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Movimiento de las estrellas

Posted by pablorsk in Estrellas

Mediante la observación detenida del cielo, se verifica que los planetas se diferencian de las estrellas porque se mueven entre ellas, mientras las segundas parecen inmóviles; el fondo de estrellas simula encontrarse fijo sobre la esfera celeste, fundamentalmente porque las distancias relativas que separan una de otras aparentan ser constantes dada la gran lejanía de todas ellas.

En realidad, todas las estrellas se mueven. La aparente invariabilidad de la forma de las constelaciones es producto de la enorme distancia que nos separa de las estrellas, algo que hace inapreciable su movimiento a simple vista y que sólo pueda percibirse comparando observaciones separadas por largos períodos de tiempo, décadas o centurias.

Edmund Halley determinó por primera vez en 1718 el movimiento de las estrellas, comparando las posiciones de tres estrellas muy brillantes: Arturo, Proción y Sirio, dadas por Ptolomeo (85-165 d.C.) en el famoso Almagesto, con las que él mismo había medido. Encontró que ellas habían variado de posición en relación con las estrellas vecinas poco brillantes: la diferencia que halló fue de 1° para Arturo y 0,5° para Sirio.

Movimiento propio

El desplazamiento aparente de las estrellas en el cielo se designa como movimiento propio y se indica en segundos de arco por año (“/año).

Si se comparan dos fotografías de la misma región del cielo, obtenidas con un intervalo de unos 50 años o más, es relativamente sencillo comprobar y medir los diversos movimientos de las estrellas en sentido perpendicular a la visual. Es evidente que este movimiento propio es el desplzamiento en el espacio de la estrella proyectada en el cielo.

Los movimientos propios son, en general, muy pequeños; la enorme mayoría de las estrellas tienen movimientos propios del orden de 0,001″/año, salvo algunas poces estrellas con algo más de 1″/año. Un caso muy particular es la llamada estrella de Barnard que presenta un movimiento propio de 10,25″/año, que equivale a 1° cada 350 años.

Velocidad radial

La velocidad radial es la componente de la velocidad de la estrella en el sentido de la visual dirigida a la misma.

La medición de las velocidades radiales se realiza mediante el análisis del espectro de las estrellas; las líneas espectrales de los elementos de la serie periódica que aparecen en él se desplazan hacia el azul o hacia el rojo según que la fuente luminosa se acerque o se aleje del observador (efecto Doppler).

Por otra parte, ese desplazamiento de las líneas en el espectro es proporcional a la velocidad de la fuente, lo cual permite determinar la velocidad radial de una estrella midiendo el corrimiento de las líneas de su respectivo espectro. La medida se reduce a obtener el espectro de la estrella superpuesto a un espectro de comparación de una fuente terrestre. Si en el espectro estelar se mide el desplazamiento, mediante la expresión del efecto Doppler encontramos que:

la velocidad radial es igual al producto de la velocidad de la luz c multiplicada por el desplazamiento de la longitud de onda de esa misma línea con respecto a la posición normal de la línea en un espectro de referencia determinado en un laboratorio terrestre.

El valor resulta dado en las mismas unidades que la velocidad de la luz c, y generalmente se lo indica en kilómetros por segundo. Puede ser de acercamiento (con signo negativo) o de alejamiento (con signo positivo), según que las líneas espectrales se hayan corrido hacia el azul o bien hacia el rojo.

Se han medido las velocidades radiales de muchos miles de estrellas, las cuales oscilan entre 0 y 400 km/seg, medidas expresadas con relación al Sol; sin embargo, la mayoría de las estrellas tiene velocidades comprendidas entre 10 y 40 km/seg y son raras aquellas que presentan una velocidad radial superior a los 100 km/seg.

Además de completar la descripción del movimiento de las estrellas, la velocidad radial permite acceder a otro tipo de información respecto de las características físicas de estos astros.

Veamos algunos ejemplos. En el caso de las estrellas dobles, la velocidad radial del sistema presenta variaciones periódicas que ponen en evidencia sus movimientos orbitales. De la misma manera, en ciertas estrellas variables llamadas pulsantes la variación de la velocidad radial se origina a causa de la expansión y contracción de su superficie.

Velocidad espacial

El movimiento de las estrellas se realiza en tres dimensiones. El llamado movimiento propio es perpendicular a la visual, con el cual puede determinarse la velocidad tangencial de la estrella, si se conoce la distancia a la que se encuentra la estrella, y además, se acercan o se alejan del observador, desplazamientos que se miden a través de la denominada velocidad radial.

El desplazamiento total de una estrella se calcula sobre la base de sus velocidades radial (Vr) y tangencial (Vt), componiendo ambas mediante la regla del paralelogramo. La composición de dichas velocidades se conoce como velocidad espacial de la estrella (Ve) y se expresa como:

Ve2 = Vr2 +Vt2

La Ve que resulta es la velocidad espacial relativa de la estrella con respecto al observador; para obtener la velocidad absoluta se debe restar la velocidad del observador.

La dirección del movimiento de la estrella se deduce geométricamente de la razón entre sus velocidades radial y tangencial; puede estimarse además por el ángulo que forma la velocidad espacial con la dirección de la visual.

Sirio, la estrella más brillante del cielo tiene una velocidad radial de -8 km/seg.

El astrónomo J.H. Oort descubrió en 1927 que las velocidades radiales de las estrellas evidencian un efecto producto de la rotación de la galaxia. Como las estrellas situadas entre el Sol y el centro galáctico se mueven más rápidamente, para un observador situado en el Sol (o en la Tierra), aquella que todavía no alcanzó al Sol tiene Vr negativa (es decir, se acerca). Sucede lo contrario con las estrellas que se desplazan externamente al Sol; como se mueven más lentamente, aquella que todavía no ha sido alcanzada por el Sol tiene Vr negativa (es decir, se acerca), y finalmente la estrella que quedó atrás tiene Vr positiva (se aleja). Las estrellas que están a la misma distancia que el Sol del centro galáctico parecerían estar en reposo; todo esto con referencia exclusiva al movimiento de rotación de nuestra galaxia.

Ahora bien, por otra parte, en la mayoría de las galaxias se observa un corrimiento al rojo intrínseco (es decir, una velocidad radial positiva), el cual aumenta uniformemente con la distancia, un tema que trae aparejado complejas cuestiones cosmológicas.

Rotación de las estrellas

A través del análisis del ancho de las líneas espectrales se puede determinar la velocidad de rotación de las estrellas. Líneas delgadas indican baja velocidad de rotación y líneas anchas alta velocidad. También influye en el ancho de las líneas la posición del eje de rotación con respecto a la visual. Si el eje de rotación es perpendicular a la visual se obtiene el valor real de la rotación, y en el caso de que el eje de rotación coincida con la visual no es posible determinar su velocidad de rotación. Entre ambas posiciones el valor determinado será menor que el verdadero.

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