프로그램 질문:

별의 고유 운동과 방사형 속도;

은하계에 있는 별과 태양의 특이한 속도;

은하계의 회전.

요약:

별의 고유 운동과 시선 속도, 별과 은하계 태양의 독특한 속도

상당한 기간에 걸쳐 결정된 동일한 별의 적도 좌표를 비교하면 a와 d가 시간에 따라 변하는 것으로 나타났습니다. 이러한 변화의 상당 부분은 세차, 회전, 수차 및 연간 시차로 인해 발생합니다. 이러한 이유의 영향을 제외하면 변경 사항이 감소하지만 완전히 사라지지는 않습니다. 1년 동안 천구에서 별의 남은 변위를 별 m의 고유운동이라고 합니다. 연간 아크초로 표시됩니다.

이러한 움직임을 확인하기 위해 20년 이상의 긴 시간 간격으로 촬영한 사진 건판을 비교합니다. 연구진은 결과 변위를 경과한 연수로 나누어 연간 별의 움직임을 얻습니다. 결정의 정확성은 두 이미지 사이에 경과된 시간에 따라 달라집니다.

적절한 움직임은 크기와 방향이 별마다 다릅니다. 연간 1인치보다 큰 고유운동을 하는 별은 수십 개에 불과합니다. 바너드의 "비행" 별의 알려진 최대 고유운동은 m = 10″.27입니다. 대부분의 별은 연간 100분의 1각초와 1000분의 1초에 해당하는 고유 운동을 가집니다. 현대의 가장 좋은 정의는 연간 0.001에 도달하며, 수만 년에 해당하는 오랜 기간 동안 별자리의 패턴은 크게 변합니다.

별 자체의 운동은 일정한 속도로 큰 원을 그리며 발생합니다. 직접 운동은 m a 만큼 변화하며, 이를 적경 고유운동이라고 하며, 적위는 m d 만큼 변화하는 것을 적위 고유운동이라고 합니다.

별의 고유 운동은 다음 공식을 사용하여 계산됩니다.

별의 연간 고유 운동과 별까지의 거리 r(파섹 단위)을 알고 있다면 별의 공간 속도를 하늘 평면에 투영하는 것을 계산하는 것이 어렵지 않습니다. 이 투영을 접선 속도 Vt라고 하며 다음 공식으로 계산됩니다.

어디 아르 자형- 별까지의 거리(파섹 단위).

별의 공간 속도 V를 찾으려면 스펙트럼에서 선의 도플러 이동에 의해 결정되는 시선 속도 Vr과 연간 시차 및 m에 의해 결정되는 Vt를 알아야 합니다. V t와 V r은 서로 수직이므로 별의 공간 속도는 다음과 같습니다.

V = Ö(V t 2 + V r 2).

V를 결정하려면 각도 q를 표시해야 하며 해당 기능을 통해 찾아야 합니다.

각도 q의 범위는 0~180°입니다.

VR

Vt

고유운동 방향은 별의 적위원 북쪽 방향에서 시계 반대 방향으로 계산된 위치 각도 y로 입력됩니다. 별의 적도 좌표 변화에 따라 위치 각도 y는 0에서 360° 사이의 값을 가질 수 있으며 다음 공식을 사용하여 계산됩니다.

두 기능의 징후를 모두 고려합니다. 별의 공간 속도는 수세기 동안 크기와 방향이 거의 변하지 않았습니다. 따라서 현재 시점에서 별의 V와 r을 알면 별이 태양에 가장 가까이 접근하는 시점을 계산하고 이에 대한 거리 r min , 시차, 고유 운동, 공간 속도 구성 요소 및 겉보기 등급을 결정할 수 있습니다. . 파섹 단위의 별까지의 거리는 r = 1/p, 1 파섹 = 3.26 광입니다. 올해의.

별의 고유 운동과 방사형 속도를 알면 우주에서도 움직이는 태양을 기준으로 별의 움직임을 판단할 수 있습니다. 따라서 관측된 별의 움직임은 두 부분으로 구성되는데, 그 중 하나는 태양의 움직임의 결과이고 다른 하나는 별의 개별적인 움직임입니다.

별의 움직임을 판단하려면 태양의 이동 속도를 찾아 관측된 별의 이동 속도에서 제외해야 합니다.

