Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Obserwacje spektralne dają możność wyznaczania prędkości ruchu obrotowego gwiazd. Gdyby gwiazdy były widzialne jako tarcze, tak jak widzimy Słońce, wówczas należałoby wyznaczyć przesunięcie dopplerowskie linii spektralnych obu brzegów tarczy i z tych przesunięć obliczyć prędkość ruchu obrotowego gwiazdy, jak to czynimy w przypadku Słońca. Gwiazdy jednak widoczne są jako punkty i nie mamy możności zmierzenia przesunięć dopplerowskich dla linii spektralnych odnoszących się do obu brzegów tarczy gwiazdy. Na szczelinie spektrografu bowiem otrzymujemy obraz całej gwiazdy, o prędkości zaś jego ruchu obrotowego sądzić możemy jedynie z rozkładu natężeń wewnątrz linii spektralnej.

       Załóżmy dla uproszczenia rozważań, że oś obrotu gwiazdy jest prostopadła do kierunku, w którym widzimy gwiazdę. Na skutek ruchu obrotowego jedna połowa tarczy gwiazdowej zbliża się do nas, a druga oddala się, wskutek czego w wyniku efektu Dopplera zbliżająca się część tarczy gwiazdy wywołuje przesunięcie linii ku fioletowi, a oddalająca się część – ku czerwieni. Ponieważ przebieg prędkości zbliżania się i oddalania dla poszczególnych części tarczy gwiazdy ma charakter ciągły, w wyniku otrzymujemy w widmie gwiazdy linie odpowiednio poszerzone. Ogólne natężenie linii nie ulega zmianom, lecz rozkłada się na poszerzoną linię tak, że kontur jej ma postać talerzowatą.

       Kąt, jaki tworzy oś obrotu gwiazdy z kierunkiem widzenia, nie jest znany i dlatego przesunięcie dopplerowski należy wyrazić wzorem
gdzie i jest kątem, jaki tworzy równik gwiazdy z płaszczyzną styczną do sfery niebieskiej, ν jest prędkością liniową obrotu gwiazdy na równiku, a c – jak zwykle – oznacza prędkość światła. Z szerokości linii spektralnej obliczamy nie ν, lecz νsini.

       Ze zmierzonego rozkładu natężeń w liniach spektralnych, poszerzonych na skutek ruchu obrotowego gwiazdy, obliczono wartości νsini dla wielu tysięcy gwiazd różnych klas widmowych.

       Z analizy dość obszernego materiału obserwacyjnego, zebranego dotychczas, wynika, że gwiazdy ciągu głównego późniejszych klas widmowych, począwszy od klasy F5, mają powolny ruch obrotowy. Słońce porusza się dookoła osi z prędkością zaledwie 2km/s. Natomiast gwiazdy o wcześniejszych klasach widmowych od O do F mają dość duże prędkości ruchu obrotowego. Najszybszy ruch obrotowy wykazują gwiazdy klasy B, gdzie zaobserwowano prędkość ruchu obrotowego na równiku rzędu 500 km/s.

       Przyjmują najbardziej prawdopodobny rozkład przestrzenny kierunków osi obrotu gwiazd obliczono, że około 20 % gwiazd klasy B ma prędkość obrotową na równiku od 0 do 50 km/s, przeszło 50 % tych gwiazd od 50 do 100 km/s, około 20 % od 100 do 150 km/s, a tylko około 10 % ma prędkość ruchu obrotowego powyżej 300 km/s. W widmach szybko obracających się gwiazd klasy B występują linie emisyjne wodoru, nakładające się na normalne poszerzone linie absorpcyjne. Jednak prędkość ruchu obrotowego wyprowadzona z linii emisyjnych jest od 2 do 3 razy mniejsza od prędkości wyprowadzonej z poszerzenia linii absorpcyjnych. Ponieważ linie emisyjne powstają w zewnętrznych warstwach gwiazdy, pochodzić one mogą z pierścieni gazowych otaczających gwiazdy i mających mniejszą prędkość ruchu obrotowego niż fotosfera gwiazdowa.

       Poszerzanie linii absorpcyjnych w widmach gwiazd może wynikać nie tylko z ich ruchu obrotowego, lecz i z innych przyczyn, jak np. występowanie prądów wstępujących w atmosferach gwiazdowych i prądów opadających, rozpraszanie w nich światła przez swobodne elektrony i atomy, istnienie pól magnetycznych i elektrycznych w zewnętrznych warstwach gwiazdy itp. Wszystkie te efekty poszerzania linii spektralnych powinny być uwzględniane przy wyznaczaniu prędkości ruchu obrotowego gwiazdy.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: