Atâta timp cât mișcarea Soarelui în sine nu a „intervenit” cu această viteză, ea este de obicei recalculată în raport cu „standardul local de odihnă” - un sistem de coordonate artificial în care mișcarea medie a stelelor circumsolare este zero. Viteza unei stele în raport cu standardul local de repaus se numește „viteza sa particulară”.
Fiecare dintre stele orbitează în jurul centrului galaxiei. Stelele din populația I se rotesc pe orbite aproape circulare situate în planul discului galactic. Soarele și stelele învecinate se mișcă, de asemenea, pe orbite aproape circulare cu o viteză de aproximativ 240 km/s, completând o revoluție în 200 de milioane de ani (an galactic). Stelele din populația II se deplasează pe orbite eliptice cu excentricități și înclinații variate față de planul galactic, apropiindu-se de centrul galactic pe orbita perigalactică și îndepărtându-se de acesta în apogalactică. Își petrec cea mai mare parte a timpului în regiunea apogalactium, unde mișcarea lor încetinește. Dar în raport cu Soarele, vitezele lor sunt mari, motiv pentru care sunt numite „stele cu viteză mare”.
Stele duble. Aproximativ jumătate din toate stele fac parte din sisteme binare sau mai complexe. Centrul de masă al unui astfel de sistem se mișcă pe orbită în jurul centrului galaxiei, iar stelele individuale orbitează în jurul centrului de masă al sistemului. Într-o stea binară, o componentă orbitează cealaltă în conformitate cu legea armonică (a treia) a lui Kepler:
unde m1 și m2 sunt masele stelelor în unități de masă solară, P este perioada orbitală în ani și D este distanța dintre stele în unități astronomice. Ambele stele se învârt în jurul unui centru de masă comun, iar distanțele lor față de acest centru sunt invers proporționale cu masele lor. După ce s-a determinat orbita fiecăreia dintre componentele sistemului binar în raport cu stelele din jur, este ușor să găsim raportul dintre masele lor. Vezi și LEGILE KEPLER.
Multe stele duble se deplasează atât de aproape una de cealaltă încât este imposibil să le observi individual într-un telescop; dualitatea lor poate fi detectată doar prin spectre. Ca rezultat al mișcării orbitale, fiecare dintre stele se apropie periodic de noi și apoi se îndepărtează. Acest lucru determină o deplasare Doppler a liniilor din spectrul său. Dacă luminozitățile ambelor stele sunt apropiate, atunci se observă o bifurcare periodică a fiecărei linii spectrale. Dacă una dintre stele este mult mai strălucitoare, atunci se observă doar spectrul stelei mai strălucitoare, în care toate liniile fluctuează periodic.
Stele variabile. Luminozitatea aparentă a unei stele se poate modifica din două motive: fie luminozitatea stelei se schimbă, fie ceva o blochează de la observator, de exemplu, o a doua stea într-un sistem binar. Stelele cu luminozitate variabilă sunt împărțite în pulsatoare și eruptive (adică explodează). Există două tipuri importante de variabile pulsatorii: liride și cefeide. Primele, variabilele RR Lyrae, au aproximativ aceeași magnitudine absolută și perioade mai scurte decât o zi. Cefeidele, d variabilele Cephei, au perioade de variație a luminozității care sunt strâns legate de luminozitatea lor medie. Ambele tipuri de variabile pulsatorii sunt foarte importante deoarece cunoașterea luminozității lor permite determinarea distanțelor. Astronomul american H. Shapley a folosit liridele pentru a măsura distanțele din galaxia noastră, iar colegul său E. Hubble a folosit cefeidele pentru a determina distanța până la galaxia Andromeda.
Variabilele eruptive vin în diferite tipuri. Cum ar fi SS Cygnus aprind din când în când în mod complet imprevizibil. Exploziile de stele noi apar foarte rar, dar puternic; Cu toate acestea, ele nu distrug steaua, care este o pitică albă într-un sistem binar apropiat. Când suficient material care cade dintr-o stea normală din apropiere se acumulează pe suprafața ei, acesta explodează. Acest lucru se poate întâmpla în mod repetat. Supernovele explodează o singură dată, dar în așa fel încât luminozitatea lor să fie comparabilă cu cea a unei galaxii întregi. O astfel de explozie distruge aproape complet steaua. Vezi și NEW STAR; SUPERNOVA; STELE VARIABILE.
Culorile stelelor. Stelele au cel mai mult culori diferite. Arcturus are o nuanță galben-portocalie, Rigel este alb-albastru, Antares este roșu aprins. Culoarea dominantă în spectrul unei stele depinde de temperatura suprafeței acesteia. Învelișul de gaz al unei stele se comportă aproape ca un emițător ideal (corp absolut negru) și este complet supus legilor clasice ale radiațiilor de M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) și V. Wien ( 1864–1928), relaționând temperatura corpului și natura radiațiilor sale. Legea lui Planck descrie distribuția energiei în spectrul unui corp. El subliniază că odată cu creșterea temperaturii, fluxul total de radiații crește, iar maximul din spectru se deplasează către unde mai scurte. Lungimea de undă (în centimetri) la care are loc radiația maximă este determinată de legea lui Wien: lmax = 0,29/T. Această lege explică culoarea roșie a lui Antares (T = 3500 K) și culoarea albăstruie a lui Rigel (T = 18000 K). Legea lui Stefan dă fluxul total de radiație la toate lungimile de undă (în wați s metru pătrat): E = 5,67ґ10–8 T 4.
Spectre de stele. Studiul spectrelor stelare este fundamentul astrofizicii moderne. Din spectru, se poate determina compoziția chimică, temperatura, presiunea și viteza gazului din atmosfera stelei. Deplasarea Doppler a liniilor este folosită pentru a măsura viteza de mișcare a stelei în sine, de exemplu, de-a lungul unei orbite într-un sistem binar.
Liniile de absorbție sunt vizibile în spectrele majorității stelelor, adică. pauze înguste în distribuția continuă a radiațiilor. Se mai numesc și Fraunhofer sau linii de absorbție. Ele se formează în spectru deoarece radiațiile din straturile inferioare fierbinți ale atmosferei stelei, care trec prin straturile superioare mai reci, sunt absorbite la anumite lungimi de undă caracteristice anumitor atomi și molecule.
Spectrele de absorbție ale stelelor variază foarte mult; cu toate acestea, intensitatea liniilor de oricare element chimic nu își reflectă întotdeauna adevărata cantitate în atmosfera stelară: într-o măsură mult mai mare, forma spectrului depinde de temperatura suprafeței stelare. De exemplu, atomii de fier se găsesc în atmosfera majorității stelelor. Cu toate acestea, liniile de fier neutru sunt absente în spectrele stelelor fierbinți, deoarece toți atomii de fier de acolo sunt ionizați. Hidrogenul este componenta principală a tuturor stelelor. Dar liniile optice ale hidrogenului nu sunt vizibile în spectrele stelelor reci, unde nu este suficient de excitat, și în spectrele stelelor foarte fierbinți, unde este complet ionizat. Dar în spectrele stelelor moderat fierbinți cu o temperatură la suprafață de cca. 10.000 K cele mai puternice linii de absorbție sunt liniile din seria Balmer de hidrogen, formate în timpul tranzițiilor atomilor de la al doilea nivel de energie.
Presiunea gazului din atmosfera stelei are, de asemenea, o anumită influență asupra spectrului. La aceeași temperatură, liniile atomilor ionizați sunt mai puternice în atmosfere de joasă presiune, deoarece acolo acești atomi sunt mai puțin probabil să capteze electroni și, prin urmare, trăiesc mai mult. Presiunea atmosferică este strâns legată de dimensiunea și masa și, prin urmare, de luminozitatea unei stele dintr-o anumită clasă spectrală. După stabilirea presiunii din spectru, este posibil să se calculeze luminozitatea stelei și, comparând-o cu luminozitatea vizibilă, să se determine „modulul distanței” (M - m) și distanța liniară până la stea. Acesta este foarte metoda utila numită metoda paralaxei spectrale.
Întrebări despre program:
Mișcarea corespunzătoare și vitezele radiale ale stelelor;
Viteze deosebite ale stelelor și ale Soarelui în galaxie;
Rotația galaxiei.
Rezumat:
Mișcarea corespunzătoare și vitezele radiale ale stelelor, vitezele deosebite ale stelelor și ale Soarelui în galaxie
O comparație a coordonatelor ecuatoriale ale acelorași stele, determinate după perioade semnificative de timp, a arătat că și se modifică în timp. O parte semnificativă a acestor schimbări este cauzată de precesiune, nutație, aberație și paralaxa anuală. Dacă excludem influența acestor motive, atunci modificările scad, dar nu dispar complet. Deplasarea rămasă a unei stele pe sfera cerească pe parcursul unui an se numește mișcarea proprie a stelei. Este exprimată în secunde de arc pe an.
Pentru a determina aceste mișcări, se compară plăcile fotografice luate pe intervale mari de timp de 20 de ani sau mai mult. Împărțind deplasarea rezultată la numărul de ani care au trecut, cercetătorii obțin mișcarea stelei pe an. Precizia determinării depinde de timpul scurs între două imagini.
Mișcările adecvate diferă pentru diferite stele ca mărime și direcție. Doar câteva zeci de stele au mișcări adecvate mai mari de 1 inch pe an. Cea mai mare mișcare proprie cunoscută a stelei „zburătoare” a lui Barnard este = 10″.27. Majoritatea stelelor au o mișcare proprie egală cu sutimi și miimi de secundă de arc pe an. Cele mai bune definiții moderne ajung la 0,001 pe an Pe perioade lungi de timp, egale cu zeci de mii de ani, modelele constelațiilor se schimbă foarte mult.
Mișcarea proprie a stelei are loc într-un cerc mare cu o viteză constantă. Mișcarea directă se modifică cu o cantitate , numită mișcare proprie în ascensiune dreaptă, iar declinația se modifică cu o cantitate , numită mișcare proprie în declinare.
Mișcarea proprie a stelei se calculează folosind formula:
E 
Dacă se cunoaște mișcarea corespunzătoare a stelei pe an și distanța până la ea r în parsecs, atunci nu este dificil să se calculeze proiecția vitezei spațiale a stelei pe planul cerului. Această proiecție se numește viteza tangențială V t și se calculează prin formula:
Unde r- distanța până la stea, exprimată în parsecs.
Pentru a afla viteza spațială V a unei stele, este necesar să se cunoască viteza sa radială V r, care este determinată de deplasarea Doppler a liniilor din spectru și V t, care este determinată de paralaxa anuală u. Deoarece V t și V r sunt reciproc perpendiculare, viteza spațială a stelei este egală cu:
V = V t + V r ).
Pentru a determina V, trebuie indicat unghiul , găsit prin funcțiile sale:
sin = V t /V,
cos = V t /V.
Unghiul variază de la 0 la 180.
Sistem Centauri Solar sistem Adevărata mișcare în spațiuV
păcat = /,
cos = /
ţinând cont de semnele ambelor funcţii. Viteza spațială a stelei rămâne practic neschimbată ca mărime și direcție timp de multe secole. Prin urmare, cunoscând V și r a stelei în epoca actuală, este posibil să se calculeze epoca celei mai apropiate apropieri a stelei de Soare și să se determine pentru aceasta distanța r min , paralaxa, mișcarea propriu-zisă, componentele vitezei spațiale și stelele aparente. magnitudinea. Distanța până la stea în parsec este r = 1/, 1 parsec = 3,26 lumină. an.
Z
Mișcarea sistemului
Centauri
Pentru a judeca mișcările stelelor, trebuie să găsim viteza de mișcare a Soarelui și să o excludem din vitezele observate de mișcare a stelelor.
