17.4: Kutumia Spectra kupima Radius Stellar, Muundo, na Mwendo

Malengo ya kujifunza

Mwishoni mwa sehemu hii, utaweza:

• Kuelewa jinsi wanaastronomia wanaweza kujifunza kuhusu radius na muundo wa nyota kwa kusoma wigo wake
• Eleza jinsi wanaastronomia wanaweza kupima mwendo na mzunguko wa nyota kwa kutumia athari ya Doppler
• Eleza mwendo sahihi wa nyota na jinsi inavyohusiana na kasi ya anga ya nyota

Kuchambua wigo wa nyota kunaweza kutufundisha kila aina ya vitu pamoja na joto lake. Tunaweza kupima kemikali yake ya kina pamoja na shinikizo katika anga yake. Kutoka shinikizo, tunapata dalili kuhusu ukubwa wake. Tunaweza pia kupima mwendo wake kuelekea au mbali na sisi na kukadiria mzunguko wake.

Dalili za Ukubwa wa Nyota

Kama tutakavyoona katika The Stars: Sensa ya Mbinguni, nyota zinakuja kwa ukubwa wa aina mbalimbali. Katika vipindi vingine katika maisha yao, nyota zinaweza kupanuka kwa vipimo vikubwa. Nyota za ukubwa wa kuenea huitwa giants. Kwa bahati nzuri kwa mwanaastronomia, spectra ya stellar inaweza kutumika kutofautisha makubwa kutoka nyota zinazoendesha-ya-kinu (kama vile Jua letu).

Tuseme unataka kuamua kama nyota ni kubwa. Nyota kubwa ina photosphere kubwa, iliyopanuliwa. Kwa sababu ni kubwa mno, atomi za nyota kubwa zinaenea juu ya kiasi kikubwa, maana yake wiani wa chembe katika photosphere ya nyota ni ndogo. Matokeo yake, shinikizo katika photosphere ya nyota kubwa pia ni ndogo. Shinikizo hili la chini huathiri wigo kwa njia mbili. Kwanza, nyota yenye photosphere ya chini ya shinikizo inaonyesha mistari nyembamba ya spectral kuliko nyota ya joto sawa na photosphere ya juu-shinikizo (Kielelezo\(\PageIndex{1}\)). Tofauti ni kubwa ya kutosha kwamba utafiti wa makini wa spectra unaweza kuwaambia ni ipi kati ya nyota mbili kwenye joto sawa lina shinikizo la juu (na hivyo linasisitizwa zaidi) na ambalo lina shinikizo la chini (na hivyo lazima liongezwe). Athari hii inatokana na migongano kati ya chembe katika photosphere ya nyota—migongano zaidi husababisha mistari pana ya spectral. Migongano itakuwa, bila shaka, kuwa mara kwa mara zaidi katika mazingira ya juu-wiani. Fikiria juu yake kama migongano ya trafiki-kuna uwezekano mkubwa zaidi wakati wa saa ya kukimbilia, wakati wiani wa magari ni juu.

Pili, atomi nyingi zina ionized katika nyota kubwa kuliko katika nyota kama Jua yenye halijoto ileile. Ionization ya atomi katika tabaka za nje za nyota husababishwa hasa na fotoni, na kiasi cha nishati kinachobebwa na fotoni kinatambuliwa na halijoto. Lakini muda gani atomi kukaa ionized inategemea sehemu juu ya shinikizo. Ikilinganishwa na kile kinachotokea katika Jua (pamoja na photosphere yake yenye mnene kiasi), atomi ionized katika photosphere ya nyota kubwa ni chini ya uwezekano wa kupita karibu kutosha elektroni kuingiliana na kuchanganya na moja au zaidi ya hizo, na hivyo kuwa neutral tena. Atomi za ionized, kama tulivyojadiliwa hapo awali, zina spectra tofauti kutoka kwa atomi ambazo hazipatikani.

Kielelezo\(\PageIndex{1}\): Mistari ya Spectral. Takwimu hii inaonyesha tofauti moja katika mistari ya spectral kutoka nyota za joto sawa lakini shinikizo tofauti. Nyota kubwa yenye photosphere yenye shinikizo la chini sana inaonyesha mistari nyembamba ya spectral (chini), ambapo nyota ndogo yenye photosphere ya juu-shinikizo inaonyesha mistari pana ya spectral (juu).