태양의 속도 벡터가 향하는 천구상의 지점을 태양 정점이라고 하고 반대 지점을 역 정점이라고 합니다.

태양계의 정점은 헤라클레스 별자리에 위치하며 좌표는 a = 270 0, d = +30 0입니다. 이 방향으로 태양은 100pc 이내에 위치한 별에 대해 약 20km/s의 속도로 이동합니다. 연중 태양은 6억 3천만km, 즉 4.2AU를 이동합니다.

은하 회전

별 그룹이 같은 속도로 움직이는 경우, 이 별 중 하나에 있으면 일반적인 움직임을 감지할 수 없습니다. 별 무리가 공통 중심 주위를 움직이는 것처럼 속도가 변하면 상황은 달라집니다. 그러면 중심에 더 가까운 별의 속도는 중심에서 멀리 있는 별의 속도보다 느려집니다. 멀리 있는 별들의 관측된 시선 속도는 그러한 움직임을 보여줍니다. 모든 별은 태양과 함께 은하 중심 방향에 수직으로 움직입니다. 이 운동은 은하 중심으로부터의 거리에 따라 속도가 변하는 은하의 일반적인 회전(차등 회전)의 결과입니다.

은하계의 회전에는 다음과 같은 특징이 있습니다.

1. 머리털자리(Coma Berenices)에 위치한 북극에서 은하계를 바라볼 때 시계 방향으로 발생합니다.

2. 회전의 각속도는 중심에서 멀어질수록 감소합니다.

3. 중심에서 멀어질수록 선형 회전 속도가 먼저 증가합니다. 그런 다음 대략 태양 거리에 도달합니다. 가장 높은 가치약 250km/s로, 그 이후에는 천천히 감소합니다.

4. 태양과 그 주변의 별들은 약 2억 3천만년에 걸쳐 은하 중심을 중심으로 한 바퀴를 돌고 있습니다. 이 기간을 은하년(galactic year)이라고 합니다.

통제 질문:

1. 별의 올바른 운동은 무엇입니까?
2. 별의 적절한 움직임은 어떻게 감지됩니까?
3. 가장 큰 고유운동을 발견한 별은 어느 것입니까?
4. 별의 고유운동을 계산하는 데 사용되는 공식은 무엇입니까?
5. 별의 공간 속도는 어떤 구성 요소로 분해됩니까?
6. 태양이 움직이는 방향으로 천구에 있는 점의 이름은 무엇입니까?
7. 정점은 어느 별자리에 위치합니까?
8. 태양은 근처 별에 비해 어떤 속도로 이동합니까?
9. 태양은 1년에 얼마나 멀리 여행합니까?
10. 은하계 회전의 특징은 무엇입니까?
11. 은하계의 자전주기는 얼마인가?

작업:

1. 베텔게우스 별의 시선 속도 = 21km/s, 고유 운동 m = 연간 0.032², 시차 아르 자형= 0.012². 태양에 대한 별의 전체 공간 속도와 우주에서 별의 운동 방향과 시선이 이루는 각도를 결정합니다.

답변: q = 31°.

2. 스타 83 헤라클레스는 우리에게서 멀리 떨어져 있습니다 디= 100 pc, 고유운동은 m = 0.12²입니다. 이 별의 접선 속도는 얼마입니까?

답변: » 57km/초.

3. 4pc 거리에 위치한 Kapteyn 별의 고유 운동은 연간 8.8²이고 시선 속도는 242km/s입니다. 별의 공간 속도를 결정합니다.

답변: 294km/초.

4. 이 별의 시차가 0.3²이고 고유 운동이 5.2²라면 별 61 Cygni가 우리에게 접근하는 최소 거리는 얼마입니까? 별은 64km/s의 반경 속도로 우리를 향해 움직이고 있습니다.

답변: " 2.6개

문학:

1. 천문력. 영구 부분. 엠., 1981.

2. Kononovich E.V., Moroz V.I. 일반 천문학 코스. M., 사설 URSS, 2004.

3. Efremov Yu.N. 우주의 깊은 곳으로. 엠., 1984.

4. 체세비치 V.P. 하늘에서 관찰하는 내용과 방법. 엠., 1979.

