Ero sivun ”Säteisliike” versioiden välillä

548 merkkiä lisätty ,  9 vuotta sitten
ei muokkausyhteenvetoa
(kh)
[[Kuva:Ominaisliike.png|thumb|250px|Tähden säteisliike (R<sub>v</sub>) suhteessa liikkeen muihin komponentteihin.]]
 
'''Säteisliike''' (myös ''säteittäisliike'') on [[tähtitiede|tähtitieteessä]] taivaankappaleen, yleensä tähden liikkeen [[vektori|komponentti]], jonka suunta on joko [[Maa]]ta kohti tai siitä poispäin. SäteisnopeusTällöin mitataanse [[spektrometri]]llä.on [[Tähti|Tähden]]joko säteisnopeustaivaankappaleen voidaanetääntymisnopeus mitata vertaamalla tähden havaittuja [[spektri]]viivoja laboratorio-olosuhteissa mitattuihin tuloksiin{{selvennä}}. 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 sinistätai päätälähestymisnopeus. 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 Dopplerin ilmiön 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. 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.
Tällöin näkymätön tähti heiluttaa vetovoimallaan näkyvää tähteä ja muuttelee
näkyvän tähden säteisnopeutta niin, että näkyvän 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 pinan sykkimisen, aaltoilun ja kiehumisen vaikutuksesta säteisnopeusmittauksiin.
 
{{Tynkä/Tähtitiede}}
31 004

muokkausta