Radialgeschwindigkeit - Radial velocity

Aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Ein Flugzeug, das an einer Radarstation vorbeifliegt: Der Geschwindigkeitsvektor des Flugzeugs (rot) ist die Summe aus Radialgeschwindigkeit (grün) und Tangentialgeschwindigkeit (blau).

Die Radialgeschwindigkeit eines Objekts in Bezug auf einen bestimmten Punkt ist die Änderungsrate des Abstands zwischen dem Objekt und dem Punkt. Das heißt, die Radialgeschwindigkeit die Komponente der Objektgeschwindigkeit , dass die Punkte in der Richtung des Radius den Verbindungspunkt und das Objekts. In der Astronomie wird der Punkt normalerweise als Beobachter auf der Erde angesehen, daher bezeichnet die Radialgeschwindigkeit die Geschwindigkeit, mit der sich das Objekt von der Erde wegbewegt (oder sich ihr für eine negative Radialgeschwindigkeit nähert).

In der Astronomie wird die Radialgeschwindigkeit häufig durch Dopplerspektroskopie in der ersten Näherungsordnung gemessen . Die durch dieses Verfahren erhaltene Größe kann als baryzentrisches Radialgeschwindigkeitsmaß oder spektroskopische Radialgeschwindigkeit bezeichnet werden. Aufgrund relativistischer und kosmologischer Effekte über die großen Entfernungen, die Licht normalerweise zurücklegt, um den Betrachter von einem astronomischen Objekt aus zu erreichen, kann dieses Maß jedoch nicht ohne zusätzliche Annahmen über das Objekt und den Raum zwischen ihm und dem Beobachter genau in eine geometrische Radialgeschwindigkeit umgewandelt werden . Im Gegensatz dazu wird die astrometrische Radialgeschwindigkeit durch astrometrische Beobachtungen bestimmt (zum Beispiel eine weltliche Änderung der jährlichen Parallaxe ).

Spektroskopische Radialgeschwindigkeit

Licht von einem Objekt mit einer erheblichen relativen Radialgeschwindigkeit bei Emission unterliegt dem Doppler-Effekt , sodass die Frequenz des Lichts bei zurückgehenden Objekten ( Rotverschiebung ) abnimmt und bei sich nähernden Objekten zunimmt ( Blauverschiebung ).

Die Radialgeschwindigkeit eines Sterns oder anderer leuchtender entfernter Objekte kann genau gemessen werden, indem ein hochauflösendes Spektrum aufgenommen und die gemessenen Wellenlängen bekannter Spektrallinien mit Wellenlängen aus Labormessungen verglichen werden. Eine positive Radialgeschwindigkeit zeigt an, dass der Abstand zwischen den Objekten zunimmt oder zunahm; Eine negative Radialgeschwindigkeit zeigt an, dass der Abstand zwischen Quelle und Beobachter abnimmt oder abnahm.

William Huggins wagte es 1868, die Radialgeschwindigkeit von Sirius in Bezug auf die Sonne basierend auf der beobachteten Rotverschiebung des Sternenlichts abzuschätzen .

Diagramm, das zeigt, wie die Umlaufbahn eines Exoplaneten die Position und Geschwindigkeit eines Sterns ändert, wenn dieser einen gemeinsamen Schwerpunkt umkreist.

In vielen Doppelsternen verursacht die Orbitalbewegung normalerweise Radialgeschwindigkeitsschwankungen von mehreren Kilometern pro Sekunde (km / s). Da die Spektren dieser Sterne aufgrund des Doppler-Effekts variieren, werden sie als spektroskopische Binärdateien bezeichnet . Die Radialgeschwindigkeit kann verwendet werden, um das Verhältnis der Massen der Sterne und einiger Umlaufbahnelemente wie Exzentrizität und Hauptachse abzuschätzen . Das gleiche Verfahren wurde auch zum Nachweis verwendet worden Planeten in der Art und Weise, um Sterne , dass die Bewegung der Messung der Planetenumlaufperiode bestimmt, während der sich ergebende radiale Geschwindigkeitsamplitude der die Berechnung der unteren Grenze ermöglicht es, auf einem Planeten Masse unter Verwendung der binären Massenfunktion . Radialgeschwindigkeitsmethoden allein können möglicherweise nur eine Untergrenze aufdecken, da ein großer Planet, der in einem sehr hohen Winkel zur Sichtlinie umkreist, seinen Stern radial genauso stört wie ein viel kleinerer Planet mit einer Orbitalebene auf der Sichtlinie. Es wurde vorgeschlagen, dass Planeten mit hohen Exzentrizitäten, die mit diesem Verfahren berechnet werden, tatsächlich Zwei-Planeten-Systeme mit kreisförmiger oder nahezu kreisförmiger Resonanzbahn sein können.

Detektion von Exoplaneten

Die Radialgeschwindigkeitsmethode zur Erkennung von Exoplaneten

Die Radialgeschwindigkeitsmethode zur Erfassung von Exoplaneten basiert auf der Erfassung von Geschwindigkeitsschwankungen des Zentralsterns aufgrund der sich ändernden Richtung der Gravitationskraft eines (unsichtbaren) Exoplaneten, wenn dieser den Stern umkreist. Wenn sich der Stern auf uns zubewegt, wird sein Spektrum blau verschoben, während er rot verschoben wird, wenn er sich von uns entfernt. Durch regelmäßiges Betrachten des Spektrums eines Sterns und damit Messen seiner Geschwindigkeit kann festgestellt werden, ob er sich aufgrund des Einflusses eines Exoplaneten-Begleiters periodisch bewegt.

Datenreduzierung

Aus instrumenteller Sicht werden Geschwindigkeiten relativ zur Bewegung des Teleskops gemessen. Ein wichtiger erster Schritt der Datenreduktion ist daher das Entfernen der Beiträge von

  • die elliptische Bewegung der Erde um die Sonne mit ungefähr ± 30 km / s,
  • eine monatliche Rotation von ± 13 m / s der Erde um den Schwerpunkt des Erde-Mond-Systems,
  • die tägliche Rotation des Teleskops mit der Erdkruste um die Erdachse, die am Äquator bis zu ± 460 m / s beträgt und proportional zum Kosinus des geografischen Breitengrads des Teleskops ist;
  • kleine Beiträge der Erdpolarbewegung in Höhe von mm / s,
  • Beiträge von 230 km / s aus der Bewegung um das galaktische Zentrum und den damit verbundenen Eigenbewegungen.
  • bei spektroskopischen Messungen Korrekturen in der Größenordnung von ± 20 cm / s bezüglich Aberration .
  • Sin i Entartung ist die Auswirkung, die dadurch verursacht wird, dass man sich nicht in der Ebene der Bewegung befindet.

Siehe auch

Verweise