슬라이드 1


주제: 별의 공간 속도 북반구 하늘에서 가장 잘 알려진 별 그룹은 북두칠성(큰곰자리의 일부이며 사람들마다 이름이 다릅니다)입니다. 북두칠성의 다섯 별은 우주의 같은 장소에 위치하고 있으며 거의 ​​같은 시기에 형성되었을 수 있습니다. 보로네츠키 니키타

슬라이드 2

별의 적절한 운동

고유 운동은 연간 초 단위로 측정됩니다μ[″/년 ]. 720년에 I. Xin(683-727, 중국)은 28개의 별 사이의 거리의 각도 변화 동안 처음으로 별의 움직임에 대해 추측했습니다. 1718E에서. Halley(1656-1742, 영국)는 Hipparchus(기원전 125년)와 J. Flamsteed(1720)의 목록을 조사하고 비교하여 별의 고유 운동을 발견했습니다. 1717년에 그가 자신의 운동을 발견한 첫 번째 별은 36 St.에 위치한 Arcturus(α Bootes)였습니다. 그리고 2.3"/년의 고유 운동을 가집니다. 관찰을 통해 별의 좌표가 하늘을 가로지르는 움직임으로 인해 천천히 변하는 것으로 나타났습니다. 따라서 별은 움직입니다. 즉, 시간이 지남에 따라 좌표가 변경됩니다. 18세기 말에 13개 별의 고유 운동이 발견되었고, W. Herschel은 1783년에 우리 태양도 우주에서 움직인다는 사실을 발견했습니다.

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하늘의 별 위치 변경

뱀주인자리에 있는 버나드별은 하늘에서 가장 빠르게 움직이는(10.31인치/년) 별입니다. 달의 원반과 비교하여 100년이 넘는 별의 변위. 별들은 서로 다른 속도, 서로 다른 방향으로 움직이며 우리로부터 서로 다른 거리에 있습니다. 따라서 상호 합의별은 시간이 지남에 따라 변하는데, 이는 수천 년에 걸쳐 볼 수 있습니다. 시간에 따른 큰곰자리 별군의 상대적 위치. 같은 그룹에 속할 가능성이 가장 높은 스타는 누구인가요?

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공간 속도

r =a/π이므로 변위 μ를 고려하여 r.μ =a.μ/π를 얻습니다. 그러나 r.μ/year=υ, 수치 데이터를 대체하면 접선 속도υτ =4.74.μ/π를 얻습니다. 시선 속도 υr는 스펙트럼[1842년에 광원의 파장이 운동 방향에 따라 달라진다는 사실을 확립한 H. 도플러(1803-1853, 오스트리아)의 효과] υr =Δλ.с/λо로부터 결정됩니다. 광파에 대한 효과의 적용 가능성은 A. A. Belopolsky(1854-1934)에 의해 실험실 조건에서 1900년에 입증되었습니다. 구성: Vr-방사형(시선을 따른) 속도 Vτ-접선 속도 피타고라스 정리에 따른 그림에서

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방사형 속도

그림은 지구에 대한 별의 운동 방향에 따라 별의 스펙트럼에서 수소선의 이동을 보여줍니다. 접근 중 - 보라색("-" 기호)으로 전환됩니다. 제거 - 빨간색("+" 기호)으로 전환됩니다. 도플러의 법칙, V는 시선에 대한 광원 속도의 투영입니다. William Heggins(1824~1910, 영국)는 1868년에 여러 밝은 별의 시선 속도를 처음으로 측정했습니다. 1893년부터 러시아에서 처음으로 Aristarkh Apollonovich Belopolsky(1854 - 1934)는 별 사진을 찍기 시작했고 수많은 정밀 측정을 수행한 후 220개의 밝은(2.5-4m) 별의 시선 속도를 결정했습니다.