Punctul de pe sfera cerească spre care este îndreptat vectorul viteză al Soarelui se numește vârf solar, iar punctul opus se numește antiapex.
Vârful Sistemului Solar este situat în constelația Hercule, are coordonatele: = 270 ,= +30 . În această direcție, Soarele se mișcă cu o viteză de aproximativ 20 km/s, în raport cu stelele situate la cel mult 100 pc de acesta. În timpul anului, Soarele parcurge 630.000.000 km, sau 4,2 UA.
Rotirea galaxiei
Dacă un grup de stele se mișcă cu aceeași viteză, atunci dacă vă aflați pe una dintre aceste stele, nu puteți detecta mișcarea generală. Situația este diferită dacă viteza se schimbă ca și cum un grup de stele s-ar deplasa în jurul unui centru comun. Atunci viteza stelelor mai apropiate de centru va fi mai mică decât a celor mai îndepărtate de centru. Vitezele radiale observate ale stelelor îndepărtate demonstrează o astfel de mișcare. Toate stelele, împreună cu Soarele, se mișcă perpendicular pe direcția centrului galaxiei. Această mișcare este o consecință a rotației generale a Galaxiei, a cărei viteză variază în funcție de distanța de la centrul său (rotație diferențială).
Rotația Galaxy are următoarele caracteristici:
1. Apare în sensul acelor de ceasornic când privim Galaxia de la polul ei nord, situat în constelația Coma Berenices.
2. Viteza unghiulară de rotație scade cu distanța de la centru.
3. Viteza liniară de rotație crește mai întâi pe măsură ce se îndepărtează de centru. Apoi, aproximativ la distanța Soarelui, ajunge cea mai mare valoare aproximativ 250 km/s, după care scade încet.
4. Soarele și stelele din vecinătatea lui completează o revoluție în jurul centrului Galaxiei în aproximativ 230 de milioane de ani. Această perioadă de timp se numește an galactic.
Întrebări de securitate:
Care este mișcarea corectă a stelelor?
Cum este detectată mișcarea corectă a stelelor?
Care stea are cea mai mare mișcare propriu-zisă descoperită?
Ce formulă este folosită pentru a calcula mișcarea adecvată a unei stele?
În ce componente se descompune viteza spațială a unei stele?
Cum se numește punctul de pe sfera cerească în direcția în care se mișcă Soarele?
În ce constelație este situat vârful?
Cu ce viteză se mișcă Soarele față de cele mai apropiate stele?
Cât de departe călătorește Soarele într-un an?
Care sunt caracteristicile rotației Galaxy?
Care este perioada de rotație a galaxiei?
Sarcini:
1. Viteza radială a stelei Betelgeuse 
= 21 km/s, mișcare corectă= 0,032pe an și paralaxă r= 0,012. Determinați viteza spațială totală a stelei în raport cu Soarele și unghiul format de direcția de mișcare a stelei în spațiu cu linia de vedere.
Răspuns:= 31.
2. Steaua 83 Hercule este la o distanță de noi D= 100 pc, mișcarea proprie este = 0,12. Care este viteza tangențială a acestei stele?
Răspuns:57 km/s.
3. Mișcarea proprie a stelei Kapteyn, situată la o distanță de 4 pc, este de 8,8 pe an, iar viteza radială este de 242 km/s. Determinați viteza spațială a stelei.
Răspuns: 294 km/s.
4. La ce distanță minimă se va apropia de noi steaua 61 Cygni dacă paralaxa acestei stele este de 0,3 și mișcarea sa proprie este de 5,2. Steaua se îndreaptă spre noi cu o viteză radială de 64 km/s.
Răspuns:2,6 buc.
Literatură:
1. Calendarul astronomic. Partea permanenta. M., 1981.
2. Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs de astronomie generala. M., Editorial URSS, 2004.
3. Efremov Yu.N. În adâncurile Universului. M., 1984.
4. Tseevici V.P. Ce și cum să observăm pe cer. M., 1979.
În antichitate, stelele erau considerate nemișcate unele față de altele. Cu toate acestea, în secolul al XVIII-lea. S-a descoperit că Sirius se mișcă foarte încet pe cer. Este observabil doar atunci când se compară măsurători precise ale poziției sale efectuate pe o perioadă de timp de zeci de ani.
