سرعه شعاعيه
| ||||
|---|---|---|---|---|
تعديل  |
||||
السرعه الشعاعيه أو سرعة خط البصر للهدف بالنسبة لمراقب هيا معدل تغير ازاحة المتجه بين النقطتين. تمت صياغته كاسقاط متجه للسرعة النسبية للمراقب و الهدف على الاتجاه النسبى أو خط البصر (LOS) اللى يربط النقطتين.
السرعه الشعاعيه أو معدل المدى هو المعدل الزمنى للمسافة أو المدى بين النقطتين. انها كمية عددية موقعة ، تمت صياغتها كاسقاط عددى لمتجه السرعة النسبية على اتجاه LOS. وبشكل مكافئ، السرعه الشعاعيه تساوى معيار السرعه الشعاعيه، مضروبة فى -1 اذا كانت السرعة النسبية والموضع النسبى يشكلان زاوية منفرجة .
فى علم الفلك، فى العاده ما يتم اعتبار النقطة هيا الراصد على الأرض، و علشان كده السرعه الشعاعيه تشير لالسرعة اللى يتحرك بيها الجسم بعيد عن الأرض (أو يقترب منها، بسرعة شعاعية سلبية).
فى علم الفلك، فى الغالب يتم قياس السرعه الشعاعيه من الدرجة الأولى للتقريب بواسطة مطياف دوبلر . ممكن أن تسمى الكمية اللى تم الحصول عليها بهذه الطريقة قياس السرعه الشعاعيه المركزة أو السرعه الشعاعيه الطيفية.[1] بس، نظر للتأثيرات النسبية والكونية على المسافات الكبيرة اللى يقطعها الضوء فى العاده للوصول لالراصد من جسم فلكي، مش ممكن تحويل ده القياس بدقة لسرعة شعاعية هندسية دون افتراضات اضافية حول الجسم والمسافة بينه وبين الراصد. .[2] على النقيض من كده، يتم تحديد السرعه الشعاعيه الفلكية من فى الملاحظات الفلكية (على سبيل المثال، التغير العلمانى فى اختلاف المنظر السنوي).[2][3][4]
تطبيقات فى علم الفلك[تعديل]
فى علم الفلك، فى الغالب يتم قياس السرعة الشعاعية من الدرجة الأولى للتقريب بواسطة مطياف دوبلر . ممكن أن تسمى الكمية اللى تم الحصول عليها بهذه الطريقة قياس السرعة الشعاعية المركزة أو السرعة الشعاعية الطيفية.[1] بس، نظر للتأثيرات النسبية والكونية على المسافات الكبيرة اللى يقطعها الضوء فى العاده للوصول لالراصد من جسم فلكي، مش ممكن تحويل ده القياس بدقة لسرعة شعاعية هندسية دون افتراضات اضافية حول الجسم والمسافة بينه وبين الراصد. .[2] على النقيض من كده، يتم تحديد السرعة الشعاعية الفلكية من فى الملاحظات الفلكية (على سبيل المثال، التغير العلمانى فى اختلاف المنظر السنوي).[2][3][4]
السرعة الشعاعية الطيفية[تعديل]
الضوء الصادر من جسم ذو سرعة شعاعية نسبية كبيرة عند الانبعاث هايخضع لتأثير دوبلر ، و علشان كده تردد الضوء يتناقص بالنسبة للأجسام اللى كانت تتراجع ( انزياح أحمر ) ويزيد بالنسبة للأجسام اللى كانت تقترب ( انزياح أزرق ).
يمكن قياس السرعة الشعاعية للنجم أو غيره من الأجسام البعيدة المضيئة بدقة عن طريق أخذ طيف عالى الدقة ومقارنة الأطوال الموجية المقاسة للخطوط الطيفية المعروفة بالأطوال الموجية من القياسات المعملية. تشير السرعة الشعاعية الايجابية علشان المسافة بين الأجسام تتزايد أو تتزايد؛ تشير السرعة الشعاعية السلبية علشان المسافة بين المصدر والمراقب تتناقص أو تتناقص.