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별의 고유운동과 좌표의 관계

우주에 있는 별의 위치는 적도 좌표로 특징지어집니다. α - 적경 δ - 적위 V≒30km/s의 속도로 태양을 중심으로 하는 지구 공전으로 인해 후퇴하는 별의 스펙트럼 선은 추가로 Δλ/λ=V 만큼 스펙트럼의 빨간색 끝으로 이동합니다. /s=10-4, 같은 양으로 접근하면 보라색으로 변합니다. 별의 고유 운동은 다음과 같은 특징을 갖습니다: μα - 적경의 고유 운동 μδ - 적위의 고유 운동 1년에 걸친 별의 좌표 변화는 다음 공식에 의해 결정됩니다: Δα=3.07с+1.34сinα.tanδ Δδ= 20.0".cosα

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하늘에서 가장 빠른 별

하늘에서 가장 빠르게 움직이는 별은 E. Barnard(1857-1923, 미국)가 1916년에 발견한 ß Ophiuchi(Barnard의 비행)입니다. m=9.7m, r=1.828 pc, μ =10.31"/년, 적색 왜성 시선 속도=106.88 km/s, 공간(38° 각도에서)=142 km/s. 밝은 별의 고유 운동과 시선 속도 50,000개 이상의 별의 고유운동을 측정한 결과, 비둘기자리(μ Col)에서 하늘에서 가장 빠른 별의 공간속도는 583km/s인 것으로 밝혀졌습니다.대형 망원경을 갖춘 전 세계 여러 관측소에서, 크림 천체 물리학 관측소를 포함하여 별의 광선 속도에 대한 장기 결정 그러나 가장 성공적인 측정은 시차 "Hipparchus"(HIPPARCOS, 작업 1990-1993)의 고정밀 측정을 위해 우주선에 의해 수행되었습니다.

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2013년 3월 16일 현재 9~11학년 학생 대상

별의 공간적 움직임

독립적으로 해결해야 할 문제

1..gif" width="45" height="21">; 측정값의 부정확성(오류 가능성)은 입니다. 별까지의 거리에 대해 무엇을 말할 수 있습니까?

3. 시리우스의 시차가 눈에 보이는 것과 동일하다는 것을 알고 시리우스의 절대 등급을 계산합니다. 크기동일 .

4. 프록시마 센타우리(Proxima Centauri) 별은 태양보다 몇 배나 더 희미합니까? .

5. 베가의 크기는 1949년 9월 9일" href="/text/category/9_sentyabrya/" rel="bookmark">1949년 9월 9일과 이듬해 3월 7일과 같습니다.

10. 별이 황도의 극에 있을 때 지구의 연간 운동의 영향에 대해 별의 관찰된 시선 속도를 수정하는 공식을 유도하십시오.

11. 별이 황도면에 있을 때 관측된 별의 시선 속도를 지구의 연간 운동의 영향으로 수정하는 공식을 유도하십시오. 별은 춘분점에 있는 것으로 간주되며 지구의 궤도는 원형으로 간주됩니다.

12. 방향의 좌표가 ..gif" width="16" height="17">.gif" width="63" height="21"> 이고 위치 각도가 인 별입니다. 고유운동의 구성요소를 결정합니다.

14..gif" width="61" height="21"> 위치 각도가 인 방향으로 좌표와 를 ​​따라 고유운동의 성분을 결정합니다.

15..gif" width="45" height="21">. 접선 속도는 얼마입니까?

16. 알데바란의 시선 속도는 다음과 같다. +54 km/s, 접선 속도 18 km/s 태양에 대한 총 공간 속도를 구합니다.

17. 적경에서 시리우스의 고유 운동은 와 같고 연간 적위에서 시선 속도는 km/s와 같고 시차 태양에 대한 시리우스의 전체 공간 속도와 태양에 의해 형성된 각도를 결정합니다. 시선으로.

18. 카노푸스 별의 전체 공간 속도 23 km/s시선과 각도를 이룬다. 속도의 반경 및 접선 성분을 결정합니다.

19..gif" width="45" height="21 src=">.

별의 공간 속도 V는 항상 태양을 기준으로 결정되며(그림 10) 별과 태양을 연결하는 광선 r을 따라 향하는 시선 속도 Vr과 접선 속도 Vt로부터 계산됩니다.

(141)

쌀. 10. 태양을 기준으로 한 별의 움직임

별의 공간 속도 V의 방향은 별과 관찰자의 시선 사이의 각도 θ로 특징지어집니다. 확실히,

cos θ = Vr / V

그리고 죄 θ =Vt /V (142)

0° ≤ θ ≤ 180°입니다.