Wengi wa Elements

Mistari ya ngozi ya wengi wa vipengele vya kemikali inayojulikana sasa imetambuliwa katika spectra ya Jua na nyota. Ikiwa tunaona mistari ya chuma katika wigo wa nyota, kwa mfano, basi tunajua mara moja kwamba nyota lazima iwe na chuma.

Kumbuka kuwa ukosefu wa mistari ya spectral ya kipengele haimaanishi kwamba kipengele yenyewe haipo. Kama tulivyoona, halijoto na shinikizo katika angahewa ya nyota zitaamua ni aina gani za atomi zinazoweza kuzalisha mistari ya kunyonya. Tu ikiwa hali ya kimwili katika photosphere ya nyota ni kwamba mistari ya kipengele inapaswa (kulingana na mahesabu) kuwa pale tunaweza kuhitimisha kuwa ukosefu wa mistari ya spectral inayoonekana ina maana ya wingi mdogo wa kipengele.

Tuseme nyota mbili zina joto sawa na shinikizo, lakini mistari ya, kusema, sodiamu ni nguvu katika moja kuliko nyingine. Mistari yenye nguvu inamaanisha kuwa kuna atomi zaidi katika photosphere ya stellar inayochukua mwanga. Kwa hiyo, tunajua mara moja kwamba nyota yenye mistari yenye nguvu ya sodiamu ina sodiamu zaidi. Mahesabu mazuri yanahitajika kuamua ni kiasi gani zaidi, lakini mahesabu hayo yanaweza kufanywa kwa kipengele chochote kilichoonekana katika nyota yoyote na joto na shinikizo lolote.

Bila shaka, vitabu vya astronomia kama vile vyetu daima hufanya mambo haya iwe rahisi zaidi kuliko ilivyo kweli. Kama ukiangalia spectra stellar kama vile wale\(17.3.3\) katika Kielelezo katika Sehemu ya 17.3, unaweza kupata baadhi ya hisia kwa jinsi ngumu ni kufafanua yote ya habari zilizomo katika maelfu ya mistari ngozi. Kwanza kabisa, imechukua miaka mingi ya kazi ya maabara ya makini duniani ili kuamua wavelengths sahihi ambayo gesi za moto za kila kipengele zina mistari yao ya spectral. Vitabu vya muda mrefu na hifadhidata za kompyuta zimeandaliwa ili kuonyesha mistari ya kila elementi inayoweza kuonekana katika kila joto. Pili, spectra stellar kawaida kuwa na mistari mingi kutoka idadi ya vipengele, na ni lazima kuwa makini na aina yao nje kwa usahihi. Wakati mwingine asili haifai, na mistari ya vipengele tofauti ina wavelengths zinazofanana, na hivyo kuongeza mchanganyiko. Na tatu, kama tulivyoona katika sura ya Mionzi na Spectra, mwendo wa nyota unaweza kubadilisha wavelength iliyoonekana ya kila mstari. Kwa hivyo, wavelengths zilizoonekana haziwezi kufanana na vipimo vya maabara hasa. Katika mazoezi, kuchambua spectra ya stellar ni kazi inayohitajika, wakati mwingine yenye kuvunja moyo ambayo inahitaji mafunzo na ujuzi.

Uchunguzi wa spectra ya stellar umeonyesha kwamba hidrojeni hufanya juu ya robo tatu ya wingi wa nyota nyingi. Heliamu ni elementi tele ya pili kabisa, inayounda karibu robo ya masi ya nyota. Kwa pamoja, hidrojeni na heli hufanya kutoka 96 hadi 99% za masi; katika baadhi ya nyota, zina kiasi cha zaidi ya 99.9%. Miongoni mwa 4% au chini ya “elementi nzito”, oksijeni, kaboni, neon, chuma, nitrojeni, silicon, magnesiamu, na sulfuri ni kati ya wingi zaidi. Kwa ujumla, lakini si mara kwa mara, mambo ya uzito wa chini ya atomiki ni mengi zaidi kuliko yale ya uzito wa atomiki ya juu.

Angalia kwa makini orodha ya vipengele katika aya iliyotangulia. Mbili kati ya tele zaidi ni hidrojeni na oksijeni (ambazo hufanya maji); ongeza kaboni na nitrojeni na unaanza kuandika dawa ya kemia ya mwanafunzi wa astronomia. Sisi ni alifanya ya mambo ambayo ni ya kawaida katika ulimwengu - tu mchanganyiko pamoja katika mfumo mbali zaidi ya kisasa (na mazingira mengi baridi) kuliko katika nyota.