غامر ويليام هوجينز سنة 1868 بتقدير السرعة الشعاعية لنجم الشعرى اليمانية بالنسبة للشمس، بناء على الانزياح الأحمر المرصود لضوء النجم.[5]
فى الكتير من النجوم الثبعيده ، توصل الحركة المدارية فى العاده لتغيرات فى السرعة الشعاعية توصل لشوية كيلومترات فى التانيه (كم/ث). وبما أن أطياف دى النجوم تختلف بسبب تأثير دوبلر، فانها تسمى بالثنائيات الطيفية . ممكن استخدام السرعة الشعاعية لتقدير نسبة كتل النجوم، وبعض العناصر المدارية ، زى الانحراف المركزى وشبه المحور الرئيسى . تم استخدام نفس الطريقة كمان لاكتشاف الكواكب حول النجوم، بالطريقة اللى يحدد بيها قياس الحركة الفترة المدارية للكوكب، سعة السرعة الشعاعية الناتجة تسمح بحساب الحد الأدنى لكتلة الكوكب باستخدام دالة الكتلة الثبعيده . قد لا تكشف طرق السرعة الشعاعية وحدها الا عن الحد الأدنى، علشان الكوكب الكبير اللى يدور بزاوية عالية اوى على خط البصر هايزعج نجمه شعاعى بقدر ما يحدث لكوكب أصغر بكثير ذو مستوى مدارى على خط البصر. تم اقتراح أن الكواكب اللى ليها الانحرافات العالية اللى يتم حسابها بهذه الطريقة ممكن تكون فى الواقع أنظمة كوكبية اللى ليها مدار رنينى دائرى أو شبه دائري.[6][7]
الكشف عن الكواكب الخارجية[تعديل]
.jpg)
تعتمد طريقة السرعة الشعاعية للكشف عن الكواكب الخارجية على اكتشاف الاختلافات فى سرعة النجم المركزي، بسبب تغير اتجاه قوة الجاذبية من كوكب خارجى (غير مرئي) وقت دورانه حول النجم. لما يتحرك النجم نحونا، ينزاح طيفه نحو الأزرق، فى الوقت نفسه ينزاح نحو الأحمر لما يبتعد عنا. من فى النظر بانتظام لطيف النجم - و علشان كده قياس سرعته - ممكن تحديد ما اذا كان يتحرك بشكل دورى بسبب تأثير رفيق كوكب بره المجموعة الشمسية.
تقليل المعلومات[تعديل]
من وجهة النظر الآلية، يتم قياس السرعات بالنسبة لحركة التلسكوب. لذا الخطوة الأولى المهمة لتقليل البيانات هيا ازالة مساهمات
- حركة الأرض الاهليلجية حول الشمس عند حوالى ± 30 كم/ث،
- دورة شهرية ± 13 م/ث من الأرض حول مركز ثقل نظام الأرض والقمر،
- الدوران اليومى للتلسكوب مع القشرة الأرضية حول محور الأرض اللى يوصل ل±460 م/ث عند خط الاستواء ويتناسب مع جيب تمام خط العرض الجغرافى للتلسكوب،
- مساهمات صغيرة من الحركة القطبية للأرض عند مستوى ملم/ثانية،
- المساهمات 230 كم/ث من الحركة حول مركز المجرة والحركات المناسبة المرتبطة بها.[8]
- فى حالة تصحيحات القياسات الطيفية بترتيب ±20 سم/ثانية بخصوص بالانحراف .[9]
- الانحطاط هو التأثير الناجم عن عدم وجوده فى مستوى الحركة.
مصادر[تعديل]
- ↑ أ ب 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
- ↑ أ ب ت ث 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. Retrieved 4 February 2017. المرجع غلط: وسم
<ref>غير صالح؛ الاسم "Lindegren2003" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة. - ↑ أ ب 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.
- ↑ أ ب 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
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link) - ↑ Stumpff, P. (1985). "Rigorous treatment of the heliocentric motion of stars". Astron. Astrophys. 144 (1): 232. Bibcode:1985A&A...144..232S.