¿Qué significa exactamente "velocidad peculiar transversal no destacable" y cómo se calcula aquí?

El resumen de A magnetar parallax (también en MNRAS ) contiene lo siguiente:

Combinando nuestras nuevas observaciones con dos observaciones de archivo de 2006, hemos refinado el movimiento propio y la posición de referencia de la magnetar y hemos medido su paralaje geométrico anual, la primera medida de este tipo para una magnetar. El paralaje de 0,40±0,05mas corresponde a una distancia más probable de 2,5+0,4−0,3kpc para J1810. Nuestros nuevos resultados astrométricos confirman una peculiar velocidad transversal normal de ≈200 km s−1 para J1810, que está solo en el nivel promedio entre la población de púlsares.

Este informa la primera determinación radioastrométrica de paralaje "para un magnetar".

La frase peculiar "velocidad peculiar transversal no destacable" es vernáculamente disonante, pero las aclaraciones entre paréntesis en el cuerpo del artículo ayudan con eso:

5 DISCUSIÓN

Como se muestra en la Tabla 1, nuestro nuevo movimiento propio mejora significativamente el valor anterior inferido de las dos posiciones del año 2006; la nueva distancia D = 2,5 +0,4 −0,3 kpc es coherente con los 3,1 ± 0,5 kpc estimados utilizando agrupaciones de estrellas rojas (Durant & van Kerkwijk 2006), mientras que en tensión leve con 3,1−4,0 kpc restringida con absorción de hidrógeno neutro (Minter et al. . 2008), lo que sugiere que se sobreestimó la distancia a la pantalla de hidrógeno neutro. En los modelos de patadas NS del efecto de cohete electromagnético (Harrison & Tademaru 1975) uno podría esperar que los magnetares tuvieran velocidades más altas (Duncan & Thompson 1992). Nuestro nuevo paralaje y movimiento propio corresponde a la velocidad transversal vt = 198 +29 −23 km s−1.Utilizando los parámetros geométricos galácticos proporcionados por Reid et al. (2019) y suponiendo una curva de rotación plana entre J1810 y el Sol, se calculó que la velocidad peculiar (con respecto a la vecindad de J1810) perpendicular a la línea de visión era vb = −54 ± 8 km s−1 y vl = −175 ± 26 km s−1. Nuestros resultados astrométricos refinados consolidan la conclusión de Helfand et al. (2007) que J1810 tiene una velocidad peculiar típicamente vista en púlsares "normales", a menos que su velocidad radial sea varias veces mayor que la velocidad transversal.

Mi comprensión de eso es limitada, pero creo que la "velocidad peculiar" es la velocidad relativa a una estructura más grande en la que se encuentra y / o se cree que está asociada gravitacionalmente, y el componente de "velocidad peculiar perpendicular" proviene de algún modelo eso incluye la suposición de "una curva de rotación plana entre J1810 y el Sol". Pero no tengo ni idea de lo que eso significa.

Véase también Peculiar_velocity de Wikipedia ; Galactic_astronomy para una breve descripción.

En astronomía galáctica, el movimiento peculiar se refiere al movimiento de un objeto (generalmente una estrella) en relación con un marco de reposo galáctico.

Preguntas:

  1. ¿Cómo se determina aquí la componente transversal de dicha peculiar velocidad, y a qué se refiere "una curva de rotación plana entre J1810 y el Sol"?
  2. ¿He entendido esto bien, y en general, la "velocidad peculiar" es una velocidad relativa a una estructura más grande en la que se encuentra y / o se cree que está asociada gravitacionalmente?

Respuestas (1)

"Velocidad peculiar" es un término fijo y describe la velocidad de un objeto en relación con un marco de reposo definido.

La astronomía tiene el problema de que necesita diferentes métodos para medir el movimiento 3D de un objeto. Por lo tanto, a menudo solo se da la velocidad dentro de la línea de visión (a partir de datos espectrográficos) o la velocidad perpendicular medida a partir de la astrometría, por lo tanto, datos de posición en una esfera; esa es la velocidad perpendicular (a la línea de visión).

Como tal, la "velocidad peculiar perpendicular" es la velocidad del magnetar determinada a partir de la astrometría, como también se indica en su cita.

El marco de referencia del reposo en este contexto es el movimiento esperado de las estrellas alrededor del centro galáctico, a la distancia de la magnetar observada. Las galaxias no tienen una velocidad Kepleriana simple donde la velocidad orbital se reduce con la distancia a un objeto central pesado central como en nuestro sistema solar. La materia oscura cambia la relación entre la distancia orbital y la velocidad orbital de una manera que está sujeta a investigación. Con una "curva de rotación plana entre J810 y el Sol" significan que las velocidades orbitales no difieren , por lo que indican directamente su normalización, su marco de referencia en reposo.

La velocidad peculiar de una estrella dentro de nuestra Galaxia se refiere a su movimiento en relación con su marco de reposo que orbita el centro galáctico en la forma esperada por su distancia al centro de la Galaxia.

Entonces, ¿cómo se midió? Dicen "de mediciones anuales de paralaje". Eso significa que miden la posición repetidamente y con mucha exactitud. Esto permite medir el paralaje en referencia al fondo. Pero al mismo tiempo obtienes el movimiento propio, por lo tanto, el cambio de posición cuando eliminaste el cambio aparente esperado debido a la paralaje. Una serie de astrometría típica se parece a estas medidas de hiparcosla que tomé de http://spiff.rit.edu/classes/phys240/lectures/parallax/parallax.html#nottrivial Se ve muy bien la variación anual (el paralaje) y el movimiento propio que permanece cuando se resta el movimiento anular circular. Esta velocidad es la velocidad perpendicular o transversal.

Convierta esta velocidad medida en el plano de la imagen en una velocidad real teniendo en cuenta la distancia al objeto, redúzcala en lo que espera que sea para la distancia galáctica del objeto y descubra que es bastante normal para lo que espera. y tienes una "velocidad transversal peculiar sin complicaciones"

¡Guau! ¡Gracias por esta respuesta rápida pero completa!
¿Qué significa exactamente "velocidad peculiar transversal no destacable" y cómo se calcula aquí?
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