Какие способы оценки скорости звезд существуют кратко

Обновлено: 05.07.2024

§4. ДВИЖЕНИЕ ЗВЕЗД

Звезды Галактики участвуют в орбитальном движении вокруг ее центра и друг относительно друга. В астрономии измеряются пространственные скорости - скорости движения звезд относительно Солнца. Проекция пространственной скорости на луч зрения называется лучевой скоростью , а на направление, перпендикулярное лучу зрения, – тангенциальной . Лучевые скорости звезд определяются с помощью эффекта Доплера, по которому смещение длины волны спектральной линии зависит от относительного движения источника и приемника электромагнитного излучения:

Здесь скорость света в вакууме, , лабораторная длина волны спектральной линии, -наблюдаемая длина волны той же линии.

Если (звезда удаляется от наблюдателя), то и ; если звезда приближается, то , и .

Для определения тангенциальной скорости измеряют собственное движение звезды угол, на который перемещается звезда по небесной сфере за время 1 год (рис. 4.1). Тогда . Если выражено в парсеках, то .

Пространственная скорость будет равна: (рис. 4.2.).

Точка на небесной сфере, к которой направлена скорость Солнца, называется солнечным апексом, противоположная – антиапексом. Апекс Солнца находится в созвездии Геркулеса ( , ). В направлении апекса относительно ближайших звезд Солнце движется со скоростью около 20 км/с.

1.Тангенциальные и лучевые скорости звезд. Звезды в Галактике непрерывно движутся. Если бы они хоть на мгновение остановились, то из-за взаимного притяжения начали бы падать к центру Галактики. Скорости, с которыми движутся звезды, составляют десятки и сотни километров в секунду, но из-за больших расстояний до звезд обнаружить их относительное движение по небу очень сложно.
О движении небесного тела в космическом пространстве можно узнать двумя способами.
Первый способ - наблюдение за перемещением источника на фоне очень далеких звезд. Он дает оценку не полной скорости объекта, а проекции вектора скорости на плоскость, перпендикулярную лучу зрения (рис.4). Эту составляющую называют тангенциальной скоростью VT . Ее можно измерить лишь для сравнительно близких звезд по медленному изменению их положения на небе.
Первый каталог, в котором были приведены относительные положения ярких звезд, был составлен еще во II в . до н.э. древнегреческим ученым Гиппархом. Этим каталогом пользовался Клавдий Птолемей - автор геоцентрической системы мира. В начале XVIII в. английский астроном Эдмонд Галлей сравнил наблюдавшиеся в его время положения звезд с теми, которые были приведены у Птолемея. Для нескольких ярких звезд он обнаружил заметное перемещение относительно остальных. Так впервые было доказано, что звезды движутся.
Чтобы измерить тангенциальную скорость какой-нибудь звезды, при помощи специальных измерительных приборов сравнивают фотографии одного и того же участка неба, сделанные на одном и том же телескопе с промежутком времени в несколько лет или десятилетий. За этот промежуток времени близкие звезды слегка смещаются на фоне слабых, более далеких, практически неподвижных для наблюдателя звезд. Такое смещение очень мало и лишь у немногих звезд превышает одну угловую секунду в год.
Зная расстояние до звезды, легко по угловому смещению найти ее тангенциальную скорость VT.. Пусть, например, звезда, расстояние D до которой 30 св. лет, или около 3*1017 м, перемещается на угол =0,2" в год. Следовательно, ее смещение за год равно отрезку длиной D*sin =3*1011 м. Значит, тангенциальная скорость составляет 3*1011 м в год, или около 10 км/ с .



