A medida do deslocamento Doppler
observado foi de 0.07 Angstrons o que permitiu calcular a velocidade
tangencial de 1.8 km/s . O valor atualmente aceito para o equador solar
é de 2.0 km/s .
Um segundo conjunto de medidas será
futuramente efetuado utilizando-se um micrômetro filar diretamente
sobre o espectro solar eliminando possíveis fontes de erro .
O espectrógrafo consiste de um
autocolimador tipo Litrow com 1,40 m de distância focal e uma rede de
1200l/mm com 50x50 mm de área útil. A fenda de entrada tem 0,1 mm de
largura e o filme utilizado foi o TP 2415.
O poder de resolução R é a razão
entre o comprimento de onda da região que se trabalha e a menor
distância que se pode perceber as separações das linhas. No caso ,
esta razão é da ordem de 170000 e o espectrógrafo é considerado de
alta resolução.
A figura abaixo mostra a linha do
Hélio (D3) que aparece em emissão na cromosfera solar e não tem
correspondência em absorção , comportamento atípico para as demais
linhas do espectro.
Com a
medida de velocidade obtida , juntamente com as observações de
manchas solares se deslocando sobre o disco , fato este que nos
permite facilmente obter o período de rotação no equador
solar da ordem de 25 dias , pode-se calcular as dimensões
do Sol. Valendo-se do fato de este
ser visto com 0,5 graus angulares no céu , calcula-se a sua distância.
Com o
experimento da balança de Cavendish , que consiste de umas
esferas de chumbo , um fio fino vertical e uma grande dose de
paciência , mede-se a Constante de Gravitação Universal
que nos permite finalmente obter a
massa do Sol.