관측을 통해 지구에 대한 별의 시선 속도 v r 이 결정됩니다. 별의 스펙트럼에서 파장이 λ인 선이 정상(실험실) 위치에서 Δx mm만큼 이동하고 해당 부분의 스펙트로그램 분산이 D Å/mm이면 선은 Å로 표현되는 시프트,

Δλ = λ" - λ = Δx D (143)

그리고 (138)에 따르면 시선 속도는

v r = c (Δλ / λ)

여기서 c = 3·10 5km/s는 빛의 속도입니다.

그런 다음 태양에 대한 시선 속도(초당 킬로미터)입니다.

Vr = vr - 29.8sin(λ * - λ ) cos β * , (144)

여기서 λ *는 황경, β *는 별의 황위도, λ는 별의 스펙트로그램을 촬영한 날의 태양의 황경(천문 연감에서 차용), 숫자 29.8은 초당 킬로미터 단위의 지구의 순환 속도입니다.

속도 V r (또는 v r)은 태양으로부터 멀어질 때(또는 지구로부터 멀어질 때) 양의 값을 가지며 반대 방향으로 향할 때 음의 속도를 갖습니다.

초당 킬로미터 단위의 별의 접선 속도 V t는 연간 시차 π와 고유 운동 μ, 즉 별이 1년 동안 하늘에서 움직이는 호를 따라 결정됩니다.

(145)

μ와 π는 초(")로 표시되고, 별까지의 거리 r은 파섹으로 표시됩니다.

차례로 μ는 세차를 고려하여 1년 동안 별의 적도 좌표 α와 δ의 변화에 ​​의해 결정됩니다.

(146)

더욱이, 적경 μa를 따른 별 자체 운동의 구성요소는 시간(s)의 초로 표시되고, 적위 μ δ의 구성요소는 호(")의 초로 표시됩니다.

고유운동 방향 μ는 천구의 북극 방향에서 측정된 위치 각도 ψ에 의해 결정됩니다.

(147)

ψ 범위는 0° ~ 360°입니다.

은하와 퀘이사는 고유 운동 μ = 0이므로 시선 속도 V r 만 결정되며, 이 속도가 크기 때문에 지구의 속도는 무시되고 V r = v r 입니다. Δλ/λ = z를 나타내면, z ≤ 0.1인 상대적으로 가까운 은하에 대해 얻습니다.

V r = cz, (148)

그리고 Hubb의 법칙에 따라 거리(Mpc) *

r = Vr / H = Vr / 50 (149)

여기서 허블 상수의 현대 값은 H = 50km/s Mpc입니다.

z > 0.1인 먼 은하와 퀘이사의 경우 상대론적 공식을 사용해야 합니다.

(150)

그리고 그들의 거리의 추정은 우주의 수용된 우주론 모델에 달려 있습니다. 그래서 닫힌 맥동에서

(151),

그리고 개방형 Einstein-de Sitter 모델에서

(152)

예시 1.별의 스펙트럼에서 5016 Å의 파장을 갖는 헬륨 선은 빨간색 끝으로 0.017 mm 이동하며 이 영역의 스펙트럼 분산은 20 Å/mm입니다. 별의 황경은 47°55", 황도는 26°45"이며, 스펙트럼 촬영 당시 태양의 황경은 223°14"에 가까웠다. 별의 시선속도를 구하라. 별.

데이터: 스펙트럼, λ = 5016 Å, Δx = +0.017 mm, .

D=20Å/mm; 별, λ* = 47°55", β* = -26°45"; 태양, λ = 223° 14".

해결책. 공식 (143)과 (138)을 사용하여 스펙트럼 선의 이동을 찾습니다.

Δλ = ΔxD = +0.017 20 = +0.34Å

그리고 지구에 대한 별의 시선 속도:

공식 (144)을 사용하여 태양에 대한 별의 시선 속도 Vr을 계산하려면 표에서 다음을 찾아야 합니다.

죄(λ*-λ ) = 사인(47°55"-223° 14") = -0.0816
그리고 cosβ* = cos (-26°45") = + 0.8930,

V r -vr -29.8 sin(λ * -λ )cosβ * = +20.5+29.8·0.0816·0.8930 = +22.7; V r = +22.7km/s.

