Ero sivun ”Spektroskooppinen kaksoistähti” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
pEi muokkausyhteenvetoa |
p korjattavat 2012 + fix |
||
Rivi 1:
{{Korjattavat 2012}}
[[Kuva:Redshift.png|thumb|right|200px|Yksispektrisen spektroskooppisen [[keksoistähti|kaksoistähden]] [[[spektri]]. Ainoastaan kirkkaamman tähden spektri näkyy. Tähti kiertää painopistettä, sen nopeus muuttuu, mikä näkyy spektrissä [[Dopplerin ilmiö]]nä. Keskustähden ajoittainen etääntyminen katsojasta näkyy [[punasiirtymä]]nä, jossa tähden [[kaasukehä]]stä lähteneet [[spektriviiva]]t liikkuvat punaiseen päin.]]
Rivi 7 ⟶ 9:
Spektroskooppinen kaksoistähti saattaa olla [[pimennysmuuttuja]], muttei läheskään aina. Jotkut spektroskooppiset kaksoitähdet on onnistuttu todentamaan tarkemmilla kaukoputkihavainnoilla [[visuaalinen kaksoistähti|visuaalisiksi kaksoistähdiksi]].
Monet niin sanotuista [[eksoplaneetta|eksoplaneetoista]] on havaittu spektrometrillä niin kuin spektroskooppiset kaksoistähdetkin.
[[Kuva:Orbit3.gif|thumb|right|200px|Spetroskooppisen kaksoistähden pienempi osatähti, komponentti huojuttaa keskustähteään. Pienempi kiertää suurempaa rataa pitkin, suurempi pienempää rataa pitkin yhteisen painopisteen ympäri. Keskustähden huojunta havaitaan [[spektroskooppi|spektroskoopilla]] [[Dopplerin ilmiö]]nä.]]
Rivi 14:
[[Kuva:Binaire-spectro.png|thumb|right|220px|Kaksispektrisen spektroskooppisen kaksoistähden spektri kaavamaisesti. Toisen tähden spektriviivat kuvattu tässä mustalla, toisen viivat valkealla. Tähdet kiertävät toisiaan radoillaan painopisteen ympäri. Se on kuvattu tästä yksinkertaistamalla siten että toisen tähden ajatellaan pysyvän paikallaan, kun toinen tähti kiertää sitä. Viivojen järjestys vaihtelee sen mukaan, kumpi tähdistä lähestyy ja kumpi etääntyy. Etääntyvän tähden spektroviivat siirtyvät punaiseen päin, lähestyvän siniseen. Kun mustalla merkityt viivat siirtyvät punaiseen päin, valkealla merkityt viivat siirtyvät siniseen. ]]
Kaksoistähti koostuu kahdesta komponentista, osatähdestä, jotka kiertävät toisiaan tavallisesti soikealla radalla yhteisen painopisteen ympäri. Monesti ajatellaan yksinkertaistaen himmämmän tähden kiertävän kirkkaampaa. Spekroskooppinen kaksoistähti ilmenee vain [[spektri]]stä eli analysoitaessa [[spektroskooppi|spektroskoopilla]] tähden säteilemää valoa. Tämä johtuu siitä, että tähdet ovat niin lähellä toisiaan ja tähtijärjestelmä niin kaukana, ettei järjestelmä erotu kaukoputkessa tai [[interferometri]]ssa.
Ensimmäinen havaittu spektroskooppinen kaksoistähti oli [[Zeta Ursae Majoris|ζ1 Ursae Majoris]]<ref>Tähtitieteen perusteet, Neljäs laitos, Hannu Karttunen et al. Ursan julkaisuja 87, Helsinki: Ursa, 2003, ISBN 952-5329-30-5, luku 9.3 spektroskooppiset kaksoistähdet, sivu 328.</ref>. Sen löysi Pickering 1889. Jo sitä ennen Vogel oli havainnut [[Algol]]illa säteisnopeuden vaihteluja spektristä<ref>V. A. Heiskanen, Tähtitiede II WSOY 1959´0, sivu 141</ref>, mutta koska tuo tähti on pimenntysmuuttuja, se ei ole spektrin pohjalta havaittu kakosoistähti. Sattumalta tuntuu se, että Zeta1,2 Ursae Majoris on ensimmäinen havaittu kaksoistähti.
