Радијална брзина

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
Егзопланета како кружи околу ѕвезда, менувајќи ѝ ја местоположбата и брзината како што орбитираат околу заедничкото тежиште (кое тука е упатна точка)

Радијалната брзина е брзината на објект што се приближува кон или оддалечува од набљудувачот по права линија. Во астрономијата, радијалната брзина најчесто се однесува на спектроскопска радијална брзина. Ова е радијалниот дел на брзината на изворот при зрачење и набљудувачот при набљудување, што се утврдува со спектроскопијата. Астрометричката радијална брзина е радијалната брзина што се утврдува со астрометрички испитувања (на пример. постепена промена во годишната паралакса)[1].

Светлината што доаѓа од објект со значителна релативна радијална брзина во зрачењето подлежи на Доплеровиот ефект, така што фреквенцијата на светлината се намалува кај објектите што се оддалечуваат (црвено поместување), а се зголемува кај објектите што се приближуваат (сино поместување).

Радијалната брзина на една ѕвезда или друг оддалечен сјаен објект може да се измери со високорезолутивен спектар и споредба на измерените бранови должини на познати спектрални линии со брановите должини измерени во лабораторија. Позитивната радијална брзина укажува на тоа дека растојанието помеѓу објектите се зголемува (или се зголемувало), а пак негативната значи намалување на растојанието.

Кај многу двојни ѕвезди, орбиталното движење обично предизвикува варијации во радијалната брзина од неколку километри во секунда. Спектрите на овие ѕвезди се менливи поради Доплеровиот ефект, и затоа се нарекуваат спектроскопски двојки. Радијалната брзина се користи за проценка на масите на ѕвездите и некои орбитални елементи, како отстапувањето и голема полуоска. Истиот метод се користи за утврдување на присуството на планети околу ѕвездите. Со мерење на движењето се утврдува орбиталниот период на планетата, додека добиената големина на поместувањето служи за пресметка на долната граница на масата на таа планета. Методите на радијална брзина самите по себе може да ја утврдат само долната граница, бидејќи големите планети што орбитираат под многу голем агол во однос на видната линија радијално ја реметат нивната ѕвезда колку што тоа го прави помала планета со орбитална рамнина на видната линија. Предложено е дека вака пресметаните планети со големо орбитално отстапување имитираат два планетни система со кружни или речиси кружни резонантни орбити.[2]

Спореба[уреди]

Методот на радијална брзина за пронаоѓање на егзопланети се заснова на утврдувањето на варијации во брзината на средишната ѕвезда. Овие варијации се јавуваат поради промената на насоката на гравитациската влеча од (невидена) егзопланета како што орбитира околу ѕвездата. Кога ѕвездата се движи кон нас, спектарот претрпува сино поместување, а кога се оддалечува од нас, претрпува црвено пометување. Редовно гледајќи го нејзиниот спектар можеме да ја мериме нејзината брзина. Ако се движи од време-на време, тоа значи дека има придружник.
Планетарна маса Опис
а.е.
Радијална брзина
Јупитер 1 28,4 м/с
Јупитер 5 12,7 м/с
Нептун 0,1 4,8 м/с
Нептун 1 1,5 м/с
Суперземја (5 M⊕) 0,1 1,4 м/с
Суперземја (5 M⊕) 1 0,45 м/с
Земја 1 9 см/с

Навод:[3]

За ѕвезди од тип MK со планети во зоната погодна за живот[уреди]

Ѕвездена
маса
(M☉)
Планетарна
маса (M⊕)
Сјајн.
(L0)
Тип ЖСЦЏ.
(а.е.)
РБ
(см/с)
Период
(денови)
0,10 1,0 8e-4 M8 0,028 168 6
0,21 1,0 7,9e-3 M5 0,089 65 21
0,47 1,0 6,3e-2 M0 0,25 26 67
0,65 1,0 1,6e-1 K5 0,40 18 115
0,78 2,0 4,0e-1 K0 0,63 25 209

Навод:[4]

Наводи[уреди]

Поврзано[уреди]