Halaju jejarian

Pesawat terbang melepasi stesen radar: vektor halaju pesawat (merah) ialah jumlah halaju jejarian (hijau) dan halaju tangen (biru).

Halaju jejarian (Jawi: ‏هالاجو ججارين‎‎) atau halaju garis penglihatan (Jawi: ‏هالاجو ڬاريس ڤنداڠن‎‎), juga dikenali sebagai kelajuan jejarian (Jawi: ‏كلاجوان ججارين ‎‎) atau kadar julat (Jawi: ‏قدر جولت‎‎), sasaran berkenaan dengan pemerhati ialah kadar perubahan jarak atau julat antara dua titik. Ia bersamaan dengan unjuran vektor halaju relatif pemerhati sasaran ke arah relatif yang menghubungkan dua titik. Dalam astronomi, titik biasanya diambil sebagai pemerhati di Bumi, jadi halaju jejari kemudiannya menandakan kelajuan objek bergerak menjauhi Bumi (atau menghampirinya, untuk halaju jejarian negatif).

Aplikasi dalam astronomi

Dalam astronomi, halaju jejarian sering diukur mengikut susunan pertama penghampiran oleh spektroskopi Doppler. Kuantiti yang diperoleh melalui kaedah ini boleh dipanggil ukuran halaju jejari baripusat atau halaju jejari spektroskopi[1] Walau bagaimanapun, disebabkan oleh kesan kerelatifan dan kosmologi ke atas jarak jauh yang biasanya dilalui cahaya untuk mencapai pemerhati dari objek astronomi, ukuran ini tidak boleh diubah dengan tepat kepada halaju jejari geometri tanpa andaian tambahan tentang objek dan ruang di antaranya dan pemerhati.[2] Sebaliknya, halaju jejari astrometri ditentukan oleh pemerhatian astrometri (contohnya, perubahan sekular dalam paralaks tahunan).[2][3][4]

Halaju jejarian spektroskopi

Cahaya daripada objek dengan halaju jejari relatif yang besar pada pancaran akan tertakluk kepada kesan Doppler, jadi frekuensi cahaya berkurangan untuk objek yang sedang menjauh (anjakan merah) dan meningkat untuk objek yang mendekati (anjakan biru).

Halaju jejarian bagi sesebuah bintang atau objek jauh bercahaya lain boleh diukur dengan tepat dengan mengambil spektrum beresolusi tinggi dan membandingkan panjang gelombang diukur garis spektrum yang diketahui kepada panjang gelombang daripada pengukuran makmal. Halaju jejari positif menunjukkan jarak antara objek telah atau sedang meningkat; halaju jejarian negatif menunjukkan jarak antara punca dan pemerhati sedang atau sedang berkurangan.

William Huggins meneroka pada tahun 1868 untuk menganggarkan halaju jejarian Sirius berkenaan dengan Matahari, berdasarkan anjakan merah cahaya bintang yang diperhatikan.[5]

Rajah menunjukkan bagaimana orbit eksoplanet mengubah kedudukan dan halaju bintang apabila ia mengelilingi pusat jisim yang sama

Dalam kebanyakan bintang binari, gerakan orbit biasanya menyebabkan variasi halaju jejari beberapa kilometer sesaat (km/s). Oleh kerana spektrum bintang ini berbeza-beza disebabkan oleh kesan Doppler, ia dipanggil binari spektroskopi . Halaju jejari boleh digunakan untuk menganggarkan nisbah jisim bintang, dan beberapa unsur orbit, seperti kesipian dan paksi separuh utama. Kaedah yang sama juga telah digunakan untuk mengesan planet di sekeliling bintang, dengan cara pengukuran pergerakan menentukan tempoh orbit planet, manakala amplitud halaju jejari yang terhasil membolehkan pengiraan sempadan bawah pada jisim planet menggunakan fungsi jisim binari. Kaedah halaju jejari sahaja mungkin hanya mendedahkan sempadan yang lebih rendah, kerana planet besar yang mengorbit pada sudut yang sangat tinggi kepada garis penglihatan akan mengganggu bintangnya secara jejari sama seperti planet yang lebih kecil dengan satah orbit pada garis penglihatan. Telah dicadangkan bahawa planet dengan kesipian tinggi yang dikira dengan kaedah ini sebenarnya mungkin merupakan sistem dua planet orbit resonan bulat atau hampir bulat.[6][7]

Pengesanan eksoplanet

Kaedah halaju jejari untuk mengesan eksoplanet

Kaedah halaju jejarian untuk mengesan eksoplanet adalah berdasarkan pengesanan variasi halaju bintang pusat, disebabkan oleh perubahan arah tarikan graviti daripada eksoplanet (ghaib) semasa ia mengorbit bintang. Apabila bintang bergerak ke arah kita, spektrumnya berubah biru, manakala ia berubah merah apabila ia menjauhi kita. Dengan kerap melihat spektrum bintang—dan seterusnya, mengukur halajunya—ia boleh ditentukan sama ada ia bergerak secara berkala disebabkan oleh pengaruh pendamping eksoplanet.

