Didumas
© Žinios yra galia
Ptolemėjas ir Almagestas
Pirmą kartą žvaigždžių katalogą, pagrįstą jų šviesumo laipsnio principu, bandė sudaryti graikų astronomas Hiparchas iš Nikėjos II amžiuje prieš Kristų. Tarp daugybės jo darbų (deja, beveik visi yra prarasti) pasirodė "Žvaigždžių katalogas", kuriame yra 850 žvaigždžių, suskirstytų pagal koordinates ir šviesumą, aprašymas. Hiparcho, kuris, be to, atrado precesijos reiškinį, surinkti duomenys buvo parengti ir toliau tobulinami Klaudijaus Ptolemėjaus iš Aleksandrijos (Egiptas) dėka II a. REKLAMA Jis sukūrė fundamentalų opusą "Almagestas" trylikoje knygų. Ptolemėjus surinko visas to meto astronomines žinias, jas klasifikavo ir pateikė prieinama ir suprantama forma. „Almagest“ taip pat įtraukė žvaigždžių katalogą. Jis buvo pagrįstas Hiparcho prieš keturis šimtmečius atliktais stebėjimais. Tačiau Ptolemėjaus „Žvaigždžių kataloge“ jau buvo apie tūkstantis daugiau žvaigždžių.
Taigi, cefeidai pasirodė esantys didžiuliai „šviesos pavyzdžiai“, naudingi matuojant didelius kosminius atstumus. Iš tiesų, jei cefeidai būtų pasiskirstę visoje Visatoje ir visi elgtųsi taip pat, kaip Magelano mažajame debesyje, būtų sukurta saugi sistema, skirta išmatuoti tikrąjį mūsų galaktikos dydį, taip pat atstumus nuo išorinių žvaigždžių grupių. tai.
Naudodamas cefeidus mūsų galaktikoje, Shapley bandė nustatyti jos formą ir dydį. Atlikęs daugybę atstumų ir žvaigždžių spiečių skirtingomis dangaus kryptimis matavimų, jis padarė išvadą, kad mūsų galaktikos forma iš tikrųjų buvo lėta, kaip atrado Herschelis, tačiau Saulės sistema nėra jos centre. Jis taip pat pasiūlė 1000 šviesmečių lemputę, kuri, kaip matysime, yra per didelė.
Ptolemėjo katalogas beveik visur buvo naudojamas tūkstantmetį. Jis žvaigždes suskirstė į šešias klases pagal šviesumo laipsnį: ryškiausios buvo priskirtos pirmai klasei, mažiau ryškios – antrajai ir t.t. Šeštoji klasė apima žvaigždes, kurios vos matomos plika akimi. Sąvoka „dangaus kūnų šviesumas“ arba „žvaigždžių dydis“ ir šiandien vartojamas dangaus kūnų – ne tik žvaigždžių, bet ir ūkų, galaktikų ir kitų dangaus reiškinių – blizgesiui nustatyti.
Kadangi galaktika pasirodė disko formos, astronomai manė, kad ji turės apsisukti aplink savo ašį ir išmatuoti santykinį žvaigždžių judėjimą, kad nustatytų tas, kurios išeina ir kurios artėja prie Žemės. Galiausiai paaiškėjo, kad Saulė ir šalia jos esančios žvaigždės maždaug 240 km per sekundę greičiu juda į Galaktikos centrą, užbaigdamos visą apsisukimą aplink jį maždaug per 200 milijonų metų. Šis laikotarpis gali būti laikomas „galaktiniais metais“. Dabar, kadangi mūsų Saulė kartu su ją supančiomis planetomis gimė maždaug prieš 5 milijardus metų, galime teigti, kad Saulės sistemai galaktika yra maždaug 25 metų amžiaus.
Žvaigždės ryškumas ir vizualinis dydis
Žiūrėti į Žvaigždėtas dangus, galite pastebėti, kad žvaigždės skiriasi savo ryškumu arba tariamu ryškumu. Ryškiausios žvaigždės vadinamos 1-ojo dydžio žvaigždėmis; tos žvaigždės, kurių ryškumas yra 2,5 karto silpnesnis nei 1-ojo dydžio žvaigždės, turi 2-ąjį dydį. Tos iš jų priskiriamos 3 didumo žvaigždėms. kurios yra 2,5 karto silpnesnės už 2-ojo didumo žvaigždes ir kt. Silpniausios plika akimi matomos žvaigždės priskiriamos 6-ojo dydžio žvaigždėms. Reikia atsiminti, kad pavadinimas „žvaigždžių dydis“ nurodo ne žvaigždžių dydį, o tik tariamą jų ryškumą.
Nustačius sukimosi greitį, buvo galima apskaičiuoti galaktikos centro gravitacinę jėgą, taigi ir jo masę. Paaiškėjo, kad Galaktikos masė prilygsta 100 milijardų žvaigždžių, didesnių už Saulę, masei, o kadangi mūsų Saulė yra vidutinio dydžio žvaigždė, buvo padaryta išvada, kad greičiausiai mūsų galaktikoje turi būti apie 100 milijardų žvaigždžių, tūkstantį kartų didesnis nei tas, kurį įvertino Herschelis.
Tuo tarpu skrupulingesnių priemonių dėka galaktikos skersmuo buvo sumažintas iki 000 šviesmečių, o storis – apie 000 šviesmečių. Mūsų Saulė turėjo būti šioje žvaigždžių jūroje, periferinėje, galaktikoje, maždaug tūkstančio šviesmečių atstumu nuo centro.
Iš viso danguje yra 20 ryškiausių žvaigždžių, kurios paprastai vadinamos pirmojo didumo žvaigždėmis. Bet tai nereiškia, kad jie turi tą patį ryškumą. Tiesą sakant, kai kurie iš jų yra šiek tiek ryškesni nei 1-asis dydis, kiti yra šiek tiek blankesni, ir tik vienas iš jų yra lygiai 1-ojo dydžio žvaigždė. Ta pati situacija galioja 2, 3 ir vėlesnių dydžių žvaigždėms. Todėl, norėdami tiksliau nurodyti konkrečios žvaigždės ryškumą, jie naudoja trupmenines vertes. Taigi, pavyzdžiui, tos žvaigždės, kurios savo ryškumu yra viduryje tarp 1 ir 2 dydžių žvaigždžių, laikomos priklausančiomis 1,5 dydžiui. Yra žvaigždžių, kurių dydis yra 1,6; 2,3; 3,4; 5.5 ir kt. Danguje matomos kelios ypač ryškios žvaigždės, kurios savo spindesiu pranoksta 1-ojo dydžio žvaigždžių spindesį. Šioms žvaigždėms nulis ir neigiami dydžiai. Taigi, pavyzdžiui, ryškiausios žvaigždės šiauriniame dangaus pusrutulyje - Vega - yra 0,03 (0,04) dydžio, o ryškiausios žvaigždės - Sirijaus - pietiniame pusrutulyje - minus 1,47 (1,46) ryškiausia žvaigždė Canopus(Kanopusas yra Karinos žvaigždyne. Manoma, kad jo dydis yra minus 0,72, Canopus šviesumas yra didžiausias iš visų žvaigždžių per 700 šviesmečių nuo Saulės. Palyginimui, Sirijus yra tik 22 kartus ryškesnis už mūsų Saulę, tačiau jis yra daug arčiau mūsų nei Canopus. Daugeliui žvaigždžių tarp artimiausių Saulės kaimynų Canopus yra ryškiausia žvaigždė danguje.)
Ankstyvaisiais ką tik pasibaigusio amžiaus metais Visatos vaizdas bus aiškiai nubrėžtas, tačiau jis toli gražu nėra baigtas. Kai kurie kūnai su minkštais kontūrais, vadinami „ūkais“, kurie iš tikrųjų nežinojo, kas jie yra. Tiesą sakant, buvo neįmanoma net žinoti, ar objektai turėtų būti laikomi mūsų galaktikos viduje ar išorėje. Kai kurie astronomai taip pat kėlė abejonių, kad tai buvo žvaigždžių, ty galaktikų, o ne kosminių miltelių rinkinys, kaip daugelis manė ir kaip numano pavadinimas, kuriuo jie buvo priskirti.
Didumas šiuolaikiniame moksle
IN vidurys - 19 d V. anglų astronomas Normanas Pogsonas patobulino nuo Hiparcho ir Ptolemėjo laikų gyvavusį žvaigždžių klasifikavimo būdą, pagrįstą šviesumo principu. Pogsonas atsižvelgė į tai, kad dviejų klasių šviesumo skirtumas yra 2,5 (pavyzdžiui, trečios klasės žvaigždės šviesos intensyvumas yra 2,5 karto didesnis nei ketvirtos klasės žvaigždės). Pogsonas pristatė naują skalę, pagal kurią skirtumas tarp pirmos ir šeštos klasės žvaigždžių yra 100:1 (5 dydžių skirtumas atitinka žvaigždžių ryškumo pokytį 100 kartų). Taigi kiekvienos klasės šviesumo skirtumas yra ne 2,5, o 2,512-1.