Rivi 24 ⟶ 20:
Spektroskooppisen kaksoistähden kiertoaika on lähes aina alle 5 vuotta, ja yleensä spektroskooppiset kaksoistähdet ovat ahtaita kaksoistähtiä, joiden kiertoaika on 8-20 v<ref>Tähtitiede II sivu 142</ref>. Radat ovat yleensä melko pyöreitä.
Jos tähdet ovat suunnilleen yhtä kirkkaita, spektrissä näkyy suuren osan aikaa kahden tähden
Spektriä tarkasteltaessa huomataan, miten tähden tai tähtien spektriviivat ovat välillä siirtyneet punaiseen päin. Välillä ovat oikealla kohdallaan ja välillä siirtyneet siniseen päin. Tämä kertoo tähden tai tähtien säteisnopeuden vaihtelusta. Se ilmenee spektrissä viivojen siirtymisenä joko punaiseen tai siniseen päin [[Dopplerin ilmiö]]n takia. Näin ollen tähden spektriviivoilla on ajoittain [[punasiirtymä]], ajoittain sinisiirtymä. Näin tähden spektriviivat näyttävät huojahtelevan ajan mukana. Viivojaan huojuttavan tähden [[säteisnopeus]] vaihtelee, kun se kiertää radallaan siten että välillä lähestyy meitä, välillä liikkuu sivusuuntaan ja välillä etääntyy meistä. Jos havaitaan kaksi spektriä, päätähden spektri ja sivutähden spektri, sivutähden viivat ovat spektrissä aina siirtyneet toiseen suuntaan kuin päätähden viivat. Esimerkki kaksiviivaisesta spektroskooppisesta kaksoistähdestä on [[HD 80715]]. Esimerkiksi jos päätähden spektriviivat siirtyvät punaiseen päin, sivutähden viivat siniseen<ref>Johdatus tähtitieteeseen, sivu 198</ref> toisiaan. Spektroskooppisten kaksoistähtien ominaisuuksia ei yleensä tunneta tarkasti, varsinkaan jos ne eivät ole [[pimennysmuuttuja|pimennysmuuttujia]]. Jotkut spektroskooppiset kaksoistähdet on tarkemmilla teleskoopeilla tai interferometrilla todettu näkyviksi kaksoistähdiksi.
== Spektroskooppisten kaksoistähtien laskennalliset ominaisuudet==
[[Kuva:Mizar-A-BS2.png|thumb|right|220px|Mizarin säteisnopeuskäyrä.]]
Tyypillisesti kaksoisviivaisesta spektroskooppisesta kaksoistähdestä voidaan laskea nopeuden ja kaltevuuden tulo ''v sin i'' <ref>Tähtitieteen perusteet, sivu 328, kaava (9.3)</ref> tähden radan isoakselin ja kaltavuuden tulo ''a sin( i)'', ja tähtien massojen suhde. Massojen summaa ei pysty tällä tavoin selvittämään, vaan (m1+m2) sin^3 i<ref>Johdatus tähtitieteeseen, sivu 189</ref>.
Yksiviivaiselle spektroskooppiselle kaksoitähdelle voidaan spektristä laskea vain massafunktio
Rivi 69 ⟶ 57:
*[http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/seminars/sas/spectroscopic.html spectroscopic binaries ]
*[http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro101/java/binary/binary.htm spectroscopic binary applet - ORBITING BINARY STARS Terry Herter]
*[http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html Spectroscopic binaries]
*[http://www.astro.washington.edu/labs/clearinghouse/labs/Spectbin/spectbin.html Orbital Characteristics of Spectroscopic Binaries ]
*[http://lheawww.gsfc.nasa.gov/~corcoran/sb8.html Eighth Catalogue of the Orbital Elements of Spectroscopic Binary Systems]
[[Luokka:Kaksoistähdet]]
| |||