Kama tulivyotaja katika sehemu ya The Spectra of Stars (and Brown Dwarfs), wanaastronomia hutumia neno “metali” kutaja elementi zote nzito kuliko hidrojeni na heliamu. Sehemu ya masi ya nyota inayojumuisha elementi hizi inajulikana kama metali ya nyota. Metallicity ya Jua, kwa mfano, ni 0.02, tangu 2% ya molekuli ya Jua hufanywa kwa vipengele nzito kuliko heliamu.

Kiambatisho K kinataja jinsi kawaida kila elementi ilivyo katika ulimwengu (ikilinganishwa na hidrojeni); makadirio haya yanategemea hasa uchunguzi wa Jua, ambayo ni nyota ya kawaida. Baadhi ya mambo machache sana, hata hivyo, hayajaonekana katika Jua. Makadirio ya kiasi cha mambo haya katika ulimwengu ni msingi wa vipimo vya maabara ya wingi wao katika meteorites primitive, ambayo ni kuchukuliwa mwakilishi wa nyenzo unaltered kufupishwa kutoka nebula ya jua (angalia Sampuli za Cosmic na Mwanzo wa mfumo wa jua sura).

Radial Velocity

Tunapopima wigo wa nyota, tunaamua urefu wa kila mstari wake. Ikiwa nyota haitembei kwa heshima ya Jua, basi wavelength inayoendana na kila elementi itakuwa sawa na yale tunayoyapima katika maabara hapa duniani. Lakini kama nyota zinatembea kuelekea au mbali na sisi, ni lazima tuchunguze athari ya Doppler. Tunapaswa kuona mistari yote ya spectral ya nyota zinazohamia zimebadilishwa kuelekea mwisho wa nyekundu wa wigo ikiwa nyota inaondoka kwetu, au kuelekea mwisho wa bluu (violet) ikiwa inahamia kwetu (Kielelezo\(\PageIndex{2}\)). Kuhama zaidi, kasi nyota inahamia. Mwendo huo, pamoja na mstari wa kuona kati ya nyota na mwangalizi, huitwa kasi ya radial na kwa kawaida hupimwa kwa kilomita kwa pili.

Kielelezo\(\PageIndex{2}\): Doppler-Transfed Stars. Wakati mistari ya spectral ya nyota inayohamia inabadilika kuelekea mwisho wa nyekundu wa wigo, tunajua kwamba nyota inaondoka kwetu. Ikiwa zinaelekea upande wa buluu, nyota inaelekea kwetu.

William Huggins, pioneering tena, katika 1868 alifanya kwanza radial kasi uamuzi wa nyota. Aliona mabadiliko ya Doppler katika moja ya mistari ya hidrojeni katika wigo wa Sirius na kugundua kwamba nyota hii inaelekea mfumo wa jua. Leo, kasi ya radial inaweza kupimwa kwa nyota yoyote mkali wa kutosha kwa wigo wake kuzingatiwa. Kama tutakavyoona katika The Stars: Sensa ya Mbinguni, vipimo vya kasi ya radial ya nyota mbili ni muhimu katika kupata raia wa stellar.

Mwendo sahihi

Kuna aina nyingine ya nyota zinazoweza kuwa nazo ambazo haziwezi kugunduliwa kwa spectra ya nyota. Tofauti na mwendo radial, ambayo ni pamoja na mstari wetu wa kuona (yaani, kuelekea au mbali na Dunia), mwendo huu, unaoitwa mwendo sahihi, ni transverse: yaani, katika mstari wetu wa kuona. Tunaona kama mabadiliko katika nafasi za jamaa za nyota kwenye nyanja ya mbinguni (Kielelezo\(\PageIndex{3}\)). Mabadiliko haya ni polepole sana. Hata nyota yenye mwendo mkubwa kabisa huchukua miaka 200 kubadilisha msimamo wake angani kwa kiasi sawa na upana wa Mwezi kamili, na mwendo wa nyota nyingine ni ndogo bado.

Kielelezo Kubwa sahihi Motion. Picha tatu za nyota ya Barnard, nyota yenye mwendo mkubwa zaidi inayojulikana, zinaonyesha jinsi nyota hii yenye kukata tamaa imehamia katika kipindi cha miaka 20.