Vienas iš šių plačiai paplitusių rūkų buvo sutrumpintas M 31 kosminiuose žemėlapiuose, bet taip pat buvo vadinamas Andromedos ūku, nes yra žvaigždyne, kuris turi tokį pavadinimą. Tada tapo aišku, kad Andromedos ūkas iš tikrųjų yra galaktika.
Netgi kiti ūkai atrodė susikaupę žvaigždžių, kurios pasirodė net didesniu atstumu nei Andromedos galaktika. Taigi, kaip Kantas numatė, Visata buvo apgyvendinta daugybe „salų visatų“, todėl jos matmenys taip pat išsiplėtė iki dešimčių ir šimtų milijonų šviesmečių.
Anglų astronomo sukurta sistema leido išlaikyti esamą skalę (skirstymas į šešias klases), tačiau suteikė maksimalų matematinį tikslumą. Pirmiausia buvo pasirinktas dydžių sistemos nulinis taškas poliarinė žvaigždė, jo dydis pagal Ptolemėjo sistemą buvo nustatytas 2,12. Vėliau, kai paaiškėjo, kad Šiaurinė žvaigždė yra kintamoji žvaigždė, žvaigždės su pastoviomis charakteristikomis buvo sąlyginai priskirtos nulinio taško vaidmeniui. Tobulėjant technologijoms ir įrangai, mokslininkai galėjo tiksliau nustatyti žvaigždžių dydžius: iki dešimtųjų, o vėliau ir iki šimtųjų vienetų.
XX amžiaus ketvirtajame dešimtmetyje galaktikos astronomams pateikė paskalų. Iš pradžių jie atrodė vis mažesni už mūsiškį; Antra, jų atstumų įvertinimas reiškė, kad Visatai tebuvo 2 milijardai metų, o gyvenimas per trumpas ir aiškiai prieštarauja Žemės gyvybei, kuri griežtais metodais buvo įvertinta 4,5 milijardo metų.
Jis, pasinaudodamas išskirtinėmis dangaus sąlygomis Vilsono kalne, kur buvo įrengtas naujasis 100 colių teleskopas, dėl kaimyninio Los Andželo miesto šešėlio, kurį lėmė Japonijos oro invazijos pavojus, sugebėjo gauti puikios kokybės nuotraukų. dangaus. Šios nuotraukos taip pat parodė vidinės žvaigždės Andromedos galaktikos, tų, kurios Hablo nestebėjo.
Ryšys tarp tariamų žvaigždžių dydžių išreiškiamas Pogsono formule: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .
Žvaigždžių, kurių regimasis dydis didesnis nei L, skaičius n
L | n | L | n | L | n |
| 1 | 13 | 8 | 4.2*10 4 | 15 | 3.2*10 7 |
| 2 | 40 | 9 | 1.25*10 5 | 16 | 7.1*10 7 |
| 3 | 100 | 10 | 3.5*10 5 | 17 | 1.5*10 8 |
| 4 | 500 | 11 | 9*10 5 | 18 | 3*10 8 |
| 5 | 1.6*10 3 | 12 | 2.3*10 6 | 19 | 5.5*10 8 |
| 6 | 4.8*10 3 | 13 | 5.7*10 6 | 20 | 10 9 |
| 7 | 1.5*10 4 | 14 | 1.4*10 7 | 21 | 2*10 9 |
Santykinis ir absoliutus dydis
Žvaigždžių dydis, išmatuotas naudojant specialius teleskope sumontuotus instrumentus (fotometrus), parodo, kiek žvaigždės šviesos pasiekia stebėtoją Žemėje. Šviesa nukeliauja atstumą nuo žvaigždės iki mūsų, ir atitinkamai kuo toliau žvaigždė, tuo ji atrodo silpnesnė. Kitaip tariant, tai, kad žvaigždės skiriasi ryškumu, neduoda pilna informacija apie žvaigždę. Labai ryški žvaigždė gali turėti didelį šviesumą, bet būti labai toli, todėl jos dydis yra labai didelis. Siekiant palyginti žvaigždžių ryškumą, neatsižvelgiant į jų atstumą nuo Žemės, buvo pristatyta koncepcija "absoliutus dydis". Norėdami nustatyti absoliutų dydį, turite žinoti atstumą iki žvaigždės. Absoliutus dydis M apibūdina žvaigždės ryškumą 10 parsekų atstumu nuo stebėtojo. (1 parsek = 3,26 šviesmečio.). Ryšys tarp absoliutaus dydžio M, tariamo dydžio m ir atstumo iki žvaigždės R parsekais: M = m + 5 – 5 log R.
