Ero sivun ”Spektroskooppinen kaksoistähti” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
Ei muokkausyhteenvetoa |
|||
Rivi 1:
[[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 21 ⟶ 20:
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 Karttunenn .... Ursan julkaisuja 87, Helsinki 2003, Gummerus Jyväskylä 2003, ISBN 952-9329-30-5, luku 9.3 spektroskooppiset kaksoistähdet, luku 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 kosta tuo tähti on pimenntysmuuttuja, se ei ole spektrin pohjalta havaittu kakosoistähti. Sattumalta tuntuu se, että Zeta1,2 Urase Majoris on ensimmäinen havaittu kaksoistähti.
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 [[spektri]]t päällekkäin<ref>Gunnar Larsson-Leander, Johdatus tähtitieteeseen, Gaudeamus 1975, Toinen korjauttu painos, ISBN 951-662-077-9 nid, -7 sid, 5.6 Kaksoistähdet, sivu 189, Kohta Spektroskooppiset kaksoistähdet</ref>. Näin on Mizarin ja [[Beta Aurigae]]n tapauksessa. Jos toinen tähti on hyvin himmeä, havaitaan vain toisen tähden [[spektriviiva|spektriviivojen]] siirtymistä säännöllisesti. Tämä johtuu siitä, että kirkkaampi tähti hukuttaa himmeämmän valoonsa. Tämän tyyppilnen on [[Alfa Geminorum|Alfa-2 Geminorum]] eli Castor.
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
Viivojaan huojuttavan
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 todettu
== Spektroskooppisten kaksoistähtien laskennalliset ominaisuudet==
| |||