Второй способ оценки скорости звезд основан на измерении смещения линий в их спектрах, определяемого эффектом Доплера. Этот способ позволяет найти проекцию вектора скорости звезды на луч зрения, или лучевую скорость звезды Vr (рис. 4).
Полная скорость звезды вычисляется через тангенциальную VT и лучевую Vr по теореме Пифагора: . Измерения показали, что большинство звезд, сравнительно близких к Солнцу, движется относительно него со скоростями, не превышающими 30 км/с.
Из-за движения звезд вид звездного неба со временем должен меняться. Одни звезды приближаются к нам и в будущем станут более яркими, другие навсегда удаляются от Солнечной системы. Изменяется и их положение на небе. Но этот процесс происходит настолько медленно, что нужны многие сотни лет, чтобы перемещение даже ближайших звезд стало заметным на глаз.
2.Вращение Галактики. Когда были измерены скорости движения большого числа звезд - как близких, так и далеких от Солнца,- выяснилась общая картина их движения. Оказалось, что звезды галактического диска обращаются вокруг ядра Галактики в одну и ту же сторону по орбитам, близким к круговым. Скорость их движения вокруг ядра в окрестности Солнца составляет почти 250 км/ с . Вместе с ними движется и Солнце. Разделив длину окружности радиусом, равным расстоянию до центра Галактики, на скорость, легко найти, что полный период обращения Солнца в Галактике составляет примерно 200 млн. лет.
Зная скорость обращения и радиус круговой орбиты, можно вычислить массу внутренней части Галактики, используя формулу для круговой скорости :



Подставляя известные нам числовые значения V=2.5*105 м/с,R=3*1020 м и G=6,7*1011 Н*м 2 /кг2, получаем, что M=2,8*1041 кг, или около 140 млрд. масс Солнца. Такую массу имеет все вещество Галактики, находящееся ближе к ее центру, чем Солнце.
Звезды и скопления звезд сферической составляющей движутся по-иному, не так, как звезды диска. Их орбиты сильно вытянуты и наклонены к плоскости диска под все возможными углами (рис. 5) Такие звезды имеют относительно Солнца очень большие скорости (до 200-300 км/с). Но относительно центра Галактики средние скорости звезд как сферической составляющей, так и диска приблизительно одинаковы.
Как мы видим, движение звезд в Галактике напоминает движение тел Солнечной системы. Действительно, планеты, как и звезды диска, движутся вокруг центра в одну сторону и примерно в одной плоскости, а кометы, как и звезды сферической составляющей, движутся по вытянутым орбитам в самых различных плоскостях.

§ 23. ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ СКОРОСТИ ЗВЕЗД

Рис. 81. Пространственная скорость звезды.

Рассмотрим методы определения модулей векторов и .

2. Собственные движения и тангенциальные скорости звезд. Уже в XVIII в. стало ясно, что экваториальные координаты звезд в течение длительных промежутков времени изменяются. Одна из причин этого явления — движение звезд в пространстве. Угло­вое перемещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением . Оно выражается в секундах дуги в год и обозначается буквой µ. Наибольшим собственным движением обладает звезда Барнарда (в созвездии Змееносца), у которой µ = 10,3˝. Зная µ, можно вычислить модуль тангенциальной скорости . Действи­тельно, расстоянию r до звезды соот­ветствует годичный параллакс звез­ды π. Если π выражено в радиа нах, то , где a = 1 а. е. Собствен­ному движению звезды µ (тоже выра­женному в радианах) соответствует линейное смещение r µ. Учитывая сказанное выше, . Зная перемещение звезды за год, легко найти ее скорость , разделив это перемещение на время t 0 , равное году:

Так как 1 а. е. = 1,496∙10 8 км, а to = 3,16∙10 7 с, то тан­генциальная скорость, выраженная в километрах в секунду, будет равна

Рис. 82. К объяснению эффекта Доплера.