Taigi Baade galėjo pastebėti, kad Andromedos galaktikos viduje esančios žvaigždės labai skyrėsi nuo išorinių. Pirmieji buvo raudoni, o išoriniai – mėlyni; Be to, mėlynieji priemiesčių milžinai pasirodė 100 kartų ryškesni už galaktikos centro raudonuosius milžinus.
Naudojant tai, kas buvo laikoma milžinišku dangaus stebėjimo prietaisu, buvo galima atrasti skirtingų struktūrų galaktikų, tačiau jas buvo galima atsekti tik iki dviejų pagrindinių tipų: elipsinių ir spiralinių galaktikų. Kita vertus, jei absoliuti reikšmė buvo neteisinga, ji turėjo būti skaičiuojama iš to atstumo.
Palyginti arti esančių žvaigždžių, nutolusių ne didesniu kaip kelių dešimčių parsekų atstumu, atstumas nustatomas pagal paralaksą jau du šimtus metų žinomu būdu. Šiuo atveju matuojami nereikšmingi žvaigždžių kampiniai poslinkiai, kai jie stebimi iš skirtingų Žemės orbitos taškų, tai yra skirtingu metų laiku. Net ir artimiausių žvaigždžių paralaksai yra mažesni už 1". Paralakso sąvoka siejama su vieno iš pagrindinių astronomijos vienetų pavadinimu - parsekas. Parsekas yra atstumas iki įsivaizduojamos žvaigždės, kurios metinis paralaksas lygus 1".
Viso to išvada buvo ta, kad galaktika, kurioje buvo Cefeidas, turi būti toliau nei skaičiavimai. Trumpai tariant, Visata staiga padvigubino savo matmenis ir problemos, susijusios su klaidingais kosminių atstumų įvertinimais, buvo išspręstos: mūsų galaktika nebuvo didžiausia iš visų, o Visatos amžius tapo daug didesnis, nei buvo gauta iš ankstesnių skaičiavimų. todėl puikiai dera su mūsų Žemės amžiumi. Šiandien mes žinome, kad Visata yra milijoną trilijonų kartų didesnė už mūsų Galaktiką.
Tačiau galaktikų atstumų padvigubinimas neišsprendė Visatos dydžio problemos. Kokiu atstumu galėtumėte stebėti galaktikas? Kokios buvo tikrosios Visatos ribos? Stebėjimai šiuolaikiniais teleskopais parodė, kad galaktikos linkusios telktis kartu, kaip ir žvaigždės. Hierarchiniu mastu matėme, kad žvaigždžių grupė sudaro galaktiką; dabar galima sakyti, kad galaktikų grupė sudaro galaktikų spiečius. Pavyzdžiui, mūsų galaktika priklauso vadinamajai vietinei grupei, kurią sudaro apie dvidešimt galaktikų, įskaitant Andromedą ir du Magelano debesis.
Mieli lankytojai!
