Ce projet consiste à faire le spectre en moyenne ou haute résolution d'étoiles à forte vitesses radiales et montrer ainsi les différences. Pour cela, voir la liste dans l'article http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1999ASPC..185..383U&db_key=AST (copie sur ce site).
Exemple: HD182572 (dans la constellation de l'aigle) s'approche de nous à 100.4km/sec tandis que HD37160 (Orion) s'éloigne à la vitesse de 99.0km/sec ou HD39364 (Lièvre) s'éloigne à la vitesse de 100.2km/sec. Des décalages très faciles à détecter avec un Lhires III pour ces étoiles de type G5IV et de magnitude proche de 5!!!
Selon le mail de Coralie Neiner sur la liste Spectro-L (traduction & quelques ajouts par Olivier Thizy):
La vitesse radiale est la vitesse à laquelle une étoile s'éloigne ou se rapproche de nous. Cette vitesse doit être corrigée de notre propre vitesse de déplacement (ie: vitesse de la Terre dans l'espace), correction facile à faire dans VisualSpec par exemple. Cette vitesse radiale se traduit par un décalage des raies spectrales de l'étoile vers le rouge (si rapprochement) ou vers le bleu (si éloignement). Cette vitese radiale est différente pour chaque étoile ce qui fait que les raies spectrales peuvent être décalée entre deux étoiles voir entre une étoile et une référence (raies de l'atmosphère, raies interstellaires comme le Sodium, raies d'une lampe de calibration). A noter que seule la composante vers nous est visible; le mouvement transversal n'est pas détectable par effet doppler.
En plus de ce mouvement global, des petites variations peuvent être visibles liées à la présence d'un ou plusieurs autres corps (planète ou étoile compagnon). C'est plus difficile (impossible pour les planètes) à détecter pour les amateurs! Les pulsations stellaires peuvent aussi produire des variations de vitesses radiales, très difficiles à détecter...
Enfin, il ne faut pas confondre vitess radiale (Vrad) et vitesse de rotation (Vrot). La vitesse radiale se traduit par un décalage de la raie spectrale par effet doppler. La vitese de rotation, par la rotation de l'étoile autour de son axe, se traduit par un élargissement des raies et non un décalage. En fait, on parle de Vrot*sin(i) [Vsini] car seule la composante projetée sur l'axe de visée est mesurable, et elle dépend de l'axe d'inclinaison "i" par lequel on observe l'étoile.