Mișcarea adecvată a unei stele este deplasarea sa unghiulară aparentă pe cer într-un an. Se exprimă în fracțiuni de secundă de arc pe an.
Doar steaua lui Barnard parcurge un arc într-un an, care în 200 de ani va fi de 0,5°, sau diametrul aparent al Lunii. Pentru aceasta, steaua lui Barnard a fost numită „zburătoare”. Dar dacă distanța până la stea este necunoscută, atunci propria sa mișcare spune puțin despre viteza sa reală.
De exemplu, traseele parcurse de stele într-un an (Fig. 98) pot fi diferite, dar mișcările proprii corespunzătoare sunt aceleași.
2. Componentele vitezei spațiale a stelelor.
Viteza unei stele în spațiu poate fi reprezentată ca suma vectorială a două componente, dintre care una este îndreptată de-a lungul liniei de vedere, cealaltă este perpendiculară pe aceasta. Prima componentă este viteza radială, a doua este viteza tangențială. Mișcarea proprie a unei stele este determinată doar de viteza sa tangențială și nu depinde de viteza radială. Pentru a calcula viteza tangențială în kilometri pe secundă, trebuie să înmulțiți valoarea exprimată în radiani pe an cu distanța până la stea exprimată în kilometri,
Orez. 98. Mișcarea proprie, raza tangențială și viteza spațială totală a stelei.
Orez. 99. Schimbarea locației aparente a stelelor strălucitoare ale constelației Ursa Major datorită propriilor mișcări: de sus - acum 50 de mii de ani; la mijloc - în prezent; mai jos - după 50 de mii de ani.
și împărțiți la numărul de secunde dintr-un an. Dar, deoarece în practică este întotdeauna determinat în secunde de arc, în parsec, formula de calcul în kilometri pe secundă este:
Dacă viteza radială a unei stele este determinată din spectru, atunci viteza sa spațială V va fi egală cu:
Vitezele stelelor în raport cu Soarele (sau Pământul) sunt de obicei de zeci de kilometri pe secundă.
Mișcările adecvate ale stelelor sunt determinate prin compararea fotografiilor unei zone selectate a cerului realizate cu același telescop pe o perioadă de timp măsurată în ani sau chiar decenii. Datorită faptului că steaua se mișcă, poziția sa pe fundalul stelelor mai îndepărtate se schimbă ușor în acest timp. Deplasarea stelei în fotografii este măsurată folosind microscoape speciale. O astfel de schimbare poate fi estimată doar pentru stele relativ apropiate.
Spre deosebire de viteza tangențială, viteza radială poate fi măsurată chiar dacă steaua este foarte îndepărtată, dar luminozitatea ei este suficientă pentru a obține o spectrogramă.
Stelele care sunt aproape una de cealaltă pe cer pot fi situate la distanță în spațiu și se pot mișca cu viteze diferite. Prin urmare, după mii de ani, aspectul constelațiilor ar trebui să se schimbe foarte mult datorită mișcărilor corecte ale stelelor (Fig. 99).
3. Mișcarea Sistemului Solar.
ÎN începutul XIX V. V. Herschel
a stabilit din mişcările propriu-zise ale câtorva stele din apropiere că în raport cu acestea sistemul solar se mişcă în direcţia constelaţiilor Lyra şi Hercule. Direcția în care se mișcă sistemul solar se numește vârful mișcării. Ulterior, când vitezele radiale ale stelelor au început să fie determinate din spectre, concluzia lui Herschel a fost confirmată. În direcția vârfului, stelele se apropie de noi în medie cu o viteză de 20 km/s, iar în sens opus, în medie, se îndepărtează de noi cu aceeași viteză.
