Лучевая скорость
- Основной источник статьи: Большая российская энциклопедия[1]
ЛУЧЕВА́Я СКО́РОСТЬ в астрономии – проекция пространственной скорости астрономического объекта на луч зрения наблюдателя. Лучевая скорость равна производной по времени от расстояния до объекта, поэтому лучевая скорость положительна, если объект удаляется от наблюдателя, и отрицательна, если объект приближается. Движение объектов вдоль луча зрения приводит к доплеровскому смещению линий в их спектрах на относительную величину [math]\displaystyle{ z=(\lambda−\lambda_0)/\lambda_0 }[/math], где [math]\displaystyle{ \lambda }[/math] – измеренная длина волны спектральной линии, [math]\displaystyle{ \lambda_0 }[/math] – лабораторная длина волны (измеренная для неподвижного источника). В общем случае [math]\displaystyle{ (z+1)^2=(1+V/c)/(1−V/c) }[/math], где [math]\displaystyle{ V }[/math] – скорость объекта, [math]\displaystyle{ c }[/math] – скорость света; в нерелятивистском приближении (при [math]\displaystyle{ V \ll c }[/math]) [math]\displaystyle{ z≈V/c }[/math]. Лучевая скорость определяется путём спектральных наблюдений небесных объектов. Измеренная земным наблюдателем лучевая скорость включает в себя проекцию на луч зрения орбитальной скорости движения Земли вокруг Солнца (достигающую ±30 км/с) и скорости осевого вращения Земли (достигающей ±0,465 км/с). Вследствие этого результаты высокоточных измерений лучевых скоростей обычно приводятся относительно центра масс Солнечной системы. Лучевые скорости внегалактических объектов дополнительно включают проекцию на луч зрения пространственной скорости Солнца в Галактике (достигающей приблизительно ±220–230 км/с), поэтому их лучевые скорости приводятся к системе отсчёта, связанной с центром Галактики.
Круг астрофизических задач, решаемых на основе измерения лучевой скорости, определяется точностью этих измерений, то есть спектральным разрешением используемых спектрографов. Современные спектрографы высокого разрешения способны измерять лучевую скорость с точностью до нескольких м/с, достаточной для обнаружения внесолнечных планет (по периодическим изменениям скорости звезды, вызванным её орбитальным движением вокруг общего центра масс звезды и планетной системы). Данные о лучевой скорости, собственных движениях и расстояниях дают возможность изучать пространственное движение различных объектов в нашей Галактике. По лучевой скорости звёзд и звёздных скоплений изучается вращение Галактики, определяются орбиты и массы близких двойных звёзд, массы звёздных скоплений. По лучевой скорости шаровых скоплений и карликовых спутников Галактики оценивается масса тёмного вещества в галактических гало. Измерения лучевой скорости проводятся не только в оптическом, но и в других диапазонах электромагнитного излучения (ультрафиолетовом, инфракрасном, радиодиапазоне). Анализ доплеровского профиля радиолинии атомарного водорода (длина волны 21 см) позволяет измерять скорости вращения и массы далёких галактик, изучать движения газа в диске нашей Галактики, оценивать массы скоплений галактик. Широкое распространение получили проводимые в радио- и микроволновом диапазонах измерения лучевых скоростей мазерных источников в областях звездообразования и молекулярных облаках. В сверхкомпактных ядрах многих галактик, в том числе нашей Галактики, обнаружены движения звёзд и газа со скоростями в тысячи км/с, доказывающие наличие там сверхмассивных чёрных дыр. Доплеровский профиль спектральной линии, отражающий распределение скоростей отдельных атомов, содержит важнейшую информацию о физических условиях в звёздных фотосферах (температуре, давлении, ускорении силы тяжести).
На протяжении более чем столетней истории измерения лучевых скоростей спектральные приборы неуклонно совершенствовались. С появлением твердотельных цифровых детекторов, ПЗС-матриц широкое распространение получили эшельные спектрографы, допускающие компактную запись всего спектра в виде большого числа отдельных спектральных полосок. С помощью многообъектных спектрографов производится одновременная регистрация спектров большого числа звёзд или галактик, видимых в поле зрения телескопа, излучение которых собирается отдельными оптоволоконными световодами и пропускается сквозь единый оптический тракт спектрального прибора. Для изучения поля скоростей далёких галактик и газовых облаков применяются полевые спектрографы с набором микролинз, собирающих свет от соседних участков изображения объекта, а также интерферометры Фабри – Перо. Наиболее точно доплеровское смещение спектральных линий определяется методом цифровой корреляции наблюдаемого спектра с рассчитанным модельным спектром или спектром звезды с заранее известной лучевой скоростью.
Лучевая скорость звёзд Галактики не превышают 500–600 км/с. Далёкие галактики и квазары удаляются от нас с большими скоростями, в пределе почти достигающими скорости света; при этом их цвет становится краснее из-за сдвига распределения энергии в красную область спектра (см. Красное смещение).
В начале 21 века выполняются два крупных международных проекта массового измерения лучевых скоростей, взаимно дополняющие друг друга:
- 1) RAVE (Radial Velocity Experiment), предусматривающий измерение лучевых скоростей примерно 1 млн. звёзд южного неба в инфракрасном диапазоне на 1,2-метровом телескопе Англо-Австралийской астрономической обсерватории;
- 2) спектрально-фотометрический обзор SDSS (Sloan Digital Sky Survey), в рамках которого на 2,5-метровом телескопе обсерватории Апачи-Пойнт (штат Нью-Мексико, США) уже измерены лучевые скорости более 1,5 млн. звёзд, галактик и квазаров.
Обширную программу измерения лучевых скоростей сотен миллионов объектов планируется провести на космической обсерватории Gaia (Европейское космическое агентство; запуск осуществлен 19 декабря 2013[2][3]).
Литература статьи Большой российской энциклопедии[править | править код]
- Мартынов Д. Я. Курс практической астрофизики. 3-е изд. М., 1977.
- Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии. 2-е изд. М., 2004.