Теория вопроса

Определение лучевой скорости звезды

Звёзды не неподвижны. Они перемещаются в пространстве с различными скоростями и по разным направлениям. Характеристикой действительного движения звезды является пространственная скорость звезды – V_{пр .} Её принято измерять относительно Солнца и, как правило, в км/с. Типичные значения пространственных скоростей звёзд имеют порядок нескольких десятков километров в секунду. Вы, безусловно, понимаете, что это векторная величина.

Пространственную скорость звезды принято раскладывать по двум направлениям (см. рис.):

Здесь: S - звезда, C - Солнце, V_{пр .}- полная пространственная скорость звезды. Первая составляющая - V_t -тангенциальная скорость звезды. Это проекция пространственной скорости звезды на картинную плоскость - плоскость, перпендикулярную лучу зрения, и касающуюся небесной сферы в точке, где находится звезда.

Вторая составляющая - V_л — лучевая скорость звезды. Это проекция пространственной скорости на направление “наблюдатель-звезда” (часто говорят “на луч зрения”). Если вектор лучевой скорости направлен от Солнца, - её считают положительной, в противоположном случае - отрицательной. Вы должны понимать, что в случае движения звезды от Солнца, смещение спектральных линий в спектре звезды будет происходжить в сторону больших длин волн – в «красную» часть спектрограммы. В противоположном случае – смещение линий в спектре звезды будет происходить в «синюю» - более коротковолновую часть спектра.

На нашем рисунке лучевая скорость отрицательна. Знак лучевой скорости обязательно учитывается во всех расчётах и обозначениях.

Совершенно очевидно, что

Vпр ² = V_л² + V_t²

Определение лучевой скорости опирается на принцип Допплера-Физо:

V_л= С ×Δλ/λ

Здесь: С - скорость света,

λ - длина волны какой-либо спектральной линии на фотографии спектра лабораторного источника света (спектра сравнения);

Δλ - смещение этой спектральной линии в спектре звезды относительно спектра сравнения, (в тех же самых единицах измерения, что и λ), вызванное движением звезды по лучу зрения.

В астрономии, чисто в силу исторических традиций, длины волн предпочитают измерять в ангстремах – Å. (1 Å = 10^{-10 м). Мы с Вами будем придерживаться этой традиции.}

Цель данной работы определение только лучевой скорости звезды. Как определяется вторая составляющая полной пространственной скорости звезды - тангенциальная скорость – Vt - будет рассказано на лекции.

Для определения лучевой скорости звезды нужно иметь фотографии 2-х спектров: спектра звезды и спектра сравнения. Такие фотографии называются спектрограммами. При этом совершенно обязательным является тот факт, чтобы оба спектра были сфотографированы с помощью одного и того же спектрографа.

Для более удобной работы оба спектра (спектр звезды и спектр сравнения) фотографируют на одну фотопластинку. В нашем случае оба спектра также совмещены на одной планшетке, которая прилагается к данной методичке. Внимательно рассмотрите её.

Светлая полоса в центре, пересекаемая тёмными линиями - это спектрограмма звезды. Спектр звезды – спектр поглощения.

Цифры, стоящие против светлых линий - это длины волн этих линий в ангстремах.

Взаимное расположение спектральных линий зависит от свойств аппаратуры, с помощью которой получена фотография спектра. Так, если спектрограф дифракционный (это значит что в роли диспергирующего элемента используется дифракционная решётка), то спектральные линии расположены друг от друга на расстояниях, пропорциональных разностям длин волн этих линий. Роль коэффициента пропорциональности играет величина, которую называют дисперсией – D. Это своеобразный “масштаб” спектрограммы. Она показывает, какой диапазон длин волн приходится на 1 миллиметр спектрограммы.

Дисперсия «дифракционной» спектрограммы - величина постоянная.

Если же спектр получен с помощью призменного спектрографа (то есть в роли диспергирующего элемента используется одна или несколько призм), то расстояния между спектральными линиями уже не будут пропорциональны разностям длин волн этих линий. Это значит, что дисперсия “призменных” спектрограмм величина переменная, она различна в разных участках спектрограммы.

Наши оба спектра (звезды и сравнения) получены с помощью одного и того же дифракционного спектрографа.

Дисперсия может быть безразмерной величиной, если размерности λ и L одинаковы. Однако в астрономии по традиции, дисперсию принято выражать в ангстремах на миллиметр (Å/мм.).

.

Дата добавления: 2015-06-27