3. Эффект Доплера и определение лучевых скоростей звезд. Лучевые скорости определяют по спектрам звезд. При этом используется явление, которое называют эффектом Доплера . Сущность эффекта Доплера состоит в том, что линии в спектре источника, приближающегося к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра, а линии в спектре удаляющегося источника — к красному концу спектра (по отношению к положению линий в спек­тре неподвижного источника). Почему же меняется частота излучения, воспринимаемая наблюдателем? Пусть расстоя­ние от источника до наблюдателя будет ct (где с — скорость света, t — время, за которое свет преодолевает расстояние до наблюдателя). За время t источник испускает vot волн ( vo — частота излучения). Если источник неподвижен, то на отрезке ct как раз и укладывается vot волн. Но если источ­ник движется (например, удаляется со скоростью ), то число волн vot уложится на отрезке, длина которого ct + t . Перейдем от частоты к длинам волн (рис. 82). Длина волны λо, которую принимает наблюдатель от неподвижного ис точника, будет (или известное вам из физики соотношение ), а длина волны, которую наблюдатель принимает от удаляющегося источника, будет

Тогда смещение, равное есть

Это формула для вычисления лучевых скоростей. Из нее видно, что для определения нужно измерить сдвиг спектральной линии, т. е. сравнить положение данной ли­нии в спектре звезды с положением этой же линии в спек­тре неподвижного (например, наблюдаемого в лаборатории) источника света. Лучевая скорость удаляющегося источника получается со знаком плюс , а приближающегося — со знаком минус .

К настоящему времени определены лучевые скорости и собственные движения многих звезд. Измерение лучевых скоростей проще и быстрее, чем измерение собственных дви­жений.

Пример 9. В спектре звезды линия, соответствующая длине волны 5,5∙10 -4 мм, смещена к фиолетовому концу спектра на 5,5∙10 - 8 мм . Определить лучевую скорость звезды.

Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее. Вновь рассмотрим систему Юпитер — Солнце, имеющую отношение масс 1:1000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы составляет V = 13 м/с. Для удаленного наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет меняет свою скорость с амплитудой 13 м/с.

Для точного измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяется длина волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, если удаляется — к красному. При нерелятивистских скоростях движения эффект Доплера чувствителен лишь к лучевой скорости звезды, т. е. к проекции полного вектора ее скорости на луч зрения наблюдателя (прямую, соединяющую наблюдателя со звездой). Поэтому скорость движения звезды, а значит, и масса планеты определяются с точностью до множителя cos α, где α — угол между плоскостью орбиты планеты и лучом зрения наблюдателя. Вместо точного значения массы планеты (М) доплеровский метод дает лишь нижнюю границу ее массы (М•cos α).

Обычно угол а неизвестен. Лишь в тех случаях, когда наблюдаются прохождения планеты по диску звезды, можно быть уверенным, что угол α близок к нулю. Но у доплеровского метода есть два важных преимущества: он работает на любых расстояниях (разумеется, если удается получить спектр), и его точность почти не зависит от расстояния. В табл. 6.3 показаны характерные значения доплеровской скорости и углового смещения Солнца под влиянием каждой из планет. Плутон здесь присутствует как прототип планет-карликов.

Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью в лучшем случае метры в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? До конца 1980-х гг. ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Например, в прецизионном спектрометре Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили) свет звезды пропускается сквозь кювету с парами йода, находящуюся в термостатированном помещении. Фиксируя относительное положение спектральных линий звезды и йода, удается очень точно измерять скорость звезды. Новая техника сделала возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс.

Основным является сессионный cookie, обычно называемый MoodleSession. Вы должны разрешить использование этого файла cookie в своем браузере, чтобы обеспечить непрерывность и оставаться в системе при просмотре сайта. Когда вы выходите из системы или закрываете браузер, этот файл cookie уничтожается (в вашем браузере и на сервере).

Другой файл cookie предназначен исключительно для удобства, его обычно называют MOODLEID или аналогичным. Он просто запоминает ваше имя пользователя в браузере. Это означает, что когда вы возвращаетесь на этот сайт, поле имени пользователя на странице входа в систему уже заполнено для вас. Отказ от этого файла cookie безопасен - вам нужно будет просто вводить свое имя пользователя при каждом входе в систему.

Читайте также: