en la década de 2000 por un telescopio espacial aún más sensible, la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson.
Datos verificados por: Brite
[rtbs name=”astronomia”] [rtbs name=”espacio-exterior”]
Recursos
[rtbs name=”informes-jurídicos-y-sectoriales”][rtbs name=”quieres-escribir-tu-libro”]Véase También
La ventana de Baade
Astronomía galáctica
Exceso de GeV en el Centro Galáctico
Lista de galaxias
Constantes de Oort
Objetos astronómicos conocidos desde la antigüedad
Galaxias espirales barradas
Astronomía, Galaxias, Espacio Exterior
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