Звезда лучевая скорость

Для звёзд с измеримым собств. движением ц (перемещение на небесной сфере в угл. секундах в год) определяют вековой параллакс, измеряя составляющую собств. движения звезды, к-рая является отражением движения Солнца к апексу. Этот способ применим только для групп звёзд, в к-рых остающиеся после учёта влияния галактич. вращения собств. движения можно считать хаотически ориентированными. При известных р и лучевых скоростях у,.(км/с) для группы звёзд можно определить ср. параллакс, если предположить, что пекулярные пространственные скорости звёзд (остающиеся после учёта галактич. вращения) распределены изотропно. В этом случае параллакс л" связан со ср. модулями ЦПУ, соотношением л" = 4,74 д. / Уг - Для звёзд диска Галактики пекулярные скорости малы и эти способы дают достаточно уверенные результаты до расстояний, не превышающих 1—2 кпк. [c.285]

При обработке результатов наблюдений угловых смещений надо учитывать множество факторов. Если наблюдения проводятся с поверхности Земли, то на эффект, обусловленный движением звезды относительно Солнца, накладывается еще целый ряд эффектов, не имеющих к этому никакого отношения. Внося в наблюдения поправки (учитывающие искажения от атмосферы Земли, прецессионное и нутационное движение оси вращения Земли и обращение Земли вокруг Солнца), можно в конце концов получить так называемое собственное движение звезды, а во многих случаях II расстояние от Солнца до звезды (более подробные сведения см. в гл. 3). Кроме того, применение спектроскопии позволяет измерить лучевые скорости звезд. И собственное движение, и лучевые скорости звезд измеряются относительно Солнца, причем собственным движением считается годичное угловое смещение звезды па гелиоцентрической небесной сфере. [c.21]

При определении направления и расстояния до тела, находящегося за пределами земной атмосферы, используется целый арсенал методов наблюдений. Большое разнообразие методов обусловлено тем, что расстояние до тела, его скорость, поток излучения и форма могут изменяться в широких пределах. Объект (искусственный) может находиться на орбите, близкой к Земле, на более значительном расстоянии или в межпланетном пространстве. Он может быть источником радиосигналов или же отражать солнечный свет. Его видимая скорость может изменяться от нескольких градусов в секунду до нескольких дуговых секунд в час. Если же объект является естественным телом Солнечной системы, то это может быть Солнце, Луна, планета, спутник, астероид или комета. Тогда тело (если это не Солнце) будет отражать солнечный свет, причем его яркость будет зависеть от формы, альбедо (отражательной способности) и расстояний от Солнца и наблюдателя. Видимая скорость тела относительно звезд может составлять 13 в сутки для Луны, Г в сутки для Солнца и значительно меньше для других тел. Угловые скорости звезд и других тел, удаленных на значительное расстояние, настолько малы, что измерить их поперечное движение удается лишь для объектов, ближайших к Солнечной системе. В основном судить об их движении мы можем только по результатам определения их лучевых скоростей. Кроме того, излучение этих тел может наблюдаться преимущественно в видимой части спектра, в радиодиапазоне, в рентгеновском или инфракрасном диапазонах. [c.63]

Такие системы, показывающие периодические изменения описанного выше характера, именуются спектрально-двойными. Построение графика изменения со временем лучевых скоростей каждого компонента дает нам кривую скоростей. Анализ кривой скоростей позволяет определить орбиту звезды относительно центра масс системы. В некоторых случаях кажущаяся одиночной звезда показывает, как и ожидалось, спектр с единичными линиями, но обнаруживается, что звезда обладает лучевой скоростью, которая подвержена периодическим изменениям. Это снова интерпретируется как случай звезды, входящей в качестве компонента в двойную систему, вторая звезда которой, однако, слишком слаба, чтобы внести сколько-нибудь значительный вклад в общий спектр системы. [c.446]

МОЖНО измерить лучевую скорость обращающейся по орбите звезды, то указанная двузначность ликвидируется. Мы определим элементы орбиты двойной звезды в следующем разделе. [c.448]

