В астрономии за точку обычно принимается наблюдатель на Земле, поэтому лучевая скорость тогда обозначает скорость, с которой объект удаляется от Земли (или приближается к ней, при отрицательной лучевой скорости).
Формулировка
Дан дифференцируемый вектор , определяющий мгновенное относительное положение цели относительно наблюдателя.
Сингулярность существует для совпадающей цели наблюдателя, т. е. ; в этом случае скорость диапазона не определена.
Приложения в астрономии
В астрономии лучевую скорость часто измеряют в первом порядке приближения с помощью доплеровской спектроскопии . Величину, полученную этим методом, можно назвать барицентрической мерой лучевой скорости или спектроскопической лучевой скоростью. [2] Однако из-за релятивистских и космологических эффектов на больших расстояниях, которые свет обычно проходит, чтобы достичь наблюдателя от астрономического объекта, эту меру невозможно точно преобразовать в геометрическую лучевую скорость без дополнительных предположений об объекте и пространстве между ним. и наблюдатель. [3] Напротив, астрометрическая лучевая скорость определяется астрометрическими наблюдениями (например, вековым изменением годового параллакса ). [3] [4] [5]
Спектроскопическая лучевая скорость
Свет от объекта со значительной относительной радиальной скоростью при излучении будет подвержен эффекту Доплера , поэтому частота света уменьшается для удаляющихся объектов ( красное смещение ) и увеличивается для приближающихся объектов ( синее смещение ).
Лучевую скорость звезды или других светящихся далеких объектов можно точно измерить, взяв спектр высокого разрешения и сравнив измеренные длины волн известных спектральных линий с длинами волн, полученными в результате лабораторных измерений. Положительная радиальная скорость указывает на то, что расстояние между объектами увеличивается или увеличивалось; Отрицательная лучевая скорость указывает на то, что расстояние между источником и наблюдателем уменьшается или уменьшалось.
В 1868 году Уильям Хаггинс рискнул оценить лучевую скорость Сириуса относительно Солнца, основываясь на наблюдаемом красном смещении света звезды. [6]
У многих двойных звезд орбитальное движение обычно вызывает изменения лучевой скорости на несколько километров в секунду (км/с). Поскольку спектры этих звезд изменяются из-за эффекта Доплера, их называют спектрально-двойными . Лучевую скорость можно использовать для оценки соотношения масс звезд и некоторых элементов орбит , таких как эксцентриситет и большая полуось . Тот же метод также использовался для обнаружения планет вокруг звезд: измерение движения определяет период обращения планеты, а полученная в результате амплитуда лучевой скорости позволяет рассчитать нижнюю границу массы планеты с использованием функции двойной массы . Одни только методы лучевых скоростей могут выявить только нижнюю границу, поскольку большая планета, вращающаяся под очень большим углом к лучу зрения, будет возмущать свою звезду в радиальном направлении так же, как гораздо меньшая планета с плоскостью орбиты на луче зрения. Было высказано предположение, что планеты с высокими эксцентриситетами, рассчитанными этим методом, на самом деле могут представлять собой двухпланетные системы с круговой или околокруговой резонансной орбитой. [7] [8]
Обнаружение экзопланет
Метод лучевых скоростей для обнаружения экзопланет основан на обнаружении изменений скорости центральной звезды из-за изменения направления гравитационного притяжения (невидимой) экзопланеты, когда она вращается вокруг звезды. Когда звезда движется к нам, ее спектр смещается в голубую сторону, а при удалении от нас — в красную. Регулярно рассматривая спектр звезды и, таким образом, измеряя ее скорость, можно определить, движется ли она периодически из-за влияния экзопланеты-компаньона.
Сжатие данных
С инструментальной точки зрения скорости измеряются относительно движения телескопа. Таким образом, важным первым шагом сокращения данных является удаление вкладов
ежемесячное вращение Земли вокруг центра тяжести системы Земля-Луна со скоростью ±13 м/с, [9]
суточное вращение телескопа с земной корой вокруг оси Земли, составляющее на экваторе до ±460 м/с и пропорциональное косинусу географической широты телескопа,
^ Норма, неотрицательное число, умножается на -1, если скорость (красная стрелка на рисунке) и относительное положение образуют тупой угол или если относительная скорость (зеленая стрелка) и относительное положение антипараллельны.
