КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VII

ОСНОВИ ГАЛАКТИЧНОЇ І ПОЗАГАЛАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Розділ 19

НАША ГАЛАКТИКА

19.4. Власні рухи і променеві швидкості зір

Власним рухом зорі називається її кутове зміщення на небесній сфері за рік, обумовлене рухом зорі відносно Сонця. Його позначають грецькою літерою μ. Зміна положення зорі за рік по прямому піднесенню в градусній мірі вздовж великого кола позначається μα, по схиленню — μδ. Для досліджуваної зорі їх визначають шляхом порівняння її точного положення на фотографічних знімках неба, зроблених з інтервалом часу у декілька десятків років. Тільки упродовж достатньо довгого інтервалу можна сподіватися виявити кутове зміщення, яке на практиці є дуже малим. Отримані у такий засіб значення μαі μδперераховують на інтервал часу в один рік, повне ж кутове зміщення зорі за рік μ обчислюють за теоремою Піфагора image8

Зауважимо, що кожна зоря рухається в просторі з певною власною швидкістю V під довільним кутом φ до напряму спостерігач — зоря (рис. 19.7). Тому кутове зміщення μ лише частково характеризує її справжній рух у просторі. Просторову швидкість зорі відносно Сонця можна знайти, якщо відомі її тангенціальний і радіальний компоненти. Нехай r — відстань від зорі до спостерігача, π — її річний паралакс. Якщо π виміряний в радіанах, то r = a/π (a = 1,5· 108 км — а. о.), а заданому зміщенню зорі за рік μ (у проекції на небесну сферу) відповідає лінійне зміщення у просторі І = ф = αμ/π, якщо μ також у радіанах. Нехай V — проекція швидкості зорі на картинну площину, що перпендикулярна до променя зору. Така проекція буде тангенціальною швидкістю зорі. Тоді за рік (тобто за час t0 = 3,16· 107 с) зоря в площині, перпендикулярній до напряму Сонце — зоря, проходить лінійну відстань І = Vтt0. Звідси знаходимо, що:

image7

Проекція Vт швидкості зорі на напрям зоря — спостерігач, як вже знаємо (див. підрозділ 8.7), називається променевою швидкістю зорі. Нагадаємо, що її визначають за доплерівським зміщенням ліній Δλ у спектрі зорі:

image9

image10

Рис. 19.7. Складові просторової швидкості зорі V (звичайно її переобчислюють відносно Сонця): V — тангенціальна швидкість; Vт — променева швидкість

Далі за теоремою Піфагора обчислюють і просторову швидкість зорі відносно Сонця V, при цьому враховують рух Землі щодо Сонця, її обертання навколо осі і рух навколо центра мас у системі Земля — Місяць.

Вже найближчим часом будуть виміряні власні рухи близько 7 млн. зір з точністю 0,5" (цей проект виконує Морська Обсерваторія США). Променеві швидкості на сьогоднішній день виміряні в понад 40 000 зір.

Найбільший з відомих власний рух має зоря Барнарда (карлик спектрального класу M4 видимої зоряної величини 9,54m)' Для неї знайдено μ = 10,36". Тангенціальна швидкість V. = 89 км/с, променева V = —111 км/с, відстань до цієї зорі r = 1,82 пк.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.