关于天体视向速度测量介绍

[拼音]：tianti shixiang sudu celiang

[外文]：determination of astronomical radial velocities

天体相对于假想在日心处的观测者的空间速度在视线方向上的分量称为天体的视向速度。根据多普勒原理，天体相对观测者的视向速度为 υ时，其光谱的谱线便有位移Δλ，而且υ=cΔλ/λ0。其中c为光速，Δλ=λ-λ0，λ为位移后实测所得的谱线波长，而λ0为天体视向速度等于零时同一谱线的波长。天体远离观测者时谱线红移；接近观测者时紫移。由此可知，测量谱线的位移量可以求出视向速度。与天体运动速度的其他分量(如自行)的测量相比，用此法测视向速度的特点是，测定的准确度同天体的距离无关，可直接用公里/秒来表示。对于在地球上的观测者所测量的结果，必须改正地球自转和公转的影响。具体测量方法有：

（1）经典方法 在大望远镜的卡塞格林焦点或折轴焦点处，附加分辨能力足够高而稳定的有缝摄谱仪，用它拍摄天体的光谱和比较光谱，在实验室中精确测量和计算出若干条选定谱线的Δλ，再归算出平均的υ。这种方法精度最高可达±0.07公里/秒，一般仅几公里/秒，而且效率很低。到1950年为止，用这种方法测量了15，107个恒星、银河星云和球状星团的视向速度。其中绝大多数星亮于10等。

（2）用物端棱镜和非物端光栅 这类仪器能同时拍摄大片天区中许多天体的光谱，因不存在狭缝所造成的星光损失，所以能提高极限星等。1953年，法国天文学家费伦巴赫采用对某一波长色散为零的直视物端棱镜，解决了多年来未能解决的关键问题──定标问题。他使物端棱镜绕光轴旋转180°，在同一张底片上拍摄同一天区正反两列光谱来加大色散和减小测量误差。其测量精度一般约几公里／秒。用口径 105厘米的望远镜色散度为1300埃/毫米可观测到16等左右的星，误差约百公里/秒量级，适于搜寻类星体等大红移天体。后来有人证明，用不加像场改正透镜的施密特望远镜和普通物端棱镜，按上述方法正反两次拍摄光谱，也能归算出视向速度，精度基本相同。近年来，在大望远镜主焦点或卡塞格林焦点前加非物端光栅，可用零级光谱定标来测量视向速度，效果更好。

（3）用光电视向速度仪 1955年，H.W.巴布科克提出测量晚型星公有吸收线系整体相对位移来确定相对视向速度的想法。1967年，格里芬实现了这一想法。如图所示，在恒星摄谱仪焦点处，放一块按大角星光谱片1:1复制的多缝光阑板，该板上仅在对应于吸收线的位置处透光，板后一小焦比场镜（法布里透镜）把透过的星光会聚在光电倍增管的阴极上，令光谱像相对于缝板沿色散方向移动。显然，当各吸收线与相应光缝重合时，光度计读数为极小。对某恒星，只要精确测出极小时缝板（或光谱像）的位置与对大角星的极小时相应位置的差值，就可求得该星相对于大角星的视向速度。由于同时测量许多谱线，而且对亮星和对暗星用相同的光谱分辨率，加上光电器件的高量子效率，所以采用这种方法比照相法又快又准，极限星等也高得多（用口径5米望远镜，积分时间一刻钟可达14等，视向速度精度1公里/秒）。这种方法的进一步发展，是使用光子计数式电视分光仪配合电子计算机，联机实时对比标准星和未知星的光谱。这个方法的缺点是只能测量晚于F型的恒星。

（4）用偏振方法 1972年，谢尔柯夫斯基在星光光路中装入一偏振度随波长而变的偏振器件，把多普勒频移的测量转变为偏振角的测量。这种方法适用于具有任何光谱特征的天体；由于不受分光仪入射狭缝的限制，可观测暗弱天体，精度达10米／秒，能够探寻其他行星系。

对亮于18等的天体容易直接拍摄照片，并由此测量自行，以研究其空间运动。但因自行太小，观测相隔的时间不长时，测量精度很低。视向速度的测量精度可达到几公里/秒，甚至达1公里/秒，并且与距离无直接关系，因而对研究银河系的运动特性十分重要。星系的视向速度的测量，对宇宙学的研究更为重要。对于双星，由视向速度变化曲线结合其他资料可能解出其子星的质量，这是求恒星质量的极重要的方法。此外，脉动变星的变光原因是通过对比光变曲线和视向速度曲线来确定的。关于恒星自转、气壳运动、气环运动、物质抛射和质量交流的速度，以及新星、超新星、行星状星云等的壳层膨胀速度，都是通过视向速度的测定来了解的。随着视向速度测量精度的日益提高，将有可能测量出恒星和大行星表层的大气活动，如星风、行星风等，而且还可探寻恒星的行星系统。

参考书目

1. K.A.Strand，Basic Astronomical Data，Univ.of Chicago Press，Chicago，1963.