Для круговой орбиты кривая лучевых скоростей оказывается сим.метричной. Движение звезды по направлению к наблюдателю и от наблюдателя аналогично простому гармоническому движению, откуда следует, что кривая скоростей оказывается синусоидой. [c.458]

Все три приведенных выше примера представляют собой частные случаи. Если рассматривается случай, когда большая полуось орбиты расположена под отличающимися от прямого углами и лежит в плоскости, наклоненной к наблюдателю, тогда на форму кривой должны оказывать воздействие оба фактора. Поскольку суммарная орбитальная скорость за один период равна нулю и поскольку кривая скорости выражает зависимость скорости от времени, на кривую скоростей можно наложить прямую, соответствующую постоянной скорости таким образом, что ограниченная кривой скоростей площадь над этой прямой и под ней окажутся равными. Скорость, указанная этой прямой, соответствует постоянной лучевой скорости двойной системы в целом относительно Солнца. Когда оба компонента дают вклад в общий спектр, можно построить две кривые скорости, соответствующие орбитам каждой звезды относительно центра масс системы. Мы не упоминали до сих пор, что любая определяемая лучевая скорость должна быть исправлена за движение Земли по орбите вокруг Солнца, прежде чем значения скорости будут нанесены на график лучевой скорости. [c.459]

Если рассматривается произвольная орбиты двойной звезды, то возможно вывести выражения для значения лучевой скорости каждого компонента в любой момент времени. В выражение для лучевой скорости главной звезды входит произведение sin i, а в аналогичное выражение для спутника входит произведение Oj sin i, где и fl2 — большие полуоси орбит относительно центра масс системы оба произведения представляют собой проекции этих осей на плоскость, расположенную перпендикулярно линии зрения (иными словами, i является углом наклонения плоскости орбиты к плоскости, касательной к небесной сфере). Анализ обеих кривых скоростей позволяет найти оба указанных произведения. Однако, используя только данные о лучевых скоростях, невозможно получить раздельно параметры а , и sin i. Из определения центра масс имеем соотношение [c.459]

Когда получены обе кривые, становится видно, что одна кривая представляет собой зеркальное изображение другой относительно прямой, соответствующей нулевой лучевой скорости, хотя, возможно, с различными амплитудами. Отношение амплитуд двух кривых скоростей обратно пропорционально отношению масс звезд. Таким образом, если возможно построить кривые скоростей для обоих компонентов, то отношение масс получается непосредственно из этих кривых. [c.460]

Центр масс спектрально-двойной звезды не имеет лучевой скорости относительно Солнца. Покажите, что гелиоцентрическая лучевая скорость / одного компонента двойной выражается как [c.476]

Если предположить, что звезда X расположена вне экваториальной плоскости Галактики на галактической широте Ь (при измерении с S), то с точностью до членов первого порядка получаются следующие выражения для лучевой скорости р, собственного движения по долготе ц,/ и собственного движения по широте Hi,, вызванных вращением Галактики [c.495]

Достаточно точное значение расстояния г можно найти, если исследуемые звезды выбраны в достаточно узких пределах звездных величин и притом примерно одного спектрального типа. Поскольку г входит только в выражение для лучевой скорости р (последняя пропорциональна г), то выбираются наиболее далекие звезды. На практике используются самые яркие звезды типов О и В. Современные значения А и В таковы [c.496]

Однако если звезды движутся по орбитам вокруг галактического центра и мы учитываем кривизну орбит, когда строим векторы скоростей, то приходим к ситуации, изображенной на рис. 15.6, причем для простоты на рис. 15.6, а скорости приняты постоянными. Теперь видно, что, в то время как картина лучевых скоростей по существу не изменилась, картина собственных движений приобретает противоположный характер. Принимая во внимание как кривизну орбит, так и уменьшение скорости с увеличением расстояния от галактического центра, мы приходим к картине собственных движений, согласующейся с одной из кривых рис. 15.4, построенной по наблюдениям. [c.501]

