спектральных линий, что может быть обнаружено экспериментально.
Измерение разности уширений спектральных линий позволит решить
обратную задачу: расчет реальной экваториальной скорости астрофи-
зического объекта. Для этого необходимо получить уравнения, связы-
вающие кинематические параметры излучающего вращающегося объ-
екта с величинами, характеризующими изменение формы спектраль-
ных линий.
Спектральный метод определения кинематических параме-
тров удаленного вращающегося астрофизического объекта.
Рас-
смотрим систему координат
X, Y, Z
, в которой измерительный прибор
(датчик) занимает, кроме центрального положения
θ
3
в точке
О
, по-
ложения
θ
1
и
θ
2
(рис. 1). Поскольку известны расстояния
ρ
1
и
ρ
2
между датчиками
θ
1
,
θ
3
и
θ
2
,
θ
3
соответственно и угол
β
между осями
ОР
и
ОХ
, проходящими через точки
θ
1
и
θ
2
(ниже рассмотрен слу-
чай
β
= 90
◦
)
, то можно перейти к системе координат
X, Y, P,
более
удобной для дальнейших расчетов.
Угловое положение астрофизического источника
S
задано углами
ϑ
и
ψ
, отсчитываемыми от оси
О
Y
. Относительное положение спек-
тральных датчиков
θ
1
−
3
и расположенного на расстоянии
d
от цен-
трального датчика
θ
3
вращающегося астрофизического объекта при-
ведено на рис. 1.
Как видно из рис. 1, пространственная ориентация экваториальной
плоскости
α
, изображенной в виде круга радиуса
V
e
, характеризуется
углами
ϕ
1
,
ϕ
2
в сечениях плоскостями
XOY
и
POY
.
Рис. 1. Ориентация экваториальной плоскости
α
удаленного вращающегося
астрофизического объекта
S
относительно спектральных датчиков
θ
1
−
3
ISSN 1812-3368. Вестник МГТУ им. Н.Э. Баумана. Сер. “Естественные науки”. 2006. № 1
15
