Movimento das Estrelas

Movimento das Estrelas

Em 1718, Sir Edmund Halley (1656-1742) observou que a posição da estrela Arcturus no céu havia mudado um grau em relação à posição medida por Ptolomeu. Sírius também havia mudado, de meio grau. Desde então os astrônomos têm medido o movimento transverso, isto é, o movimento aparente das estrelas no céu, perpendicular à linha de visada. Este movimento é chamado de movimento próprio e usualmente é medido em segundos de arco por ano.
Barnard PSS Barnard Barnard
A estrela de Barnard, descoberta em 1916 por Edward Emerson Barnard (1857-1923) a 1,8 pc de distância, com um centésimo da luminosidade intrínseca do Sol, é a estrela com maior movimento próprio conhecida, 10 segundos de arco por ano. A foto da esquerda é de 1950 e a da direita de 1997. A imagem em movimento foi produzida por Steve Quirk.
Movimento da estrela de Barbard
Movimento próprio (traço contínuo) e paralaxe (oscilação em torno da reta) da estrela de Barnard (Astronomia de Posição, de Gastão Bierrenbach Lima Neto, do IAG/USP).

Doppler Em 1842 Christian Doppler (1803-1853) demonstrou que uma fonte que se distancia do observador tem todos os comprimentos de onda de seu espectro deslocados para o vermelho, isto é, o efeito Doppler desloca os comprimentos de onda para valores maiores (menores se a fonte se aproxima). Com estas medidas do efeito Doppler, foi possível também medir a velocidade radial das estrelas, isto é, a velocidade na linha de visada.

Combinando estes dois movimentos (radial e transversal), podemos medir a verdadeira velocidade da estrela em relação ao Sol.

oort.jpegOort
Jan Heindrik Oort (1900-1992) demonstrou que os movimentos podem ser interpretados em termos do movimento geral das estrelas em torno da galáxia, de acordo com as leis de movimento de Kepler. As estrelas mais próximas do centro da galáxia se movem mais rápido do que o Sol. Oort deduziu que o Sol revolve em torno do centro da nossa galáxia com uma velocidade de 220 km/s, completando uma volta a cada 233 milhões de anos.

  Componentes dos movimentos estelares

As velocidades das estrelas em relação ao Sol podem ser decompostas em duas componentes, uma na direção da linha de visada, e a outra no plano do céu.

Sistema de coordenadas galácticas

O sistema de coordenadas galácticas foi definido pela União Astronômica Internacional em 1959. O sistema de coordenadas galácticas tem por plano fundamental o plano galáctico, que é o círculo máximo que contém o centro galáctico e as partes mais densas da Via Láctea. É inclinado 63° em relação ao Equador celeste.

As coordenadas do sistema galáctico são:

Coordenadas
As coordenadas do centro galáctico são: A posição da fonte de rádio Sagittarius A*, possivelmente marcando o buraco negro central, é l=359,9443° e b=-0,0462° (M.J. Reid & A. Brunthaler, 2004, Astrophysical Journal, 616, 872).

As relações entre as coordenadas equatorias e galáticas são:

$b={sen}^{-1} [\cos\delta \cos\delta_{PG}\cos(\alpha-\alpha_{PG})+{sen}\delta{sen}\delta_{PG}]$
$l=\tan^{-1}[\frac{{sen}\delta-{sen}b{sen}\delta_{PG}}{\cos\delta{sen}(\alpha-\alpha_{PG})\cos\delta_{PG}}]
+l_\mathrm{na}\]
onde $ \alpha_{PG}$=192,859508°, $ \delta_{PG}$=27,128336° (J2000) são as coordenadas do polo norte galático, e $ l_{na}$=32,93° a longitude galáctica do nodo ascendente do plano galático no equador (Kenneth R. Lang, 1980, Astrophysical Formulae, Springer-Verlag, Berlin, p. 501).

O ano galáctico, definido como o tempo que o Sol leva para dar uma volta completa em torno do centro galáctico, tem duração de 233 milhões de anos.

$P_\odot=\frac{2\pi r_\odot}{v_\odot} = \frac{2\pi 8,3{kpc}}
{220{km/s}} =$   233 milhões de anos

Distâncias dentro da Galáxia

As distâncias dos objetos astronômicos podem ser determinadas usando técnicas como radar, no caso de planetas internos e outros objetos próximos da Terra, paralaxe heliocêntrica, usada para detectar distâncias dos planetas externos do nosso sistema solar e de estrelas próximas, e a paralaxe espectroscópica1, que utiliza as propriedades espectrais das estrelas para determinar sua magnitude absoluta pela sua posição no diagrama HR. Através da paralaxe espectroscópica, podemos medir distâncias de estrelas até aproximadamente 10 000 pc, alcance maior do que o obtido através da paralaxe heliocêntrica (1000 pc), mas ainda insuficiente para cobrir o tamanho de nossa Galáxia, que tem 25 000 pc de diâmetro. É necessário, portanto, incluir um novo método de determinação de distâncias, que tenha um alcance maior. As estrelas variáveis cumprem o papel de indicadores de distância nesta escala.

A relação Período-Luminosidade de estrelas variáveis pulsantes

As estrelas variáveis pulsantes radiais são estrelas cuja luminosidade varia com o tempo, devido a variações no seu tamanho. Elas podem ser reconhecidas facilmente, observando a sua variação em luminosidade, que se dá de maneira muito regular.

variaveis
Dois tipos de variáveis são importantes como indicadores de distância:

Métodos para estimar distâncias astronômicas

Distância de alcance Método
1 UA radar
1000 pcparalaxe heliocêntrica
10 000 pcparalaxe espectroscópica
4 Mpc estrelas variáveis

O sistema local de repouso (SLR)

É o sistema de referência instantaneamente centrado no Sol, que se move em órbita circular em torno do centro galático, com velocidade igual à média das velocidades estelares nas vizinhanças do Sol, de maneira que as estrelas, nas proximidades do Sol, em média, estão em repouso em relação ao SLR. Como os movimentos das estrelas individuais são diferentes do movimento médio, as estrelas, consideradas individualmente, apresentam movimentos em relação ao SLR, que são detectados como movimentos peculiares.

O movimento do Sol em relação ao SLR é de 19,7 km/s, numa direção chamada ápex, que fica na constelação de Hércules e tem coordenadas:

l = 56°, b = +23°, AR=18h, DEC=+30°.

Notas:

1A paralaxe espectroscópica, usando o módulo de distância, não tem nada a ver com o método da paralaxe geocêntrica ou heliocêntrica, que são paralaxes trigonométricas, a não ser o fato de que é utilizado para determinar distâncias. O nome continua sendo usado por razões históricas.


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Modificada em 17 abr 2012