Jūsų darbas išjungtas JavaScript. Įjunkite scenarijus savo naršyklėje ir jums atsivers visos svetainės funkcijos!Didumas
Bedimensinis fizikinis dydis, apibūdinantis , sukurtas dangaus objekto šalia stebėtojo. Subjektyviai jo reikšmė suvokiama kaip (y) arba (y). Šiuo atveju vieno šaltinio ryškumas nurodomas lyginant jį su kito, kaip standartiniu, ryškumu. Tokie standartai dažniausiai tarnauja kaip specialiai parinktos fiksuotos žvaigždės. Didumas pirmą kartą buvo įvestas kaip optinių žvaigždžių ryškumo indikatorius, bet vėliau buvo išplėstas į kitus spinduliuotės diapazonus: , . Didumo skalė yra logaritminė, kaip ir decibelų skalė. Didumo skalėje 5 vienetų skirtumas atitinka 100 kartų skirtumą šviesos srautuose iš išmatuotų ir atskaitos šaltinių. Taigi 1 dydžio skirtumas atitinka šviesos srauto santykį 100 1/5 = 2,512 karto. Žymi dydį lotyniška raide "m"(iš lot. magnitudo, dydis) viršutinio kursyvinio indekso pavidalu skaičiaus dešinėje. Didumo skalės kryptis yra atvirkštinė, t.y. Kuo didesnė vertė, tuo silpnesnis objekto blizgesys. Pavyzdžiui, 2 dydžio žvaigždė (2 m) 2512 karto ryškesnė už žvaigždę 3 dydis (3 m) ir 2 512 x 2 512 = 6 310 karto ryškesnis nei 4-ojo dydžio žvaigždė (4 m).Tariamas dydis (m; dažnai vadinamas tiesiog „dydžiu“) nurodo spinduliuotės srautą šalia stebėtojo, t.y. stebimas dangaus šaltinio ryškumas, kuris priklauso ne tik nuo tikrosios objekto spinduliuotės galios, bet ir nuo atstumo iki jo. Matomų dydžių skalė datuojama Hiparcho žvaigždžių kataloge (iki 161 m. a. 126 m. pr. Kr.), kuriame visos akiai matomos žvaigždės pirmiausia buvo suskirstytos į 6 ryškumo klases. Ursa Major's Dipper žvaigždžių stiprumas yra apie 2 m, Vega turi apie 0 m. Ypač ryškūs šviestuvai turi neigiamą dydį: Sirius turi apie -1,5 m(t.y. šviesos srautas iš jos 4 kartus didesnis nei iš Vegos), o Veneros šviesumas kai kuriais momentais beveik siekia -5 m(t.y. šviesos srautas beveik 100 kartų didesnis nei iš Vegos). Pabrėžiame, kad regimąjį dydį galima išmatuoti ir plika akimi, ir teleskopu; tiek regėjimo spektro diapazone, tiek kituose (fotografiniuose, UV, IR). Šiuo atveju „matomas“ (angl. nähtav) reiškia „stebimas“, „akivaizdus“ ir nėra konkrečiai susijęs su žmogaus akimi (žr.:).
Net galaktikų spiečiai yra suskirstyti į aukštesnius vienetus. Galaktikos iš tikrųjų buvo pastebėtos. Pavyzdžiui, mūsų vietinė grupė bus Mergelės supermąstymo dalis. Didesnio nei tokio dydžio tikriausiai neisite. Naujausi stebėjimai parodė, kad galaktikos bus uždarose zonose, kurios riboja didelius tuščius regionus. Kitaip tariant, Visata turi kempinės struktūrą.
Ar iš to išplaukia, kad Visata yra begalinė? Tiesą sakant, čia yra laiko, o ne erdvės apribojimas. Prieš kalbėdami apie tai, pabandysime išsiaiškinti, kaip astronomai padarė tolimesnių galaktikų atstumus taip, kad cefeidų metodas nebetinkamas dėl paprasto fakto, kad tolimose galaktikose nebeįmanoma atskirti pavienių žvaigždžių. Tolesnės galaktikos atrodo kaip migloti debesys ir nieko daugiau.
Absoliutus dydis(M) rodo, kokį regimąjį ryškumą turėtų šviestuvas, jei atstumas iki jo būtų 10 ir jo nebūtų. Taigi absoliutus dydis, priešingai nei matomas, leidžia palyginti tikrąjį dangaus objektų šviesumą (tam tikrame spektriniame diapazone).
Metodas, kuris leistų nustatyti atstumus iki tolimų Visatoje esančių objektų, gimė kiek daugiau nei prieš šimtmetį, kai buvo sukurta nauja dangaus kūnų tyrimo technika, pagrįsta išsamią analizę Sveta. Ši technika vadinama „optine spektroskopija“ ir apima šviesos praleidimą per stiklinę prizmę, kad ją būtų galima atskirti į pagrindines sudedamąsias dalis.
Nuo Niutono laikų žinojome, kad Saulės šviesa, kuri mums atrodo „balta“, iš tikrųjų susideda iš septynių spalvų rinkinio nuo raudonos iki violetinės. Šios spalvos atsirado stiklo šviesai prasiskverbus pro stiklinę prizmę. Ant šio nenutrūkstamo spalvų spektro buvo išdėstyti tūkstančiai tamsių linijų, kurios susidarė, kai šviesa buvo priversta praeiti pro siaurą plyšį prieš kirsdama skaidrią prizmę. Šias linijas pirmasis atrado vokiečių fizikas Josephas Fraunhoferis, tačiau nė vienos iš jų tuo metu nepavyko paaiškinti.
