Vasiona

и непромењене таласне дужине помножене брзином светлости. Ако ce међутим извор приближава посматрачу растојање ће опадати. И y овоме случају примењује ce ова иста једначина само v r добија предзнак —. Нпр. линија 4000 A померена je за 1 A ка љубичастом крају спектра, звезда нам ce дакле приближава брзином . 300.000, њено v r je према томе —75 Км\сек. aда ce удаљава била би + 75 км[сек. Техника je y главним цртама ова: спектроскоп ce ставља на окуларни крај дурбина са разрезом y равни жиже објектива. У исто време ce сними и спектар сјајне линије неког лабораторијског извора светлости (најчешће гвожђа или титана) и то изнад и испод спектра звезде. Добивени спектрограм ce посматра микроскопом y коме ce микрометром мере положаји звездиних линија односно одстојања ових од лшшја компаративног лабораторијског извора која не показују Доплеров ефекат. Везу између сопственог кретања џ, радијалне брзине v r , и стварног кретања звезде y простору v показује нам скица, на којој je 5 Сунце a Z je звезда која ce y односу на ово креће. Скица je добивена разлагањем стварног кретања звезде y две компоненте, од којих je једнар, нормална на визирву линију, то je сопствено кретање, a друга v r je y правцу визирне линије и то je радијална брзина.

Сопствено кретање, радијална брзина и удаљеност звезда су основни податци за испитивање звезданих кретања. Статистичко изучавање кретања звезда y простору довело je до изванредно важних резултата. Ограничимо ce на звезде y близини Сунца, рецимо на одстојању око 100 парсека од овога. Ha први поглед нам њихова кретања изгледају сасвим неуређена y свим могућим произвољним правцима. Међутим пажљивија изучавања показала су да све ове звезде беже од једне тачке y простору којој стреми Сунце. Тако звезде y сазвежју Херкула и овоме суседним сазвежђима нам ce приближавају, док ce звезде дијаметрално супротних области (Велики Пас) удаљавају од нас. Што ce тиче сопствених кретања ова теже да звезде удаље од Херкула a да их приближе Великом Псу. Из овога ce закључило да ce Сунце помера y односу на звезде његовога суседства и да je ово релативно кретање усмерено ка једној тачки y сазвежђу Херкул која ce назива арекс и чије су екваторске координате 18hl0m, + 30° (за 1950 г). Брзина транслације ка апексу износи 20 кмјсек. До овога резултата ce дошло узимајући звезде y суседству Сунца као један рој y коме ce свака поједина звезда креће y односу на друге звезде. Брзине овог унутрашњег кретања y роју износе неколико десетина километара y секунди. Али рој узет као целина креће ce још и око средишта Галаксије. Ово транслаторно кретање роја усмерено je ка сазвежђу цефеј и открива нам кретање Сунца y односу на звезде које су веома далеко изван његовог суседства; брзине овог крстања достижу 300 кмјсеА. Ротација. С обзиром да ce сва остала небеска тела обрћу y односу на њихову далеку околину, више je но вероватно да и звезде ротирају око осовине која им пролази кроз средиште. У најновије време ово ce узима и као доказано на основу утврђеног проширавања линија y звезданим спектрима. Услед ротације једна половина видљиве површине звезде креће ce ка нама тј. приближава нам ce, a друга ce половина удаљава од нас. Према томе поједине тачке на површини звезде имају, y односу на посматрача, различиту брзину. Стога he светлост коју емитују показивати Доплерово померање линија различите јачине. Целокупан спектар je дакле суперпонирање много појединачних спектара код којих je различито померање линија. Услед овога долази до симетричног проширавања спектралних линија. Ако нам je позната ширина апсорционих емисионих линија,

ВАСИОНА XVII. 1969.2