Kwa sababu hii, kwa macho yetu ya uchi, hatuoni mabadiliko yoyote katika nafasi za nyota mkali wakati wa maisha ya mwanadamu. Ikiwa tunaweza kuishi kwa muda mrefu, hata hivyo, mabadiliko yatakuwa dhahiri. Kwa mfano, miaka 50,000 tangu sasa, waangalizi wa dunia watapata kushughulikia kwa Big Dipper bila shaka zaidi kuliko ilivyo sasa (Kielelezo\(\PageIndex{4}\)).

Kielelezo\(\PageIndex{4}\): Mabadiliko katika Big Dipper. Takwimu hii inaonyesha mabadiliko katika kuonekana kwa Big Dipper kutokana na mwendo sahihi wa nyota zaidi ya miaka 100,000.

Tunapima mwendo sahihi wa nyota katika arcseconds (1/3600 ya shahada) kwa mwaka. Hiyo ni kipimo cha mwendo sahihi kinatuambia tu kwa kiasi gani cha angle nyota imebadilisha msimamo wake kwenye nyanja ya mbinguni. Ikiwa nyota mbili kwa umbali tofauti zinahamia kwa kasi sawa kwa mstari wetu wa kuona, karibu ataonyesha mabadiliko makubwa katika nafasi yake kwenye nyanja ya mbinguni wakati wa mwaka. Kama mfano, fikiria umesimama upande wa barabara kuu. Cars itaonekana whiz zamani wewe. Ikiwa utaangalia trafiki kutoka kwenye hatua ya maili nusu mbali, magari yatasonga polepole zaidi kwenye uwanja wako wa maono. Ili kubadilisha mwendo huu wa angular kwa kasi, tunahitaji kujua ni umbali gani nyota ilivyo mbali.

Kujua kweli nafasi kasi ya nyota-yaani, kasi yake ya jumla na mwelekeo ambayo ni kusonga kwa njia ya nafasi jamaa na jua-ni lazima kujua kasi yake radial, mwendo sahihi, na umbali (Kielelezo\(\PageIndex{5}\)). Kasi ya angani ya nyota inaweza pia, baada ya muda, kusababisha umbali wake kutoka Jua kubadilika kwa kiasi kikubwa. Zaidi ya miaka elfu kadhaa, mabadiliko haya yanaweza kuwa makubwa ya kutosha kuathiri mwangaza wa nyota zilizo karibu. Leo hii, Sirius, katika kundinyota Canis Meja (Mbwa Mkubwa) ni nyota angavu zaidi angani, lakini miaka 100,000 iliyopita, nyota Canopus katika kundinyota Carina (Keel) ilikuwa moja angavu zaidi. Miaka zaidi ya 200,000 tangu sasa, Sirius atakuwa ameondoka na kufifia kiasi fulani, na Vega, nyota angavu ya bluu huko Lyra, itachukua nafasi yake ya heshima kama nyota angavu zaidi mbinguni duniani.

Kielelezo\(\PageIndex{5}\): Nafasi kasi na Sahihi Motion. Takwimu hii inaonyesha kasi ya kweli ya nafasi ya nyota. Kasi ya radial ni sehemu ya kasi ya nafasi iliyopangwa kando ya mstari wa kuona kutoka Jua hadi nyota. Upeo wa kasi ni sehemu ya kasi ya nafasi iliyopangwa mbinguni. Nini wanaastronomia kupima ni mwendo sahihi (μ), ambayo ni mabadiliko katika mwelekeo dhahiri juu ya anga kipimo katika sehemu ndogo ya shahada. Ili kubadilisha mabadiliko haya kwa kasi kwa kasi, sema, kilomita kwa pili, ni muhimu pia kujua umbali (d) kutoka Jua hadi nyota.

Mzunguko

Pia tunaweza kutumia athari ya Doppler kupima jinsi nyota inavyozunguka haraka. Ikiwa kitu kinazunguka, basi pande moja ya pande zake inakaribia wakati mwingine inapungua (isipokuwa mhimili wake wa mzunguko hutokea kuelekezwa hasa kwetu). Hii ni wazi kwa Jua au sayari; tunaweza kuchunguza mwanga kutoka kwa makali ya karibu au ya kupungua kwa vitu hivi vya karibu na kupima moja kwa moja mabadiliko ya Doppler yanayotokana na mzunguko.