Deci, sistemul solar se deplasează în direcția constelațiilor Lyra și Hercules cu o viteză de 20 km/s în raport cu stelele învecinate. Nu are sens să ne punem întrebarea când vom ajunge în constelația Lyra, de la constelație nu este o formațiune limitată spațial. Vom trece pe lângă unele stele, pe care acum le atribuim constelației Lyra, mai devreme (la mare distanță de ele), altele vor rămâne mereu aproape la fel de departe de noi ca acum.
(vezi scanare)
4. Dacă o stea (vezi problema 1) se apropie de noi cu o viteză de 100 km/s, atunci cum se va schimba luminozitatea ei în 100 de ani?
4. Rotația galaxiei.
Toate stelele Galaxiei se învârt în jurul centrului său. Viteza unghiulară de rotație a stelelor din regiunea interioară a galaxiei (aproape către Soare) este aproximativ aceeași, iar părțile sale exterioare se rotesc mai încet. Acest lucru face ca revoluția stelelor din Galaxie să fie diferită de revoluția planetelor din Sistemul Solar, unde atât vitezele unghiulare, cât și cele liniare scad rapid odată cu creșterea razei orbitale. Această diferență se datorează faptului că nucleul galactic nu domină în masă, ca Soarele în sistemul solar.
Sistemul solar face o revoluție completă în jurul centrului galaxiei în aproximativ 200 de milioane de lați, cu o viteză de 250 km/s.
Steaua din constelația Ophiuchus Barnard are cea mai rapidă mișcare corectă. În 100 de ani călătorește 17,26", iar în 188 de ani se deplasează după dimensiunea diametrului discului lunar. Steaua se află la o distanță de 1,81 pc. Deplasarea stelelor în 100 de ani
Stelele se mișcă cu viteze diferite și sunt situate la distanțe diferite de observator. Drept urmare, pozițiile relative ale stelelor se schimbă în timp. În cadrul unuia viata umana Este aproape imposibil de detectat modificări ale conturului constelației. Dacă urmăriți aceste schimbări de-a lungul a mii de ani, ele devin destul de vizibile.
Viteza spațială a unei stele este viteza cu care steaua se mișcă în spațiu în raport cu Soarele. Esența efectului Doppler: liniile din spectrul unei surse care se apropie de observator sunt deplasate la capătul violet al spectrului, iar liniile din spectrul unei surse în retragere sunt deplasate la capătul roșu al spectrului (față de poziţia liniilor în spectrul unei surse staţionare). Componentele mișcării proprii a stelelor μ – mișcarea proprie a stelei π – paralaxa anuală a stelei λ – lungimea de undă în spectrul stelei λ 0 – lungimea de undă a sursei staționare Δλ – deplasarea liniei spectrale c – viteza luminii (3·10 5 km/s)
Slide 1
Subiect: Viteza spațială a stelelor Cel mai recunoscut grup de stele de pe cerul emisferei nordice este Carul Mare (parte a constelației Ursei Majore, are nume diferite între diferitele popoare). Cele cinci stele ale Carului Mare sunt situate în același loc în spațiu și s-ar putea să se fi format cam în același timp. Voronetsky Nikita
Slide 2
Mișcarea corectă a unei stele
Mișcarea corectă este măsurată în secunde de arc pe anμ[″/an]. În 720, I. Xin (683-727, China), în timpul unei schimbări unghiulare a distanței dintre 28 de stele, a făcut mai întâi o ghicire despre mișcarea stelelor.
În 1718E. Halley (1656-1742, Anglia) descoperă mișcarea adecvată a stelelor examinând și comparând cataloagele lui Hipparchus (125 î.Hr.) și J. Flamsteed (1720). Prima stea pentru care și-a descoperit propria mișcare în 1717 a fost Arcturus (α Bootes), situată în 36 St. și având o mișcare propriu-zisă de 2,3"/an. Din observații s-a observat că coordonatele stelelor se schimbă încet datorită mișcării lor pe cer. Deci, stelele se mișcă, adică își schimbă coordonatele în timp. Prin sfârșitul secolului al XVIII-lea, propria lor mișcare a fost măsurată cu 13 stele, iar W. Herschel a descoperit în 1783 că Soarele nostru se mișcă și în spațiu.