Kalbant apie spektrinius diapazonus, yra daugybė žvaigždžių dydžių sistemų, kurios skiriasi konkretaus matavimo diapazono pasirinkimu. Kai stebima akimi (plika arba per teleskopą), jis matuojamas vizualinis dydis(m v). Remiantis žvaigždės atvaizdu ant įprastos fotografinės plokštelės, gauto be papildomų filtrų, jis matuojamas fotografijos dydis(mP). Kadangi fotografinė emulsija yra jautri mėlyniems spinduliams ir nejautri raudonai, mėlynos žvaigždės fotografijos plokštelėje atrodo ryškesnės (nei atrodo akiai). Tačiau pasitelkus fotografinę plokštelę, naudojant ortochromatinę ir geltoną, vadinamasis fotovizualinio dydžio skalė(m P v), kuris praktiškai sutampa su vaizdiniu. Lyginant šaltinio ryškumą, išmatuotą skirtinguose spektriniuose diapazonuose, galima sužinoti jo spalvą, įvertinti paviršiaus temperatūrą (jei tai žvaigždė) arba (jei tai planeta), nustatyti tarpžvaigždinės šviesos sugerties laipsnį ir kt. svarbias savybes. Todėl buvo sukurti standartiniai, daugiausia nulemti šviesos filtrų pasirinkimo. Populiariausia yra trijų spalvų: ultravioletinė (ultravioletinė), mėlyna (mėlyna) ir geltona (vaizdinė). Tuo pačiu metu geltona diapazonas yra labai artimas fotovizualiniam (B m P v), o mėlyna – į fotografinę (B m P).
Mįslės sprendimas yra Gustavas Robertas Kirchhoffas ir Robertas Wilhelmas Bunsenas, kurie suprato, kad juodos linijos yra ne kas kita, kaip spektre paliktas pėdsakas. cheminiai elementai, esantis ant Saulės. Šios linijos yra ne kas kita, kaip atskirų cheminių elementų paliktas pėdsakas, savotiškas kiekvienam elementui būdingas „pirštų atspaudas“.
Ir atvirkščiai, jei šaltos dujos kerta šviesą, kurią sukuria baltai karštos dujos, ištisiniame spalvų spektre bus suformuotos juodos linijos tiksliai toje pačioje padėtyje kaip ir tų pačių karštų dujų skleidžiamos šviesos linijos. Ir kaip jūs galite gauti Saulės spektrą, lygiai taip pat galite gauti žvaigždžių ir galaktikų spektrą. Šių spektrų tyrimas suteikia informacijos apie kateteryje esančios dujinės medžiagos cheminę sudėtį, temperatūrą ir tankį.
Žvaigždžių dydžio reikšmės tam tikruose diapazonuose („filtrai“) paprastai rašomos taip: m P = 5; V = 11; U = 7,8 ir tt, nenaudojant skaitmens viršutinio indekso m, nes jau aišku, apie kuriuos vienetus kalbame. Kartais tariamasis dydis filtre rašomas taip: m B = 5 arba m V = 8. Paprastai šis žymėjimas naudojamas formulėse, kur, be matomo dydžio, randama ir absoliuti reikšmė, pvz.: M V = m v + 5 - 5 lg r(PC).
Be to, kiek žinome, nustačius šviesos bangos ilgį, atitinkantį spektro eilutes, gaunami reikšmingi duomenys apie žvaigždžių ir galaktikų judėjimą. Pastebėta, kad laboratorinių stebėjimų metu žvaigždžių ir galaktikų spektrinės serijos niekada nebuvo išdėstytos jų užimtoje vietoje tų pačių cheminių elementų, o, matyt, pasislinkusios arba violetinės, arba raudonos dalies link.
Beveik visi astronomai šiandien sutinka, kad šviesos spektro poslinkis atsiranda dėl Doplerio efekto. Visi esame patyrę Doplerio efektą. Kai, pavyzdžiui, sirena paaiškina artėjimą, pastebime, kad tonas tampa vis aštresnis, o tada, kai mus pralenkia ir išeina, jis tampa rimtas. Aštesnis triukšmas kyla trumpomis bangomis, o stiprus – ilgomis bangomis; taigi garso šaltinio, kuris artėja ir tolsta, garsas keičia toną, nes keičia jį sukuriantį bangos ilgį.
Be spektriškai jautrių imtuvų, yra integruoti spinduliuotės imtuvai. Spinduliuotės srautas, susumuotas visuose spektro diapazonuose, duoda bolometrinis dydis(m b arba m bol) ir leidžia (jei žinomas atstumas iki šaltinio ir laipsnis) apskaičiuoti objektą.