예시 2.사진 등급이 15m.5이고 각직경이 0.03인 퀘이사의 스펙트럼에서 파장 4861Å의 수소 방출선 Ηβ가 파장 5421Å에 해당하는 위치를 차지하고 있다. , 거리, 선형 치수 및 이 퀘이사의 광도.

데이터: m pg = 15m.5, Δ = 0",03;

Hβ, λ" = 5421Å, λ = 4861Å.

해결책. 식(143)에 따르면, 수소 스펙트럼선의 이동은

Δλ = λ" - λ = 5421 - 4861 = + 560Å

그리고 z > 0.1이므로 (150)에 따르면 시선 속도는

또는 Vr = 0.108 3 10 5km/s = +32400km/s.

공식(151)에 따르면, 우주의 폐쇄 맥동 모델에서 퀘이사까지의 거리는 다음과 같습니다.

r = 619Μps =619·106ps.

또는 r = 619 10 6 3.26 sv, 년 = 2.02 10 9 sv, 년

그런 다음 (55)에 따르면 퀘이사의 선형 직경은

또는 D = 90 · 3.26 = 293빛. 올해의.

(117)에 따르면 절대 사진 크기는 다음과 같습니다.

M pg = m pg + 5 - 5 lgr = 15m, 5 + 5 - lg619 10 6 = - 23m, 5

그리고 공식 (120)에 따르면 광도의 로그는 다음과 같습니다.

logL pg = 0.4(M pg - M pg) = 0.4·(5m .36 + 23m .5) = 11.54,

여기서 광도 L pg = 347·10 9, 즉 태양과 같은 3,470억 개의 별의 광도와 같습니다.

Einstein-de Sitter 모델의 동일한 양은 공식 (152)에 의해 구해집니다.

r = 636Mpc;

또는 r = 636 10 6 3.26 sv입니다. 연령. = 2.07·10 9성 년, D = 92.5ps = 302sv. 연도와 동일한 정확도 M pg = - 23 m .5 및 L pg = 347 10 9

문제 345.파장이 4861Å과 4102Å인 수소 흡수선 Hβ와 Hδ는 별의 스펙트럼에서 각각 0.66Å과 0.56Å만큼 빨간색 끝으로 이동합니다. 관측 당일 밤에 지구에 대한 별의 시선 속도를 결정합니다.

문제 346.스펙트럼의 동일한 선이 각각 0.32 Å 및 0.27 Å만큼 보라색 끝으로 이동하면 별 레굴루스(사자자리)에 대한 이전 문제를 해결합니다.

문제 347.스펙트럼의 어느 쪽으로, 그리고 스펙트로그램에서 파장이 5270Å과 4308Å인 철의 흡수선이 몇 밀리미터만큼 이동했는지, 스펙트로그램의 분산이 60km/s인 별의 시선 속도는 다음과 같습니다. 첫 번째 섹션은 25Å/mm이고 두 번째 섹션은 20Å/mm입니다.

문제 348.별의 스펙트럼에서 수소 흡수선 Η β, Η δ 및 H x의 위치를 ​​계산합니다. 그 중 하나는 지구에 대한 시선 속도가 -50km/s이고 다른 하나는 +30km/s입니다. 이 선의 일반 파장은 각각 4861, 4102 및 3750Å입니다.

문제 349.별 β Draco와 γ Draco는 황도의 북극 근처에 위치하고 있습니다. 첫 번째 별의 스펙트럼에서 λ=5168 Å 및 λ=4384 Å인 철선은 보라색 끝으로 0.34 Å 및 0.29 Å만큼 이동하고, 두 번째 별의 스펙트럼에서는 0.47 Å 및 0.40 Å만큼 이동합니다. 이 별들의 시선 속도를 결정하십시오.

문제 350.관측한 밤에 태양의 황경이 별의 황경에 가까웠고 철 흡수선 E(5270 Å)와 G(4326 Å)가 있었다면 별 카노푸스(용골자리)의 시선 속도를 구합니다. )는 별의 스펙트로그램에서 빨간색 끝으로 각각 0.018mm와 0.020mm만큼 이동했으며, 스펙트로그램의 첫 번째 부분에서는 20Å/mm, 두 번째 부분에서는 15Å/mm의 분산을 보였습니다.