Жевакин С. А. О сдвигах фаз между колебаниями блеска и колебаниями лучевой скорости переменных звезд. ДАН СССР 99, 353 (1954). [c.907]

Э( фект Допилера был использован при определении лучевой скорости звезды (слагаю1ней скорости звезды вдоль линии, соединяющей звезду и Землю), для оценки скорости извержения водородных масс па Солнце, для измерения скорости вращения солнечного диска и т. д. Благодаря эффекту Допплера были открыты двойные звезды — звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести. [c.423]

Можно продолжить перечисление технических трудностей, появляющихся при наблюдении сигнала биений, возникающего при освещении интерферометра уширенной спектральной линией, но они ничего не меняют в принципиальной постановке проблемы. Бесспорно, задав тем или иным способом корреляцию между двумя исследуемыми волнами, можно наблюдать их интерференцию. Если частота о>2 задается равномерным движением зеркала, от которого отражается часть исследуемого излучения, то будет происходить интерференция любой волны с частотой roi, лежащей в пределах контура спектральной линии, с другой волной частоты (02, отличающейся от частоты первой на разностную частоту 2л/. Тогда будет наблюдаться сигнал биений, который позволяет определять сколь угодно малую скорость движения зеркала, так как можно зарегистрировать очень малые изменения интерференционной картины. Та минимальная скорость v, которую еще можно измерить, определится условиями опыта. Е1о, конечно, это будут значения на много порядков меньше, чем те громадные скорости, о которых шла речь ранее. Приведенная выше оценка точности астрономических измерений лучевой скорости по эффекту Доплера (и 1 км/с) соответствует сравнению никак не скоррелированных источников света, которыми являются исследуемая звезда и какой-то земной источник света, излучающий ту же спектральную линию. [c.397]

Задача определения скорости света принадлежит к числу важнейших проблем оптики и физики вообще. Решение этой задачи имело огромное принципиальное и практическое значение. Установление того, что скорость распространения света конечна, и измерение этой скорости сделали более конкретными и ясными трудности, стоящие перед различными оптическими теориями. Первые методы определения скорости света, опиравшиеся на астрономические наблюдения, способствовали со своей стороны ясному пониманию чисто астрономических вопросов о затмениях отдаленных светил и о годичном параллаксе звезд. Точные лабораторные методы определения скорости света, выработанные впоследствии, используются при геодезической съемке. Теоретическое обоснование и экспериментальное исследование принципа Допплера в оптике сделали возможным решение задачи о лучевых скоростях светил или движущихся светящихся масс (протуберанцы, каналовые лучи) и привели к весьма широким астрономическим обобщениям. Сравнительное измерение скорости света в вакууме и различных средах послужило в свое время в качестве ехрег1теп1ит сгис1з для выбора между волновой и корпускулярной теориями света, а впоследствии привело к понятию групповой скорости, имеющему большое значение и в современной квантовой физике. Сравнение скорости распространения света с константой с максвелловской теории, обозначающей, с одной стороны, отношение между электромагнитными и электростатическими единицами заряда, а с другой — скорость распространения электромагнитного поля, сыграло важнейшую роль при обосновании электромагнитной теории света. Наконец, вопрос о влиянии движения системы на скорость распространения света и вся обширная совокупность связанных с ним экспериментальных и теоретических проблем привели к формулировке эйнштейновского принципа относительности — одного из самых значительных обобщений [c.417]

Нелинейные пульсации звёзд. Анализ пульсац. устойчивости звезды относительно малых возмущений (линейный анализ устойчивости) не даёт представления об амплитуде установившихся П. з., а также о форме кривых блеска (зависимостей блеска от времени) и лучевой скорости. Зависимость эффективности меха-внэмов возбуждения и затухания от амплитуды колеба> ний исследуется в нелинейной теории П. з. Из-за конечной поглощат, способности зон частичной ионезв- [c.182]