Slide 3
Schimbarea poziției stelelor pe cer
Steaua lui Bernard din constelația Ophiuchus este cea mai rapidă mișcare (10,31 inchi/an) stea de pe cer. Deplasarea stelelor de peste 100 de ani în comparație cu discul Lunii. Stelele se mișcă cu viteze diferite, în direcții diferite și se află la distanțe diferite de noi. Drept urmare, pozițiile relative ale stelelor se schimbă în timp, ceea ce poate fi văzut de-a lungul a mii de ani. Poziția relativă a grupului de stele Ursa Major în timp. Care stele aparțin cel mai probabil aceluiași grup?
Slide 4
Viteza spațială
Deoarece r =a/π, atunci ținând cont de deplasarea μ obținem r.μ =a.μ/π; dar r.μ/an=υ, apoi înlocuind datele numerice obținem viteza tangențialăυτ =4.74.μ/π. Viteza radială υr este determinată din spectru [efectul lui H. Doppler (1803-1853, Austria), care a stabilit în 1842 că lungimea de undă a sursei variază în funcție de direcția mișcării] υr =∆λ.с/λо Aplicabilitatea efectului la undele luminoase a fost dovedită în 1900 în condiții de laborator de către A. A. Belopolsky (1854-1934). Constă din: Vr-radială (de-a lungul liniei de vedere) viteza Vτ-viteză tangenţială Din figură conform teoremei lui Pitagora
Slide 5
Cifrele arată deplasarea liniei de hidrogen în spectrul stelei în funcție de direcția mișcării stelei față de Pământ. Apropiere - trece la Violet (semnul „-”). Îndepărtare - trece la roșu (semnul „+”). Legea lui Doppler, unde V este proiecția vitezei sursei pe linia vizuală William Heggins (1824 - 1910, Anglia) a fost primul care a măsurat vitezele radiale ale mai multor stele strălucitoare în 1868. Din 1893, pentru prima dată în Rusia, Aristarkh Apollonovich Belopolsky (1854 - 1934) a început să fotografieze stele și, după ce a efectuat numeroase măsurători precise, a determinat vitezele radiale a 220 de stele strălucitoare (2,5-4m).
Slide 6
Relația dintre mișcarea proprie a stelelor și coordonatele lor
Poziția oricărei stele în spațiu este caracterizată de coordonatele ecuatoriale. α - ascensiune dreaptă δ - declinare Datorită revoluției Pământului în jurul Soarelui cu o viteză de V≈30 km/s, liniile din spectrul stelelor care se retrag se deplasează suplimentar la capătul roșu al spectrului cu ∆λ/λ=V /s=10-4, iar când se apropie cu aceeași cantitate de violet. Mișcarea propriu-zisă a stelelor se caracterizează prin: μα - mișcarea proprie în ascensiune dreaptă μδ - mișcarea proprie în declinație Modificarea coordonatelor unei stele pe parcursul unui an este determinată de formulele: Δα=3.07с+1.34сsinα.tanδ Δδ= 20,0".cosα
Slide 7
Cele mai rapide stele de pe cer
Cea mai rapidă stea de pe cer este ß Ophiuchi (zburarea lui Barnard), descoperită în 1916 de E. Barnard (1857-1923, SUA). m=9,7m, r=1,828 buc, μ =10,31"/an, pitică roșie Viteza radială=106,88 km/s, Spațială (la un unghi de 38°)=142 km/s. Mișcările și vitezele radiale adecvate ale stelelor strălucitoare După măsurarea mișcărilor adecvate a > 50.000 de stele, s-a dovedit că cea mai rapidă stea de pe cer din constelația Pigeon (μ Col) are o viteză spațială de 583 km/s La un număr de observatoare din întreaga lume cu telescoape mari. inclusiv Observatorul Astrofizic din Crimeea, se efectuează determinări pe termen lung ale vitezelor stelelor.
Vizualizați toate diapozitivele