Radialgeschwindigkeit - Radial velocity

"Radialgeschwindigkeit" leitet hier weiter. Sie ist nicht mit radialer Bewegung zu verwechseln .
Ein Flugzeug, das an einer Radarstation vorbeifliegt: Der Geschwindigkeitsvektor des Flugzeugs (rot) ist die Summe der Radialgeschwindigkeit (grün) und der 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 als Punkt normalerweise der Beobachter auf der Erde angenommen, die Radialgeschwindigkeit bezeichnet also die Geschwindigkeit, mit der sich das Objekt von der Erde wegbewegt (oder sich ihr bei negativer Radialgeschwindigkeit nähert).

In der Astronomie wird die Radialgeschwindigkeit oft in erster Näherung durch Doppler-Spektroskopie 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 typischerweise zurücklegt, um den Beobachter von einem astronomischen Objekt zu erreichen, kann dieses Maß jedoch ohne zusätzliche Annahmen über das Objekt und den Raum zwischen ihm und dem Beobachter nicht genau in eine geometrische Radialgeschwindigkeit umgewandelt werden . Im Gegensatz dazu astrometrisch Radialgeschwindigkeit wird bestimmt durch astrometrisch Beobachtungen (beispielsweise eine langfristige Änderung in der jährlichen Parallaxe ).

Spektroskopische Radialgeschwindigkeit

Licht von einem Objekt mit einer beträchtlichen relativen Radialgeschwindigkeit bei der Emission unterliegt dem Doppler-Effekt , so dass die Frequenz des Lichts bei sich entfernenden Objekten abnimmt ( Rotverschiebung ) und bei sich nähernden Objekten zunimmt ( Blauverschiebung ).

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

William Huggins wagte es 1868, die Radialgeschwindigkeit von Sirius in Bezug auf die Sonne zu schätzen , basierend auf der beobachteten Rotverschiebung des Lichts des Sterns.

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

Bei vielen Doppelsternen verursacht die Umlaufbewegung normalerweise radiale Geschwindigkeitsschwankungen von mehreren Kilometern pro Sekunde (km/s). Da die Spektren dieser Sterne aufgrund des Doppler-Effekts variieren, werden sie als spektroskopische Doppelsterne bezeichnet . Die Radialgeschwindigkeit kann verwendet werden, um das Verhältnis der Massen der Sterne und einiger Bahnelemente wie Exzentrizität und große Halbachse 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 . Nur Radialgeschwindigkeitsmethoden können nur eine untere Grenze aufzeigen , da ein großer Planet, der in einem sehr großen Winkel zur Sichtlinie umkreist, seinen Stern radial genauso stark stört wie ein viel kleinerer Planet mit einer Orbitalebene auf der Sichtlinie. Es wurde vorgeschlagen, dass Planeten mit hohen Exzentrizitäten, die mit dieser Methode berechnet werden, tatsächlich Zwei-Planeten-Systeme mit kreisförmiger oder nahezu kreisförmiger Resonanzbahn sein können.

Nachweis von Exoplaneten

Hauptartikel: Doppler-Spektroskopie
Die Radialgeschwindigkeitsmethode zum Nachweis von Exoplaneten

Die Radialgeschwindigkeitsmethode zur Erkennung von Exoplaneten basiert auf der Erkennung von Geschwindigkeitsschwankungen des Zentralsterns aufgrund der sich ändernden Richtung der Anziehungskraft eines (ungesehenen) Exoplaneten, wenn er den Stern umkreist. Wenn sich der Stern auf uns zubewegt, ist sein Spektrum blauverschoben, während es rotverschoben ist, wenn er sich von uns wegbewegt. Durch regelmäßiges Betrachten des Spektrums eines Sterns – und damit durch Messen seiner Geschwindigkeit – kann festgestellt werden, ob er sich aufgrund des Einflusses eines Exoplanetenbegleiters periodisch bewegt.

Datenreduzierung

Aus instrumenteller Perspektive werden Geschwindigkeiten relativ zur Bewegung des Teleskops gemessen. Ein wichtiger erster Schritt der Datenreduktion besteht also darin, die Beiträge von

  • die elliptische Bewegung der Erde um die Sonne mit etwa ± 30 km/s,
  • eine monatliche Rotation der Erde von ± 13 m/s 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 der geografischen Breite des Teleskops ist,
  • kleine Beiträge aus der Polarbewegung der Erde im Bereich von mm/s,
  • Beiträge von 230 km/s aus der Bewegung um das galaktische Zentrum und die 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 Bewegungsebene befindet.

Siehe auch

Verweise