문제 351.별 Begi(거문고자리)의 스펙트럼을 촬영한 밤에 그 황경은 태양의 황경과 180° 차이가 나고 수소 흡수선 Hβ(4861Å)과 Hγ(4102Å)가 바뀌었습니다. 이 선이 위치한 영역의 분산은 10 Å/mm 및 5 Å/mm로 각각 0.0225 mm 및 0.0380 mm만큼 스펙트로그램의 보라색 끝으로 이동합니다. 베가의 시선 속도를 구합니다.

문제 352.태양에 대한 별의 시선 속도 감소에 대한 보정은 어떤 조건에서 0이 되며, 어떤 조건에서 절대값이 가장 커지나요?

문제 353.표에 주어진 정보를 사용하여 별의 접선 속도의 크기와 위치 각도를 계산하십시오.

문제 354.이름 뒤에 시차와 고유 운동이 표시되는 별의 접선 속도를 계산하십시오. Altair (a Orla) 0",198 및 0",658; 스피카(처녀자리) 0",021 및 0",054; 인디언의 ε 0",285 및 4",69.

문제 355.이전 문제의 별에 대해 적도 좌표를 따라 고유 운동의 구성 요소를 찾으십시오. 고유 운동의 위치 각도와 각 별의 적위는 이름 뒤에 표시됩니다: Altair 54°.4 및 +8°44"; Spica 229°.5 및 -10°54"; ε 인도 123°.0 및 -57°00".

문제 356.이전 문제의 별들은 달 원반의 직경(30")만큼 어떤 시간 간격과 방향으로 이동하며, 현재 동일한 그리드에 있는 경우 좌표 그리드 1950.0에 적도 좌표는 어떻게 됩니까? : Altair 19h48m20s, 6 및 + 8°44"05", Spica 13h22m33s.3 및 -10°54"04" 및 ε Indian 21h59m33s.0 및 -56°59"34"의 경우?

문제 357.올해 좌표계에서 2000년 이전 문제의 별들의 적도 좌표는 무엇입니까? 해당 위치에서 적경 및 적위의 연간 세차(별 나열 순서)가 +2c와 같다면 어떻게 될까요? 88 및 +9",1; +3c ,16 및 -18",7; +4s,10 및 +17",4?

문제 358.별 Achernar(Eridani)의 시선 속도는 +19km/s이고, 연간 시차는 0.032이고 고유 운동은 0.098이며, 별 Deneb(백조자리)의 유사한 값은 각각 - 5km입니다. /s, 0"" ,004 ​​및 0",003. 이 별들의 공간 속도의 크기와 방향을 구하십시오.

문제 359.별 프로키온(큰개자리)의 스펙트럼에서 파장이 5168Å과 4326Å인 철의 흡수선은 (지구의 속도를 고려하여) 보라색 끝으로 각각 0.052Å과 0.043Å만큼 이동합니다. 별의 고유운동 성분은 적경에서 0c.0473, 적위에서 -1",032이고 시차는 0",288입니다. 적위가 +5°인 프로키온의 공간 속도의 크기와 방향을 구하십시오. 29".

문제 360.별 Capella(Aurigae)의 스펙트로그램에서 파장이 4958 Å 및 4308 Å인 철의 흡수선은 50 Å/mm 및 44 Å/mm의 분산으로 빨간색 끝으로 0.015 mm 이동합니다. 각각 mm. 별의 적위는 +45°58", 황경 8l°10", 황위 위도 +22°52", 시차 0",073, 고유운동 성분 +0 s.0083 및 -0",427입니다. 밤에 관측 결과, 황경 태양은 46°였습니다. 18/ 별의 공간 속도의 크기와 방향을 알아보세요.

문제 361.현재 시대에 별 베가(거문고자리)의 시각적 밝기는 +0m.14, 고유 운동은 0.345, 시차는 0.123, 시선 속도는 14km/s입니다. 베가가 태양에 가장 가까이 다가가는 시점을 찾고 이를 위해 이 별의 거리, 시차, 고유 운동, 방사형 및 접선 속도, 광도를 계산합니다.

문제 362.현대의 시각적 밝기는 +0m.06, 고유 운동은 3",674, 시차는 0",751, 시선 속도는 25km/s인 별 Toliman(센타우리)에 대한 이전 문제를 해결합니다. 1만년 전에 원하는 값은 무엇이었고, 가장 가까운 접근 시대 이후 1만년 후에는 어떻게 될까요?