На диаграмме спектр-светимость (см. Спектр — светимость диаграмма) Ц. занимают место, где расположены желтые гиганты и сверхгиганты, что нозволяет допустить, что они являются переходной стадией в эволюции массивных звезд главной последовательности при переходе последних в стадию красного гиганта (см. Звезды). Различные характеристики Ц. (особенности кривых блеска, амплитуды изменения блеска, цвета и лучевых скоростей и т. д.) тесно коррелируют с величиной периода изменения блеска, а также с положением Ц. на диаграмме спектр — светимость . Эти корреляции, как и зависимость период — светимость , различны для звезд тина 6 Цефея и У Девы. г. с. Царажкий. [c.394]

М. рассеянного звездного скопления может быть онределена из подсчета звезд — членов скопления, и оценки М. каждой звезды по ее светимости. М. шарового звездного скопления трудно оценить путе.м подсчета звезд, если в центр, части сконления отдельные звезды сливаются в одно светящееся пятно. С у-ществует ряд методов, основанных на статистич. принципах, для оценки М. шарового скопления. Гак, напр., из еириала теоремы для изолированной стационарной системы 27 -j- Q == О, где Г — кине-тич., Q — нотенциальная энергия системы, следует ф-ла аК = 800(А1/) г, где Д1/ — отклонения лучевой скорости отдельных звезд от среднего ее значения (т. е. от лучевой скорости скопления как целого), (AV) — среднее квадратич. отклонение, г — радиус скопления в парсеках. Другой метод основан на подсчете числа звезд различных видимых (а следовательно, и различных абс.) звездных величий, т. е. на определении т. и. ф-ции светимости скопления ф(А7) и вычисления М. скопления как суммы произведении [c.152]

С. д. 3., представляющие собой нернендикулярную лучу зрения составляющую относит, движеиия звезд, в сочетании с лучевыми скоростями звезд позволяют изучать неремещения звезд в пространстве, закономерности движений в Галактике. Знание С. д. з. важно при использовании этих звезд для точных геодезич. измерений, определений поправок часов, географич. места положения наблюдателя, небесных координат к.-л. объекта (в т. ч. искусственного) и др. [c.565]

Представление о форме, которую можно предполагать для кривой лучевой скорости, возможно получить путем рассмотрения трех различных типов орбит. Для простоты будем рассматривать орбиту одной звезды относительно центра масс и предположим, что орбита лежит в плоскости, которая содержит и линию зрения. Рассмотрим следующие орбиты а) окружность, б) эллипс, большая ось которого составляет прямой угол с лучом зрения, в) эллипс, большая ось которого расположена вдоль луча зрения. Э и типы орбит представлены на рис. 14.11, а —вместе с соответствующими кривыми лучевых скоростей. Во всех случаях заметно, что в паюжениях 1 к 3 движение происходит по каса- [c.457]

Если Галактика вращается в окрестностях Солнца как твердое тело, тогда какие-либо лучевые скорости должны полностью отсутствовать. На самом же деле обнаруживается, что лучевые скорости существуют и описываются графиком на рис. 15.4, а. Разумеется, этот график совсем не обязательно целиком связан с галактическим вращением. Напри- мер, если звезды вблизи Солнца движутся прямолинейно, но их скорости линейно уменьшаются с расстоянием до центра Галактики (как на рис. 15.5, а), тогда. мы получим поле относительных скоростей звезд, показанное на рис. 15.5, б это 1юле скоростей получено путем вычитания скорости Солнца из скоростей всех звезд. Полученное относительное поле в свою очередь привело бы к систематическому распределению лучевых скоростей по долготе, схематически показанному на рис. 15.5, в. Указанное распределение согласуется с графиком на рис. 15.4, а. [c.501]

На рис. А.6 показана небесная сфера для спектрально-двойной звезды. Компонент С обращается вокруг центра масс двойной системы (точка G). Требуется найти компонент скорости вдоль луча зрения GZ (т. е. лучевую скорость). Спедовательно, R— , где л-, у, г — координаты компонента С. Далее, г = = г sin BD. Из треугольника NBD прп помощи формулы синусов находим [c.526]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...