Ero sivun ”Säteisliike” versioiden välillä

Ei muutosta koossa ,  4 vuotta sitten
p
typo
p (Botti poisti 31 Wikidatan sivulle d:q240105 siirrettyä kielilinkkiä)
p (typo)
 
 
'''Säteisliike''' (myös ''säteittäisliike'') on [[tähtitiede|tähtitieteessä]] taivaankappaleen, yleensä tähden liikkeen [[vektori|komponentti]], jonka suunta on joko [[Maa]]ta kohti tai siitä poispäin. Tällöin se on joko taivaankappaleen etääntymisnopeus tai lähestymisnopeus. Kun myös tähden [[ominaisliike]] tunnetaan, voidaan määrittää tähden todellisen liikkeen nopeus ja suunta [[avaruus (tähtitiede)|avaruudessa]].
Säteisnopeus mitataan [[spektrometri]]llä vertaamalla tähden spektriviivoja levossa olevan aineen spektriin. Tähden spektri muuttuu [[Doppler-ilmiö]]n vaikutuksesta. Karkeasti sanoen voidaan tähden etääntymisen ajatella venyttävän valoaaltoja, lähestymisen painavan niitä ruttuun. Punaiset valoaallot ovat pidempiä kuin siniset.
Jos tähti etääntyy, ovat spektriviivat siirtyneet [[punasiirtymä]]n vaikutuksesta nopeudesta riippuvaisen määrän kohti spektrin punaista päätä. Jos tähti puolestaan lähestyy Maassa olevaa havaitsijaa, siirtyvät spektriviivat vastaavasti kohti spektrin sinistä päätä.
levossa olevan aineen spektriin. Tähden spektri muuttuu [[Doppler-ilmiö]]n vaikutuksesta. Karkeasti sanoen voidaan tähden etääntymisen ajatella venyttävän valoaaltoja, lähestymisen painavan niitä ruttuun. Punaiset valoaallot ovat pidempiä kuin siniset.
Jos tähti etääntyy, ovat spektriviivat siirtyneet [[punasiirtymä]]n vaikutuksesta nopeudesta riippuvaisen määrän kohti spektrin punaista päätä. Jos tähti puolestaan lähestyy Maassa olevaa havaitsijaa, siirtyvät spektriviivat vastaavasti kohti spektrin sinistä päätä.
 
''[[Spektroskooppinen kaksoistähti|Spektroskooppiset kaksoistähdet]]'' ovat [[kaksoistähti]]ä, jotka on havaittu epäsuorasti säteisnopeuden säännöllisen vaihtelun perusteella, komponenttien kiertäessä toisiaan. Tällöin näkymätön tähti heiluttaa vetovoimallaan näkyvää tähteä ja muuttelee näkyvän tähden säteisnopeutta niin, että näkymättömän tähden olemassaolo voidaan päätellä. Vaihtelut ovat tavallisesti useita kilometrejä sekunnissa. Säteisnopeuksista voidaan arvioida komponenttien massat sekä niiden kiertoratojen säde ja [[eksentrisyys]]. Samalla menetelmällä on myös mahdollista havaita [[eksoplaneetta|eksoplaneettoja]] tiettyyn mittaustarkkuuden rajaan asti. Kaukana keskustähdestä oleva kevyt eksoplaneetta on mahdoton havaita säteisnopeusmittauksella. Tämä johtuu muun muassa tähden pinanpinnan sykkimisen, aaltoilun ja kiehumisen vaikutuksesta säteisnopeusmittauksiin.
 
{{Tynkä/Tähtitiede}}
14 767

muokkausta