Penurunan data

Dari perspektif instrumental, halaju diukur secara relatif kepada gerakan teleskop. Jadi langkah pertama yang penting dalam penurunan data adalah untuk mengalih keluar sumbangan daripada

  • pergerakan elips Bumi mengelilingi matahari pada kira-kira ± 30 km/s,
  • putaran bulanan ± 13 m/s Bumi mengelilingi pusat graviti sistem Bumi-Bulan, [8]
  • putaran harian teleskop dengan kerak Bumi mengelilingi paksi Bumi, iaitu sehingga ±460 m/s di khatulistiwa dan berkadar dengan kosinus latitud geografi teleskop,
  • sumbangan kecil daripada gerakan kutub Bumi pada tahap mm/s,
  • sumbangan sebanyak 230 km/s dari gerakan mengelilingi pusat galaksi dan pergerakan yang betul berkaitan.[9]
  • dalam kes pembetulan ukuran spektroskopik tertib ±20 cm/s berkenaan dengan aberasi.[10]
  • kemerosotan Sin i adalah kesan yang disebabkan oleh tidak berada dalam satah gerakan.

Lihat juga

Rujukan

  1. ^ Resolution C1 on the Definition of a Spectroscopic "Barycentric Radial-Velocity Measure". Special Issue: Preliminary Program of the XXVth GA in Sydney, July 13–26, 2003 Information Bulletin n° 91. Page 50. IAU Secretariat. July 2002. https://www.iau.org/static/publications/IB91.pdf
  2. ^ a b Lindegren, Lennart; Dravins, Dainis (April 2003). "The fundamental definition of "radial velocity"" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 401 (3): 1185–1201. arXiv:astro-ph/0302522. Bibcode:2003A&A...401.1185L. doi:10.1051/0004-6361:20030181. Dicapai pada 4 February 2017.
  3. ^ Dravins, Dainis; Lindegren, Lennart; Madsen, Søren (1999). "Astrometric radial velocities. I. Non-spectroscopic methods for measuring stellar radial velocity". Astron. Astrophys. 348: 1040–1051. arXiv:astro-ph/9907145. Bibcode:1999A&A...348.1040D.
  4. ^ Resolution C 2 on the Definition of "Astrometric Radial Velocity". Special Issue: Preliminary Program of the XXVth GA in Sydney, July 13–26, 2003 Information Bulletin n° 91. Page 51. IAU Secretariat. July 2002. https://www.iau.org/static/publications/IB91.pdf
  5. ^ Huggins, W. (1868). "Further observations on the spectra of some of the stars and nebulae, with an attempt to determine therefrom whether these bodies are moving towards or from the Earth, also observations on the spectra of the Sun and of Comet II". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 158: 529–564. Bibcode:1868RSPT..158..529H. doi:10.1098/rstl.1868.0022.
  6. ^ Anglada-Escude, Guillem; Lopez-Morales, Mercedes; Chambers, John E. (2010). "How eccentric orbital solutions can hide planetary systems in 2:1 resonant orbits". The Astrophysical Journal Letters. 709 (1): 168–78. arXiv:0809.1275. Bibcode:2010ApJ...709..168A. doi:10.1088/0004-637X/709/1/168.
  7. ^ Kürster, Martin; Trifonov, Trifon; Reffert, Sabine; Kostogryz, Nadiia M.; Roder, Florian (2015). "Disentangling 2:1 resonant radial velocity oribts from eccentric ones and a case study for HD 27894". Astron. Astrophys. 577: A103. arXiv:1503.07769. Bibcode:2015A&A...577A.103K. doi:10.1051/0004-6361/201525872.
  8. ^ Ferraz-Mello, S.; Michtchenko, T. A. (2005). "Extrasolar Planetary Systems". Lect. Not. Phys. Lecture Notes in Physics. 683: 219–271. Bibcode:2005LNP...683..219F. doi:10.1007/10978337_4. ISBN 978-3-540-28208-2.
  9. ^ Reid, M. J.; Dame, T. M. (2016). "On the rotation speed of the Milky Way determined from HI emission". The Astrophysical Journal. 832 (2): 159. arXiv:1608.03886. Bibcode:2016ApJ...832..159R. doi:10.3847/0004-637X/832/2/159.
  10. ^ Stumpff, P. (1985). "Rigorous treatment of the heliocentric motion of stars". Astron. Astrophys. 144 (1): 232. Bibcode:1985A&A...144..232S.

Bacaan lanjut