Nyota, hata hivyo, ziko mbali sana kwamba wote huonekana kama pointi zisizotatuliwa. Bora tunaweza kufanya ni kuchambua nuru kutoka nyota nzima mara moja. Kutokana na athari ya Doppler, mistari katika nuru inayotoka upande wa nyota inayozunguka kuelekea kwetu hubadilishwa kuwa wavelengths fupi na mistari katika nuru kutoka makali kinyume cha nyota hubadilishwa kuwa wavelengths ndefu. Unaweza kufikiria kila mstari wa spectral tunayoona kama jumla au sehemu ya mistari ya spectral inayotoka kwa kasi tofauti kwa heshima yetu. Kila hatua kwenye nyota ina mabadiliko yake ya Doppler, hivyo mstari wa ngozi tunaoona kutoka nyota nzima ni kweli pana sana kuliko ingekuwa kama nyota haikupokezana. Ikiwa nyota inazunguka haraka, kutakuwa na kuenea zaidi kwa mabadiliko ya Doppler na mistari yake yote ya spectral inapaswa kuwa pana kabisa. Kwa kweli, wanaastronomia huita mstari huu wa athari kupanua, na kiasi cha kupanua kinaweza kutuambia kasi ambayo nyota huzunguka (Kielelezo\(\PageIndex{6}\)).

Kielelezo\(\PageIndex{6}\): Kutumia Spectrum Kuamua Stellar Mzunguko. Nyota inayozunguka itaonyesha mistari pana ya spectral kuliko nyota isiyozunguka.

Mipangilio ya upana wa mistari ya spectral inaonyesha kwamba nyota nyingi huzunguka kwa kasi zaidi kuliko Jua, na baadhi ya vipindi vya chini ya siku! Hizi rotators haraka spin kwa kasi kwamba maumbo yao ni “flattened” katika kile tunachokiita oblate spheroids. Mfano wa hili ni nyota Vega inayozunguka mara moja kila masaa 12.5. Mzunguko wa Vega hupiga sura yake kiasi kwamba kipenyo chake kwenye equator ni 23% pana kuliko kipenyo chake kwenye miti (Kielelezo\(\PageIndex{7}\)). Jua, pamoja na kipindi chake cha mzunguko wa mwezi, huzunguka polepole. Uchunguzi umeonyesha ya kwamba nyota hupungua kasi yao ya kuzunguka kadiri zinavyokuwa na umri. Nyota vijana huzunguka haraka sana, na vipindi vya mzunguko wa siku au chini. Nyota za zamani sana zinaweza kuwa na vipindi vya mzunguko wa miezi kadhaa.

Kielelezo\(\PageIndex{7}\): Kulinganisha Stars zinazozunguka. Mfano huu unalinganisha nyota inayozunguka kwa kasi zaidi Altair na Sun inayozunguka polepole.

Kama unavyoona, spectroscopy ni mbinu yenye nguvu sana ambayo inatusaidia kujifunza kila aina ya habari kuhusu nyota ambazo hatukuweza kukusanya njia nyingine yoyote. Tutaona katika sura za baadaye kwamba mbinu hizi zinaweza pia kutufundisha kuhusu galaxi, ambazo ni vitu vya mbali ambavyo tunaweza kuona. Bila spectroscopy, tungependa kujua karibu na chochote kuhusu ulimwengu zaidi ya mfumo wa jua.

ASTRONOMIA NA UHISANI

Katika historia ya astronomia, michango kutoka kwa watunza matajiri wa sayansi imefanya tofauti kubwa katika kujenga vyombo vipya na kufanya miradi ya utafiti wa muda mrefu. Mradi wa uainishaji wa stellar wa Edward Pickering, ambao ulikuwa unyoosha zaidi ya miongo kadhaa, uliwezekana kwa michango mikubwa kutoka kwa Anna Draper. Alikuwa mjane wa Henry Draper, daktari ambaye alikuwa mmoja wa astronomers amateur wengi kukamilika katika karne ya kumi na tisa na mtu wa kwanza kwa mafanikio kupiga picha wigo wa nyota. Anna Draper alitoa dola laki kadhaa kwa Harvard Observatory. Matokeo yake, utafiti mkubwa wa spectroscopic bado unajulikana kama Henry Draper Memorial, na nyota nyingi bado zinajulikana kwa namba zao za “HD” katika orodha hiyo (kama vile HD 209458).