문제 363.먼 은하와 퀘이사의 스펙트럼에서는 선이 빨간색 끝 쪽으로 이동(적색 편이)되는 것이 관찰됩니다. 이 현상을 도플러 효과로 해석하면 스펙트럼 선의 0.1, 0.5, 2파장의 적색편이에서 이 물체의 시선 속도는 각각 얼마입니까?

문제 364.이전 문제의 데이터를 사용하여 허블 상수를 50km/s Mpc로 사용하여 두 가지 우주 모델에서 동일한 물체의 거리를 계산합니다.

문제 365.빛의 속도의 0.25와 0.75에 해당하는 방사형 속도에 해당하는 은하외 물체의 스펙트럼에서 적색 편이를 찾습니다.

문제 366.도플러 효과에 대한 상대론적 공식 대신 이 효과에 대한 일반적인 공식을 사용하면 이전 문제에서 물체의 방사형 속도의 차이는 어떻게 될까요?

문제 367.이 표는 세 ​​가지 은하에 대한 정보를 제공합니다.

이온화된 칼슘의 H선과 K선의 파장이 3968Å(H)과 3934Å(K)임을 알고 이 은하계의 시선 속도, 거리, 선형 치수, 절대 등급 및 광도를 계산하세요.

문제 368.크기가 17m.3인 퀘이사 STA102의 스펙트럼에서 방출선의 이동은 해당 파장을 1.037배 초과하고 퀘이사 PKS 0237-23(크기 16m.6)의 스펙트럼에서는 2,223회. 이 퀘이사는 어느 거리에 위치하고 있으며 광도는 얼마입니까? 두 가지 우주론 모델을 사용하여 문제를 해결합니다.

문제 369.퀘이사 ZS 48의 각직경이 0",56, 크기 16m,0이고 이온화된 마그네슘의 λ 2798 선이 스펙트럼에서 λ 3832 위치로 이동한 경우 퀘이사 ZS 48의 거리, 선형 치수 및 광도를 계산하십시오.

문제 370.스펙트럼의 수소 방출선이 이동하는 경우 각도 직경이 0.24이고 크기가 12m.8인 퀘이사 ZS 273에 대한 이전 문제를 해결하십시오.

Hβ(λ 4861) 내지 λ =5640 Å; H γ (λ 4340) ~

λ = 5030 Å 및 Η δ(λ 4102) ~ λ = 4760 Å.

문제 371.가장 멀리 떨어져 있는 퀘이사 중 하나는 일반적인 스펙트럼 선 길이의 3.53배에 달하는 적색편이를 가지고 있습니다. 퀘이사의 시선 속도를 구하고 퀘이사의 거리를 추정해 보세요.

답변 - 우주에서 별과 은하의 움직임

뱀주인자리 바너드(Ophiuchus Barnard) 별자리의 별은 가장 빠른 고유 운동을 가지고 있습니다. 100년 동안 17.26인치를 이동하고 188년 동안 달 원반의 직경만큼 이동합니다. 별의 거리는 1.81pc입니다. 100년 동안 별의 변위

별은 다른 속도로 움직이며 관찰자와 다른 거리에 있습니다. 결과적으로 별의 상대적 위치는 시간이 지남에 따라 변합니다. 인간이 일생 동안 별자리 윤곽의 변화를 감지하는 것은 거의 불가능합니다. 수천년에 걸쳐 이러한 변화를 추적하면 상당히 눈에 띕니다.

별의 공간 속도는 별이 태양을 기준으로 우주에서 움직이는 속도입니다. 도플러 효과의 본질: 관찰자에게 접근하는 광원의 스펙트럼 선은 스펙트럼의 보라색 끝으로 이동하고, 멀어지는 광원의 스펙트럼 선은 스펙트럼의 빨간색 끝으로 이동합니다( 고정 소스의 스펙트럼에서 선의 위치). 별의 고유 운동의 구성 요소 μ – 별의 고유 운동 π – 별의 연간 시차 λ – 별 스펙트럼의 파장 λ 0 – 고정 광원의 파장 Δλ – 스펙트럼 선의 이동 c – 빛의 속도 (3·10 5km/초)