Vasiona

Сопствено крета&е je привидно кретање звезде на небеској лопти проузроковано стварним крстањем звезде y простору и кретањем Сунца. Кретање Сунца, y коме учествује цео планетни систем па са овим и Земља са местом на коме je посматрач, има за последицу привидно померање звезде на небеској лопти. Међутим привидно дневно кретање звезде изазвано ротацијом Земље не означава ce као њено сопствено кретање, јер при овоме све звезде задржавају непромењен међусобни положај. Сопствено кретање ce изражава лучним секундама за 1 годину или 1 столеће. Овај угловни износ опада уколико je удаљеност звезда већа. Сопствена кретања су y опште врло малог износа. Досада je нађено свега 20 звезда чије сопствено кретање прелази 3" за 1 годину; највеће сопствено кретање, 10".25 за 1 годину, има Барнардова звезда y сасвежђу Офиуха (9.7 привидне величине, на удаљености 1.8 парсека, са паралаксом 0".544 и координатама за 1900.0 17h 53m и + 4°.4). Сопствено кретање звезда видл>ивих голим оком износи свега неколико хиљадитих једне лучне секунде или, знатно ређе, неколико стотих једне секунде y 1 години. Сопствено кретање звезда ce одређује упоређивањем њихових ректасцензија и деклинација каталогизираних са довољно великим временским размацима. Добивене промене координата треба при томе кориговати због привидних померања звезда проузрокованих прецесијом и другим кретањима Земље. Luyten и сарадници измерили су већа сопствена кретања за неколико хиљада звезда упоређивањем положаја ових на два снимка истога предела неба начињеним y разна времена. Овакво упоређивање ce изводи релативно једноставно и брзо, јер изузев паралаксе остали елементи (прецесија, аберација итд) скоро су увек исти y једној малој области неба. Две фотографске плоче стављају ce y т. зв. блинкмикроскоп или стереокомпаратор, тако да ce ликови одговарајућих звезда суперпонирају. Апаратура je тако подешена да ce обадва снимка наизменично y брзом току гледају кроз исти окулар. Ако ce звезде снимљене области нису приметно помериле, y интервалу између обадва снимања, положаји звезда y обадва снимка ce поклапају т.ј. звезде мирују, међутим ако ce нека звезда y међувремену померила y односу на неку другу звезду добија ce утисак прескакања те звезде y једном и другом правцу, што одмах упада y очи и тада ce то прескакање мери. Из излагања ce види да ce сопствено кретање нама претставља као угловно. Велика сопствена кретања могу потицати или од стварно брзог кретања звезде или што je звезда ближа од осталих или и од једне и од друге ствари што je баш случај са Барнардовом звездом. Исто тако наглашавамо да ce сопствено кретање односи само на онај део правог кретања звезде који je трансверзалан на визирну линију. Радијална брзина je компонента кретања звезде која лежи y правцу визирне линије, тј. линије повучене од посматрача ка звезди. Ова ce компонента састоји од две фракције, једне проузроковане правим кретањем звезде y простору и друге изазване кретањем посматрача, услед Земљине ротације и њене револуције око Сунца, као и кретањем Сунца y простору заједно са целокупним планетским системом. Да би ce добила чиста радијална брзина, морају ce измерене вредности издвојити од ефеката који потичу од кретања посматрача. Принцип одређивања радијалне брзине почива на Доплеровом ефекту, тј. померању спектралних линија y вези са променама растојања између посматрача и звезде. Радијална брзина je позитивна ако ce звезда удаљава од посматрача a негативна je ако ce звезда приближава посматрачу. Права радијална брзина заједно са стварним сопственим кретањем изражени y линеарној мери н.пр. y km/sek даје брзину кретања звезде y простору. Од звезда код којих су могле бити измерене радијалне брзине, 60% имају радијалну брзину 20 km/sek. Две највеће до сада израчунате радијалне брзине износе 405 и + 536 km/sek. Радијална брзина ce мери спектрографом и оснива ce на Доплеровом ефекту. Принцип овога je следећи. Узмимо да некакав светлосни извор емитује зрачење таласне дужине X. Периода светлосних вибрација je Х/с где je с брзина светлости. Ако ce извор удаљава од посматрача брзином v r , растојање између извора и посматрача ~Kv r ће расти, за време једне периоде, за износ . Према томе за посматрача све ћесе с \v r Д X одигравати као да je таласна дужина порасла за исти износ ДХ = односно v r = —— с с X или речима: радијална брзина je равна количнику између прираштаја таласне дужине

ВАСИОНА XVII. 1969. 2