Рекомендации
^ Хоффман, Кеннет М.; Кунцель, Рэй (1971). Линейная алгебра (Второе изд.). Prentice-Hall Inc. с. 271. ИСБН 0135367972.
^ Резолюция C1 об определении спектроскопической «барицентрической меры лучевой скорости» . Специальный выпуск: Предварительная программа XXV ГА в Сиднее, 13–26 июля 2003 г., Информационный бюллетень № 91. Страница 50. Секретариат МАС. Июль 2002 г. https://www.iau.org/static/publications/IB91.pdf.
^ Аб Линдегрен, Леннарт; Дравинс, Дайнис (апрель 2003 г.). «Основное определение «лучевой скорости»» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 401 (3): 1185–1201. arXiv : astro-ph/0302522 . Бибкод : 2003A&A...401.1185L. дои : 10.1051/0004-6361:20030181. S2CID 16012160 . Проверено 4 февраля 2017 г.
^ Дравинс, Дайнис; Линдегрен, Леннарт; Мэдсен, Сорен (1999). «Астрометрические лучевые скорости. I. Неспектроскопические методы измерения лучевой скорости звезд». Астрон. Астрофизика . 348 : 1040–1051. arXiv : astro-ph/9907145 . Бибкод : 1999A&A...348.1040D.
^ Резолюция C 2 об определении «астрометрической лучевой скорости» . Специальный выпуск: Предварительная программа XXV ГА в Сиднее, 13–26 июля 2003 г., Информационный бюллетень № 91. Страница 51. Секретариат МАС. Июль 2002 г. https://www.iau.org/static/publications/IB91.pdf.
^ Хаггинс, В. (1868). «Дальнейшие наблюдения за спектрами некоторых звезд и туманностей с попыткой определить, движутся ли эти тела к Земле или от нее, а также наблюдения за спектрами Солнца и кометы II». Философские труды Лондонского королевского общества . 158 : 529–564. Бибкод : 1868RSPT..158..529H. дои : 10.1098/rstl.1868.0022.
^ Англада-Эскуде, Гиллем; Лопес-Моралес, «Мерседес»; Чемберс, Джон Э. (2010). «Как эксцентричные орбитальные решения могут скрыть планетные системы на резонансных орбитах 2: 1». Письма астрофизического журнала . 709 (1): 168–78. arXiv : 0809.1275 . Бибкод : 2010ApJ...709..168A. дои : 10.1088/0004-637X/709/1/168. S2CID 2756148.
^ Кюрстер, Мартин; Трифонов, Трифон; Реферт, Сабина; Костогрыз, Надежда М.; Родер, Флориан (2015). «Распутывание резонансных орбит лучевой скорости 2: 1 от эксцентрических и тематическое исследование для HD 27894». Астрон. Астрофизика . 577 : А103. arXiv : 1503.07769 . Бибкод : 2015A&A...577A.103K. дои : 10.1051/0004-6361/201525872. S2CID 73533931.
^ Феррас-Мелло, С.; Мищенко Т.А. (2005). «Внесолнечные планетные системы». Хаос и стабильность в планетных системах . Конспект лекций по физике. Том. 683. стр. 219–271. Бибкод : 2005LNP...683..219F. дои : 10.1007/10978337_4. ISBN978-3-540-28208-2. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
^ Рид, MJ; Дама, ТМ (2016). «О скорости вращения Млечного Пути, определенной по излучению HI». Астрофизический журнал . 832 (2): 159. arXiv : 1608.03886 . Бибкод : 2016ApJ...832..159R. дои : 10.3847/0004-637X/832/2/159 . S2CID 119219962.
^ Стампфф, П. (1985). «Строгое рассмотрение гелиоцентрического движения звезд». Астрон. Астрофизика . 144 (1): 232. Бибкод : 1985A&A...144..232S.