Radial hastighet - Radial velocity
Den radielle hastigheten av et objekt i forhold til et gitt punkt er hastigheten for forandring av avstanden mellom objektet og det punktet. Det vil si at radialhastigheten er komponenten i objektets hastighet som peker i retning av radius som forbinder punktet og objektet. I astronomi blir poenget vanligvis sett på som observatør på jorden, så radialhastigheten angir deretter hastigheten som objektet beveger seg bort fra jorden (eller nærmer seg det for en negativ radialhastighet).
I astronomi måles radialhastigheten ofte til den første tilnærmingsrekkefølgen ved hjelp av Doppler -spektroskopi . Mengden oppnådd ved denne metoden kan kalles det barycentriske radialhastighetsmål eller spektroskopiske radiale hastighet. På grunn av relativistiske og kosmologiske effekter over de store avstandene som lys vanligvis beveger seg for å nå observatøren fra et astronomisk objekt, kan dette målet imidlertid ikke nøyaktig transformeres til en geometrisk radiell hastighet uten ytterligere forutsetninger om objektet og rommet mellom det og observatøren . Derimot bestemmes astrometrisk radialhastighet av astrometriske observasjoner (for eksempel en sekulær endring i den årlige parallaksen ).
Spektroskopisk radiell hastighet
Lys fra et objekt med en betydelig relativ radiell hastighet ved utslipp vil være utsatt for doppler -effekten , så lysfrekvensen avtar for objekter som var på vei tilbake ( rødskift ) og øker for objekter som nærmet seg ( blueshift ).
Radialhastigheten til en stjerne eller andre lysende fjerne objekter kan måles nøyaktig ved å ta et høyoppløselig spektrum og sammenligne de målte bølgelengdene til kjente spektrallinjer med bølgelengder fra laboratoriemålinger. En positiv radialhastighet indikerer avstanden mellom objektene er eller var økende; en negativ radialhastighet indikerer avstanden mellom kilden og observatøren er eller var avtagende.
William Huggins våget seg i 1868 for å estimere radiushastigheten til Sirius i forhold til solen, basert på observert rødt skift av stjernens lys.
I mange binære stjerner , den sirklende bevegelse forårsaker vanligvis radielle hastighetsvariasjoner på flere kilometer pr sekund (km / s). Ettersom spektrene til disse stjernene varierer på grunn av Doppler -effekten, kalles de spektroskopiske binærfiler . Radialhastighet kan brukes til å estimere forholdet mellom massene til stjernene og noen orbitale elementer , for eksempel eksentrisitet og halvakse . Den samme fremgangsmåten har også blitt anvendt for å påvise planeter rundt stjerner, på den måten at bevegelsens målingen bestemmer planets omløpstid, mens den resulterende radialhastighets amplitude tillater beregning av den nedre grense for en planets masse ved hjelp av binære massen funksjon . Metoder for radialhastighet alene kan bare avsløre en nedre grense, siden en stor planet som kretser i en veldig høy vinkel til siktlinjen, vil forstyrre stjernen radielt så mye som en mye mindre planet med et orbitalplan på siktlinjen. Det har blitt antydet at planeter med høy eksentrisitet beregnet ved denne metoden faktisk kan være to-planets systemer med sirkulær eller nær-sirkulær resonansbane.
Påvisning av eksoplaneter
.jpg)
Radialhastighetsmetoden for å oppdage eksoplaneter er basert på deteksjon av variasjoner i hastigheten til den sentrale stjernen, på grunn av endringen i gravitasjonskraften fra en (usynlig) eksoplanet når den går i bane rundt stjernen. Når stjernen beveger seg mot oss, blir spektret blueshiftet, mens den blir rødskiftet når den beveger seg bort fra oss. Ved jevnlig å se på spektrumet til en stjerne - og så måle hastigheten - kan det bestemmes om den beveger seg med jevne mellomrom på grunn av påvirkning fra en eksoplanet -ledsager.
Datareduksjon
Fra det instrumentelle perspektivet måles hastigheter i forhold til teleskopets bevegelse. Så et viktig første trinn i datareduksjonen er å fjerne bidragene fra
- den jordens elliptiske bevegelse rundt solen på ca ± 30 km / s,
- en månedlig rotasjon på ± 13 m/s av jorden rundt tyngdepunktet til Earth-Moon-systemet,
- den daglige rotasjonen av teleskopet med jordskorpen rundt jordaksen, som er opptil ± 460 m/s ved ekvator og proporsjonal med cosinus for teleskopets geografiske breddegrad,
- små bidrag fra jordens polarbevegelse på nivået mm/s,
- bidrag på 230 km/s fra bevegelsen rundt det galaktiske senteret og tilhørende riktige bevegelser.
- ved spektroskopiske målinger korreksjoner i størrelsesorden ± 20 cm/s med hensyn til aberrasjon .
- Sin i degenerasjon er virkningen forårsaket av å ikke være i bevegelsesplanet.