Wikipedia

Ero sivun ”Spektroskooppinen kaksoistähti” versioiden välillä

Selaa historiaa interaktiivisesti
[katsottu versio][katsottu versio]
← Vanhempi muutosUudempi muutos →
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
VisuaalinenWikiteksti
Wgn (keskustelu | muokkaukset)
seulojat
8 905 muokkausta
p kh
Rivi 6:
Tähdet ovat niin lähekkäin, tavallisesti alle 0,01" :n päässä toisistaan, ettei niitä havaita kaukoputkella, [[täpläinterferometria]]lla tai [[tähdenpeitto|tähdenpeiton]] avulla. 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.
 
Spektroskooppinen kaksoistähti saattaa olla [[pimennysmuuttuja]], muttei läheskään aina. Jotkut spektroskooppiset kaksoitähdetkaksoistähdet on onnistuttu todentamaan tarkemmilla kaukoputkihavainnoilla [[visuaalinen kaksoistähti|visuaalisiksi kaksoistähdiksi]].
Monet niin sanotuista [[eksoplaneetta|eksoplaneetoista]] on havaittu spektrometrillä niin kuin spektroskooppiset kaksoistähdetkin.
 
Rivi 13:
[[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 himmämmänhimmeämmän 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|&zeta;1 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 pimenntysmuuttujapimennysmuuttuja, se ei ole spektrin pohjalta havaittu kakosoistähtikaksoistähti. Sattumalta tuntuu se, että Zeta1,2 Ursae Majoris on ensimmäinen havaittu kaksoistähti.
 
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.
Rivi 34:
| Tekijä = | Tiedostomuoto = | Selite = | Julkaisu = | Ajankohta = | Julkaisija = Turun yliopisto| Viitattu = 16.12.2013}}</ref>
 
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 kaltavuudenkaltevuuden tulo ''a sin( i)'', ja tähtien massojen suhde. Massojen summaa ei pysty tällä tavoin selvittämään, vaan <math>\scriptstyle (m_1+m_2)\sin^3{i}</math><ref>Johdatus tähtitieteeseen, sivu 189</ref>.
 
Yksiviivaiselle spektroskooppiselle kaksoitähdellekaksoistähdelle voidaan spektristä laskea vain massafunktio
 
<math>f(m_1) = \frac{m_2^3}{m_1+m_2}\sin^3{i},</math>
Noudettu kohteesta ”https://fi.wikipedia.org/wiki/Spektroskooppinen_kaksoistähti”