Радијална брзина: Разлика помеѓу преработките

Од Википедија — слободната енциклопедија
Интерактивен преглед на историјата
[проверена преработка][проверена преработка]
← Постаро уредувањеПоново уредување →
Избришана содржина Додадена содржина
НагледноВикитекст
Нема опис на уредувањето
с Замена со тековен назив на предлошка, replaced: цитирано списание → наведено списание using AWB
Ред 1: Ред 1:
[[Податотека:Planet reflex 200.gif|мини|Планета како кружи околу ѕвезда, менувајќи ѝ ја местоположбата и брзината како што орбитираат околу заедничкото тежиште (кое тука е упатна точка)]]
[[Податотека:Planet reflex 200.gif|мини|Планета како кружи околу ѕвезда, менувајќи ѝ ја местоположбата и брзината како што орбитираат околу заедничкото тежиште (кое тука е упатна точка)]]


'''Радијална брзина''' — [[брзина]]та 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 [[спектроскопија]]та. '''Астрометричката радијална брзина''' е радијалната брзина што се утврдува со астрометрички испитувања (на пример. постепена промена во годишната паралакса)<ref>[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9907145 Астрометрички радијални брзини. I. Неспектроскопски методи на мерење на радијалната брзина на ѕвездите] {{en}}</ref>.
'''Радијална брзина''' — [[брзина]]та 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 [[спектроскопија]]та. '''Астрометричката радијална брзина''' е радијалната брзина што се утврдува со астрометрички испитувања (на пример. постепена промена во годишната паралакса)<ref>[http://arxiv.org/abs/astro-ph/9907145 Астрометрички радијални брзини. I. Неспектроскопски методи на мерење на радијалната брзина на ѕвездите] {{en}}</ref>.


Светлината што доаѓа од објект со значителна релативна радијална брзина во зрачењето подлежи на [[Доплеров ефект|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]]).
Светлината што доаѓа од објект со значителна релативна радијална брзина во зрачењето подлежи на [[Доплеров ефект|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 [[Електромагнетен спектар|спектар]] и споредба на измерените [[бранова должина|бранови должини]] на познати [[спектрална линија|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.
Радијалната брзина на една [[ѕвезда]] или друг оддалечен сјаен објект може да се измери со високорезолутивен [[Електромагнетен спектар|спектар]] и споредба на измерените [[бранова должина|бранови должини]] на познати [[спектрална линија|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 [[двојна ѕвезда|двојни ѕвезди]], [[орбита]]лното 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 [[двојна ѕвезда|спектроскопски двојки]]. Радијалната брзина се користи за проценка на масите на ѕвездите и некои [[орбитален елемент|орбитални елементи]], како [[занесување (орбита)|занесувањето]] и [[голема полуоска]]. Истиот метод се користи за утврдување на присуството на [[планета|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 [[маса]]та 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 занесување подражаваат два планетни система со кружни или речиси кружни резонантни орбити.<ref name="Anglada-Escude">{{цитирано списание | author = Anglada-Escude | title = How eccentric orbital solutions can hide planetary systems in 2:1 resonant orbits | journal = The Astrophysical Journal Letters | id = {{arXiv|0809.1275}} }}</ref>
Кај многу [[двојна ѕвезда|двојни ѕвезди]], [[орбита]]лното 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 [[двојна ѕвезда|спектроскопски двојки]]. Радијалната брзина се користи за проценка на масите на ѕвездите и некои [[орбитален елемент|орбитални елементи]], како [[занесување (орбита)|занесувањето]] и [[голема полуоска]]. Истиот метод се користи за утврдување на присуството на [[планета|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 [[маса]]та 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 занесување подражаваат два планетни система со кружни или речиси кружни резонантни орбити.<ref name="Anglada-Escude">{{наведено списание | author = Anglada-Escude | title = How eccentric orbital solutions can hide planetary systems in 2:1 resonant orbits | journal = The Astrophysical Journal Letters | id = {{arXiv|0809.1275}} }}</ref>


==Спореба==
==Спореба==
Ред 14: Ред 14:
|+
|+
![[Планета]]рна [[маса]]
![[Планета]]рна [[маса]]
! <abbr title="Оддалеченост">Опис</abbr></br>[[Астрономска единица|а.е.]]
! <abbr title="Оддалеченост">Опис</abbr><br />[[Астрономска единица|а.е.]]
!Радијална брзина
!Радијална брзина
|-
|-
Ред 51: Ред 51:
{| class="wikitable"
{| class="wikitable"
|+
|+
![[Сончева маса|Ѕвездена</br> маса]] (M☉)
![[Сончева маса|Ѕвездена<br /> маса]] (M☉)
![[Планета]]рна</br> [[маса]] ([[Земјина маса|M⊕]])
![[Планета]]рна<br /> [[маса]] ([[Земјина маса|M⊕]])
!<abbr title="Сјајност">Сјајн.</abbr> </br>(L0)
!<abbr title="Сјајност">Сјајн.</abbr> <br />(L0)
!Тип
!Тип
![[Животоспособност на системите од црвени џуџиња|ЖСЦЏ]].</br> ([[Астрономска единица|а.е.]])
![[Животоспособност на системите од црвени џуџиња|ЖСЦЏ]].<br /> ([[Астрономска единица|а.е.]])
!<abbr title="Радијална брзина">РБ</abbr></br> ([[Сантиметар|см]]/[[Секунда|с]])
!<abbr title="Радијална брзина">РБ</abbr><br /> ([[Сантиметар|см]]/[[Секунда|с]])
![[Орбитален период|Период]]</br> (денови)
![[Орбитален период|Период]]<br /> (денови)
|-
|-
| 0,10
| 0,10
Ред 108: Ред 108:
*[[Сопствено движење]]
*[[Сопствено движење]]
*[[Доплеров метод]]
*[[Доплеров метод]]



{{Ѕвезда}}
{{Ѕвезда}}

Преработка од 15:17, 23 мај 2020

Планета како кружи околу ѕвезда, менувајќи ѝ ја местоположбата и брзината како што орбитираат околу заедничкото тежиште (кое тука е упатна точка)

Радијална брзина — 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 занесувањето 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 занесување подражаваат два планетни система со кружни или речиси кружни резонантни орбити.[2]

Спореба

Методот на радијална брзина за пронаоѓање на вонсончеви планети се заснова на утврдувањето на варијации во брзината на средишната ѕвезда. Овие варијации се јавуваат поради промената на насоката на гравитациската влеча од (невидена) вонсончева планета 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

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

  1. ↑ Астрометрички радијални брзини. I. Неспектроскопски методи на мерење на радијалната брзина на ѕвездите (англиски)
  2. ↑ Anglada-Escude. „How eccentric orbital solutions can hide planetary systems in 2:1 resonant orbits“. The Astrophysical Journal Letters. arXiv:0809.1275.
  3. ↑ Предлошка:Цмс (англиски)
  4. ↑ Предлошка:Цмс (англиски)

Поврзано

Протоѕвезди
Развој
Својства
Структура
Остатоци
Списоци на ѕвезди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Радијална_брзина&oldid=4063051“