Katika miaka ya 1870, wajenzi wa piano wa eccentric na mfanyabiashara wa mali isiyohamishika James Lick (Kielelezo\(\PageIndex{8}\)) aliamua kuondoka baadhi ya bahati yake kujenga darubini kubwa duniani. Wakati, mwaka wa 1887, gati ya nyumba ya darubini ilikamilika, mwili wa Lick uliingizwa ndani yake. Juu ya msingi iliongezeka refractor 36-inch, ambayo kwa miaka mingi ilikuwa chombo kuu katika Lick Observatory karibu na San Jose.

Kielelezo\(\PageIndex{8}\): Henry Draper (1837—1882) na James Lick (1796—1876). (a) Draper anasimama karibu na darubini inayotumiwa kupiga picha. Baada ya kifo chake, mjane wake alifadhili kazi zaidi ya astronomia kwa jina lake. (b) Lick alikuwa mfadhili ambaye alitoa fedha za kujenga refractor 36-inch si tu kama kumbukumbu kwake mwenyewe lakini pia kusaidia katika utafiti zaidi wa astronomical.

Darubini ya Lick ilibakia kuwa kubwa zaidi duniani hadi mwaka 1897, wakati George Ellery Hale alimshawishi mamilionea wa reli Charles Yerkes kufadhili ujenzi wa darubini ya inchi 40 karibu na Chicago. Hivi karibuni, Howard Keck, ambaye familia yake ilifanya bahati yake katika sekta ya mafuta, alitoa dola milioni 70 kutoka msingi wa familia yake kwa Taasisi ya Teknolojia ya California ili kusaidia kujenga darubini kubwa zaidi duniani juu ya kilele cha miguu 14,000 cha Mauna Kea huko Hawaii (angalia sura juu ya Vyombo vya Astronomical ili kujifunza zaidi kuhusu darubini hizi). Foundation ya Keck ilifurahi sana na kile kinachoitwa sasa darubini ya Keck kiasi kwamba walitoa dola milioni 74 zaidi kujenga Keck II, mtafakari mwingine wa mita 10 kwenye kilele hicho cha volkeno.

Sasa, kama yeyote kati yenu kuwa mamilionea au mabilionea, na astronomia imesababisha maslahi yenu, weka chombo cha angani au mradi katika akili unapopanga mpango wa mali yako. Lakini kwa kweli, uhisani binafsi haukuweza kuunga mkono biashara kamili ya utafiti wa kisayansi katika astronomia. Mengi ya utafutaji wetu wa ulimwengu unafadhiliwa na mashirika ya shirikisho kama vile National Science Foundation na NASA nchini Marekani, na na mashirika sawa ya serikali katika nchi nyingine. Kwa njia hii, sisi sote, kupitia sehemu ndogo sana ya dola zetu za kodi, ni wahisani wa astronomia.

Muhtasari

Spectra ya nyota za halijoto ileile lakini shinikizo tofauti za anga zina tofauti za hila, hivyo spectra inaweza kutumika kuamua kama nyota ina radius kubwa na shinikizo la chini la angahewa (nyota kubwa) au radius ndogo na shinikizo la juu la angahewa. Spectra ya stellar pia inaweza kutumika kuamua kemikali ya nyota; hidrojeni na heliamu hufanya zaidi ya masi ya nyota zote. Vipimo vya mabadiliko ya mstari zinazozalishwa na athari ya Doppler zinaonyesha kasi ya radial ya nyota. Kupanua kwa mistari ya spectral na athari ya Doppler ni kipimo cha kasi ya mzunguko. Nyota pia inaweza kuonyesha mwendo sahihi, kutokana na sehemu ya kasi ya angani ya nyota kwenye mstari wa kuona.

faharasa

kubwa

nyota ya ukubwa wa chumvi na photosphere kubwa, iliyopanuliwa

mwendo sahihi

mabadiliko angular kwa mwaka katika mwelekeo wa nyota kama inavyoonekana kutoka Sun

kasi ya radial

mwendo kuelekea au mbali na mwangalizi; sehemu ya kasi ya jamaa ambayo iko katika mstari wa kuona

kasi ya nafasi

jumla (tatu-dimensional) kasi na mwelekeo ambao kitu kinahamia kupitia nafasi inayohusiana na Jua