(7.40)Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует применения теории относительнос — AstroStory

(7.40)

Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует применения теории относительности. При этом получается выражение, которое при vr

Для зеленой линии с l = 5000 Е = 5Ч10-5 см смещение составляет 0,5 Е, что легко может быть измерено. Вектор скорости годичного движения Земли лежит в плоскости эклиптики и перпендикулярен к направлению на Солнце. Поэтому наибольшее смещение спектральных линий бывает в спектрах звезд, расположенных вблизи эклиптики на расстоянии 90° от Солнца. Поскольку обращение Земли происходит против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса эклиптики, то в точке, расположенной на 90° к востоку, линии смещены к красному концу, а в противоположной точке — к фиолетовому. У звезд, находящихся во всех остальных точках небесной сферы, смещение линий в спектрах звезд, вызванное годичным движением Земли, меньше. Оно в точности равно нулю для звезд, находящихся в полюсе эклиптики и в направлениях к Солнцу и от него. Смещение спектральных линий, вызванное суточным вращением Земли, линейная скорость которого на экваторе не превышает 0,5 км/сек, значительно меньше (самое большее тысячные доли ангстрема). Для измерения смещения спектральных линий рядом со спектром исследуемого объекта, например звезды, на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника, в котором имеются известные спектральные линии. Затем при помощи микроскопов, снабженных точными микрометрами, измеряют смещение линий объекта по отношению к лабораторной системе длин волн и тем самым находят величину Dl , а по формуле (7.40) вычисляют лучевую скорость vr . Если из этой скорости вычесть проекцию на луч зрения скорости годичного движения Земли, то получим лучевую скорость звезды относительно Солнечной системы. Принцип Доплера позволяет не только судить о движении излучающего тела, но и о его вращении. Так, например, вследствие вращения Солнца восточный его край приближается к нам, а западный — удаляется. Наибольшая линейная скорость (на солнечном экваторе) достигает почти 2 км/сек, что при l = 5000 Е соответствует доплеровскому смещению Dl = 0,035 Е. По мере приближения к центру и полюсам солнечного диска лучевая скорость, а вместе с нею и доплеровское смещение уменьшаются до нуля. У звезд не удается наблюдать излучения отдельных частей их поверхности. Наблюдаемый спектр звезды получается в результате наложения друг на друга спектров всех точек ее диска, каждая из которых у вращающейся звезды дает различное смещение линий в спектре. В результате наблюдается расширение спектральных линий, на основании которого можно судить о величине линейной скорости вращения. У некоторых звезд линейные скорости вращения достигают огромных значений в сотни километров в секунду. Даже в тех случаях, когда излучающий газ в целом не имеет относительного движения вдоль луча зрения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, все равно имеют доплеровские смещения из-за беспорядочных тепловых движения. Поскольку в каждый момент множество атомов приближается к нам со всевозможными скоростями и примерно столько -же их удаляется с такими же скоростями, происходит симметричное расширение спектральной линии, изображенное на рис. 90. Такой график, показывающий распределение энергии, излучаемой в узкой области спектра в пределах спектральной линии, называется ее профилем. Если расширение линии вызвано только тепловыми движениями излучающих атомов, то по ширине профиля можно судить о температуре светящегося газа. Действительно, как указывалось в §104, число частиц, обладающих различными скоростями вдоль луча зрения vr , убывает с ростом | vr |, по закону Вместе с тем, чем больше | vr | , тем дальше в крыле линии излучает данный атом. При vr >0 излучение происходит в красном крыле, а при vr

(7.41)

Из формулы (7.15) видно, что число частиц со скоростью vr = v* в е раз меньше, чем частиц со скоростью vr = 0. Эти атомы создают излучение в точке профиля линии, интенсивность I в которой в e раз меньше центральной I0. Половина расстояния между точками профиля линии, в которых интенсивность составляет 1/е (37%) от центральной, называется доплеровской шириной спектральной линии Dl D . Поскольку атомы, излучающие спектральную линию, смещенную на величину Dl D , должны двигаться с наиболее вероятной скоростью v*, имеем Если эта скорость обусловлена только тепловыми движениями, то, учитывая формулу (7.14), получим

Страницы: 135 136 137 138 139 140 141 142 143 144 145

ОТ АВТОРА
В 1795 году в Эдо (старое название Токио) по приглашению первого министра прибыл один из старейших людей Японии — крестьянин Мамиэ. Ему было 193 года. На вопрос министра, в чем секрет его долголет …

Вумера (Woomera)
Космодром Австралии. Располагается в Южной Австралии в пустынной местности в районе города Вумера в точке с координатами 31,16 градуса южной широты и 137 градусов восточной долготы. Создан в 1946 го …

Моруков Борис Владимирович
СТАТУС: Космонавт Института медико-биологических проблем. ДАТА И МЕСТО РОЖДЕНИЯ: Родился 1 октября 1950 года в Москве. ОБРАЗОВАНИЕ: 1967 г. – средняя школа в Москве; 1973 г. – 2-й …

Понравилась статья? Поделиться с друзьями: