www.wikidata.uk-ua.nina.az

Метод Доплера також доплерівська спектроскопія або метод радіальної швидкості метод виявлення екзопланет коричневих карл

Метод Доплера

Метод Доплера (також доплерівська спектроскопія або метод радіальної швидкості) — метод виявлення екзопланет, коричневих карликів і невидимих тьмяних компонентів подвійних зір шляхом вимірювання променевої швидкості зорі через періодичні зсуви її спектрльних ліній внаслідок ефекту Доплера. Рух зорі відбувається навколо спільного центру мас з невидимим тьмяним компонентом.
Цей метод дозволяє визначити період обертання невидимого компонента, ексцентриситет його орбіти і нижню границю його маси . Кут між площиною орбіти і площиною зображення при цьому залишається невідомим, що унеможливлює точне визначення маси тіла та розміру його орбіти.

Допплерівська спектроскопія виявляє періодичні зміни радіальної швидкості, реєструючи варіації кольору світла від головної зорі. Коли зоря рухається до Землі, її спектр зміщується в блакитний бік, а коли вона віддаляється від нас — в червоний. Аналізуючи ці спектральні зсуви, астрономи можуть зробити висновок про гравітаційний вплив планети на зорю.
Діаграма ілюструє рух зорі в результаті обертання навколо спільного центру мас з планетою.
Екзопланети, відкриті за роками. Частка відкритих методом Доплера екзопланет показана чорним.

Метод Доплера є другим після методу транзитної фотометрії за кількістю виявлених екзопланет. Станом на листопад 2022 року за допомогою доплерівської спектроскопії було відкрито 1018 позасонячних планет (приблизно 19,5 % від загальної кількості). Перше відкриття екзопланети цим методом було зроблене Мішелєм Майором і Дідьє Кело 1995 року і відмічено Нобелівською премією з фізики за 2019 рік.

Історія Редагувати

У 1952 році Отто Струве запропонував використовувати потужні спектрографи для виявлення далеких планет. Він описав, як дуже велика планета, така як Юпітер, змусить її материнську зорю злегка коливатися через обертання зорі й планети навколо спільного центру мас. Він передбачив, що невеликі доплерівські зсуви через безперервну зміну радіальної швидкості будуть виявлені найчутливішими спектрографами як крихітні червоні та сині зсуви у випромінюванні зорі. Однак технологія того часу дозволяла вимірювання радіальної швидкості з похибкою в 1000 м/с або більше, що робило цей метод непридатним для виявлення планет. Очікувані зміни радіальної швидкості дуже незначні — Юпітер змушує Сонце змінювати швидкість приблизно на 12,4 м/с протягом 12 років, а вплив Землі становить лише 0,1 м/с протягом 1 року — тому потрібні тривалі спостереження інструментами з дуже високою роздільною здатністю.

Удосконалення технології спектрометрів у 1980-х і 1990-х призвело до інструментів, придатних до виявлення екзопланет. Спектрограф ELODIE, встановлений в обсерваторії Верхнього Провансу на півдні Франції в 1993 році, міг вимірювати зміщення радіальних швидкостей на рівні 7 м/с, достатньому, щоб позаземний спостерігач міг виявити вплив Юпітера на Сонце. Використовуючи цей інструмент, астрономи Мішель Майор і Дідьє Кело 1995 року ідентифікували 51 Pegasi b, «гарячий Юпітер» у сузір'ї Пегаса. Хоча раніше планети були виявлені на орбіті пульсарів, 51 Pegasi b стала першою планетою, виявленої га орбіті навколо зорі головної послідовності. 2019 року Майор і Кело були нагороджені за зроблене ними відкриття Нобелівською премією з фізики.

У листопаді 1995 року вчені опублікували свої висновки в журналі Nature. Відтоді було ідентифіковано понад 1000 екзопланет-кандидатів, багато з яких були виявлені за допомогою доплерівських пошукових програм, зокрема Ліксько-Карнезького[en], Англо-Австралійского[en] та Женевському[en] пошуку екзопланет.

Починаючи з початку 2000-х друге покоління спектрографів для пошуку екзопланет дозволило проводити набагато точніші вимірювання. Спектрограф HARPS, встановлений в обсерваторії Ла-Сілья в Чилі в 2003 році, може ідентифікувати зміщення радіальних швидкостей лише на 0,3 м/с. Це достатньо, щоб знайти багато кам'яних, схожих на Землю планет.

Методологія Редагувати

Властивості (маса та велика напіввісь орбіти) екзопланет, відкритих до 2013 року за допомогою методу Доплера (чорні точки), порівняно з екзопланетами, відкритими за допомогою інших методів (світло-сірі точки).

Проводиться серія спостережень спектра зорі. Можуть бути виявлені періодичні зміни в спектрі, при цьому довжина хвилі характерних спектральних ліній у спектрі регулярно збільшується та зменшується протягом певного періоду часу. Потім до набору даних застосовуються статистичні фільтри, щоб усунути ефекти спектру з інших джерел і виділити в сигналі періодичну синусоїду.

Якщо буде виявлено позасонячну планету, мінімальну масу планети можна визначити за змінами радіальної швидкості зорі. Щоб знайти більш точну масу, потрібно знати нахил орбіти планети. Графік залежності виміряної радіальної швидкості від часу дасть характеристичну криву (синусоїду у випадку кругової орбіти), а амплітуда кривої дозволить обчислити мінімальну масу планети за допомогою функції мас[en].

Баєсова періограма Кеплера — це математичний алгоритм, який використовують для виявлення однієї чи кількох позасонячних планет за послідовними вимірюваннями радіальної швидкості зорі, навколо якої вони обертаються. Він передбачає баєсів статистичний аналіз даних радіальної швидкості з використанням апріорного розподілу ймовірностей у просторі, визначеного одним або кількома наборами кеплерових орбітальних параметрів. Цей аналіз можливо здійснювати за допомогою методу Монте-Карло марківських ланцюгів (МКМЛ).

Хоча радіальна швидкість зорі дає лише мінімальну масу планети, якщо спектральні лінії планети можна відрізнити від спектральних ліній зорі, тоді можна знайти радіальну швидкість самої планети, і це дає нахил орбіти планети, а отже, можна визначити фактичну масу планети. Першою нетранзитною планетою, масу якої було знайдено таким чином, була Тау Волопаса b у 2012 році, коли в інфрачервоній частині спектру було виявлено моноксид вуглецю.

Приклад Редагувати

Графік праворуч ілюструє синусоїду за допомогою доплерівської спектроскопії для спостереження радіальної швидкості уявної зорі, навколо якої обертається планета на круговій орбіті. Спостереження справжньої зорі дадуть подібний графік, хоча ексцентриситет орбіти викривить криву та ускладнить наведені нижче розрахунки.

Ця теоретична швидкість зорі показує періодичні варіації ±1 м/с, що свідчить про наявність маси на орбіті, яка справляє гравітаційний вплив на цю зорю. Використовуючи третій закон Кеплера, спостережуваний період обертання планети навколо зорі (період синусоїди на графіку спостережуваних коливань спектру зорі) можна використовувати для визначення відстані планети від зорі (), використовуючи таке рівняння:

.

Тут:

  • r — відстань планети від зорі
  • G — гравітаційна стала
  • M star — маса зорі
  • P star — період обертання планети навколо зорі

Визначивши , за допомогою закону тяжіння Ньютона можна розрахувати швидкість планети навколо зорі :

.

Тоді масу планети можна знайти з її обчисленої швидкості:

,

де  — швидкість зорі. Спостережувана доплерівська швидкість, , де i — нахил орбіти планети до лінії, перпендикулярної до променя зору.

Таким чином, припускаючи значення нахилу орбіти планети та маси зорі, можна знайти масу позасонячної планети.

Наступна таблиця ілюструє значення променевих швидкостей, викликаних різними екзопланетами, і показує, які з них можна відкрити за допомогою методу Доплера. Для порівняння в таблицю також додані деякі планети Сонясної системи.

Планета Тип планети

</br>

Велика піввісь

</br> (а.о.)

Орбітальний період

</br>

Променева швидкість зорі

</br> (РС)

Виявляється за:
51 Пегаса b Гарячий Юпітер 0,05 4,23 дня 55,9 Спектрограф першого покоління
55 Рака d Газовий гігант 5.77 14,29 років 45,2 Спектрограф першого покоління
Юпітер Газовий гігант 5.20 11,86 років 12,4 Спектрограф першого покоління
Глізе 581 c Супер-Земля 0,07 12,92 днів 3,18 Спектрограф другого покоління
Сатурн Газовий гігант 9.58 29,46 років 2.75 Спектрограф другого покоління
L 98-59 b[en] Планета земної групи 0,02 2,25 дня 0,46 Спектрограф третього покоління
Нептун Крижаний гігант 30.10 164,79 років 0,281 Спектрограф третього покоління
Земля Населена планета 1,00 365,26 днів 0,089 Спектрограф третього покоління (імовірно)
Плутон Карликова планета 39.26 246,04 років 0,00003 Не виявляється

Обмеження методу Редагувати

Основним обмеженням доплерівської спектроскопії є те, що вона може вимірювати лише рух вздовж променя зору, тому оцінка маси планети залежить від вимірювання (або оцінки) нахилу орбіти планети. Якщо площина орбіти планети збігається з променем зору спостерігача, то виміряна зміна радіальної швидкості зорі є справжнім значенням. Однак, якщо площина орбіти відхиляється від променя зору, то вплив планети на рух зорі буде більшим, ніж виміряна зміна радіальної швидкості зорі, яка є лише компонентом уздовж променя зору. У результаті справжня маса планети буде більшою, ніж виміряно.

Щоб компенсувати цей ефект і таким чином визначити справжню масу позасонячної планети, вимірювання радіальної швидкості можна поєднати з астрометричними спостереженнями, які відстежують рух зорі вздовж площини неба, перпендикулярної до променя зору. Астрометричні вимірювання дозволяють перевірити, чи об'єкти, які здаються планетами з великою масою, є коричневими карликами.

Іншим недоліком є те, що газова оболонка навколо певних типів зір може розширюватися та стискатися, а деякі зорі є змінними. Цей метод непридатний для пошуку планет навколо цих типів зір, оскільки зміни в спектрі випромінювання зір, викликані внутрішньою змінністю зорі, можуть сховати невеликий ефект, спричинений планетою.

Ліворуч: Представлення зорі з планетою на орбіті. Рух зорі відбувається вздовж лінії зору спостерігача, і метод Доплера дає істинне значення маси планети.
Праворуч: Зоря не рухається вздовж лінії зору спостерігача, і метод Доплера не допоможе визначити планету.

Примітки Редагувати

  1. Wenz, John (10 жовтня 2019). Lessons from scorching hot weirdo-planets. Knowable Magazine (англ.) (Annual Reviews). doi:10.1146/knowable-101019-2. Процитовано 4 квітня 2022. 
  2. Exoplanet and Candidate Statistics. NASA Exoplanet Archive (англ.). NASA Exoplanet Science Institute. Процитовано 27 листопада 2022. 
  3. O. Struve (1952). Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work. The Observatory 72 (870): 199–200. Bibcode:1952Obs....72..199S. 
  4. ↑ Radial velocity method. The Internet Encyclopedia of Science. Процитовано 27 квітня 2007. 
  5. A. Wolszczan (Spring 2006). . ASTRO 497: "Astronomy of Extrasolar Planets" lectures notes. Penn State University. Архів оригіналу за 17 грудня 2008. Процитовано 19 квітня 2009. 
  6. A user's guide to Elodie archive data products. Haute-Provence Observatory. May 2009. Процитовано 26 жовтня 2012. 
  7. ↑ Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature 378 (6555): 355–359. Bibcode:1995Natur.378..355M. ISSN 1476-4687. OCLC 01586310. doi:10.1038/378355a0. 
  8. Brennan, Pat (7 липня 2015). Will the real ‘first exoplanet' please stand up?. Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System. Процитовано 28 лютого 2022. 
  9. R.P. Butler (2006). . Astrophysical Journal 646 (2–3): 25–33. Bibcode:2006ApJ...646..505B. arXiv:astro-ph/0607493. doi:10.1086/504701. Архів оригіналу за 7 липня 2007. 
  10. Mayor (2003). Setting New Standards With HARPS. ESO Messenger 114: 20. Bibcode:2003Msngr.114...20M. 
  11. Weighing The Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b, Florian Rodler, Mercedes Lopez-Morales, Ignasi Ribas, 27 June 2012
  12. 51 Peg b. Exoplanets Data Explorer. 
  13. 55 Cnc d. Exoplanets Data Explorer. 
  14. Endl, Michael. The Doppler Method, or Radial Velocity Detection of Planets. University of Texas at Austin. Процитовано 26 жовтня 2012. [недоступне посилання з 01.09.2017]
  15. GJ 581 c. Exoplanets Data Explorer. 

Посилання Редагувати

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Metod Doplera takozh doplerivska spektroskopiya abo metod radialnoyi shvidkosti metod viyavlennya ekzoplanet korichnevih karlikiv i nevidimih tmyanih komponentiv podvijnih zir shlyahom vimiryuvannya promenevoyi shvidkosti zori cherez periodichni zsuvi yiyi spektrlnih linij vnaslidok efektu Doplera Ruh zori vidbuvayetsya navkolo spilnogo centru mas z nevidimim tmyanim komponentom Cej metod dozvolyaye viznachiti period obertannya nevidimogo komponenta ekscentrisitet jogo orbiti i nizhnyu granicyu jogo masi M j sin a displaystyle M j sin alpha Kut a displaystyle alpha mizh ploshinoyu orbiti i ploshinoyu zobrazhennya pri comu zalishayetsya nevidomim sho unemozhlivlyuye tochne viznachennya masi tila ta rozmiru jogo orbiti Dopplerivska spektroskopiya viyavlyaye periodichni zmini radialnoyi shvidkosti reyestruyuchi variaciyi koloru svitla vid golovnoyi zori Koli zorya ruhayetsya do Zemli yiyi spektr zmishuyetsya v blakitnij bik a koli vona viddalyayetsya vid nas v chervonij Analizuyuchi ci spektralni zsuvi astronomi mozhut zrobiti visnovok pro gravitacijnij vpliv planeti na zoryu 1 Diagrama ilyustruye ruh zori v rezultati obertannya navkolo spilnogo centru mas z planetoyu Ekzoplaneti vidkriti za rokami Chastka vidkritih metodom Doplera ekzoplanet pokazana chornim Metod Doplera ye drugim pislya metodu tranzitnoyi fotometriyi za kilkistyu viyavlenih ekzoplanet Stanom na listopad 2022 roku za dopomogoyu doplerivskoyi spektroskopiyi bulo vidkrito 1018 pozasonyachnih planet priblizno 19 5 vid zagalnoyi kilkosti 2 Pershe vidkrittya ekzoplaneti cim metodom bulo zroblene Mishelyem Majorom i Didye Kelo 1995 roku i vidmicheno Nobelivskoyu premiyeyu z fiziki za 2019 rik Zmist 1 Istoriya 2 Metodologiya 3 Priklad 4 Obmezhennya metodu 5 Primitki 6 PosilannyaIstoriya RedaguvatiU 1952 roci Otto Struve zaproponuvav vikoristovuvati potuzhni spektrografi dlya viyavlennya dalekih planet Vin opisav yak duzhe velika planeta taka yak Yupiter zmusit yiyi materinsku zoryu zlegka kolivatisya cherez obertannya zori j planeti navkolo spilnogo centru mas 3 Vin peredbachiv sho neveliki doplerivski zsuvi cherez bezperervnu zminu radialnoyi shvidkosti budut viyavleni najchutlivishimi spektrografami yak krihitni chervoni ta sini zsuvi u viprominyuvanni zori Odnak tehnologiya togo chasu dozvolyala vimiryuvannya radialnoyi shvidkosti z pohibkoyu v 1000 m s abo bilshe sho robilo cej metod nepridatnim dlya viyavlennya planet 4 Ochikuvani zmini radialnoyi shvidkosti duzhe neznachni Yupiter zmushuye Sonce zminyuvati shvidkist priblizno na 12 4 m s protyagom 12 rokiv a vpliv Zemli stanovit lishe 0 1 m s protyagom 1 roku tomu potribni trivali sposterezhennya instrumentami z duzhe visokoyu rozdilnoyu zdatnistyu 4 5 Udoskonalennya tehnologiyi spektrometriv u 1980 h i 1990 h prizvelo do instrumentiv pridatnih do viyavlennya ekzoplanet Spektrograf ELODIE vstanovlenij v observatoriyi Verhnogo Provansu na pivdni Franciyi v 1993 roci mig vimiryuvati zmishennya radialnih shvidkostej na rivni 7 m s dostatnomu shob pozazemnij sposterigach mig viyaviti vpliv Yupitera na Sonce 6 Vikoristovuyuchi cej instrument astronomi Mishel Major i Didye Kelo 1995 roku identifikuvali 51 Pegasi b garyachij Yupiter u suzir yi Pegasa 7 Hocha ranishe planeti buli viyavleni na orbiti pulsariv 51 Pegasi b stala pershoyu planetoyu viyavlenoyi ga orbiti navkolo zori golovnoyi poslidovnosti 8 2019 roku Major i Kelo buli nagorodzheni za zroblene nimi vidkrittya Nobelivskoyu premiyeyu z fiziki U listopadi 1995 roku vcheni opublikuvali svoyi visnovki v zhurnali Nature Vidtodi bulo identifikovano ponad 1000 ekzoplanet kandidativ bagato z yakih buli viyavleni za dopomogoyu doplerivskih poshukovih program zokrema Liksko Karnezkogo en Anglo Avstralijskogo en ta Zhenevskomu en poshuku ekzoplanet 9 Pochinayuchi z pochatku 2000 h druge pokolinnya spektrografiv dlya poshuku ekzoplanet dozvolilo provoditi nabagato tochnishi vimiryuvannya Spektrograf HARPS vstanovlenij v observatoriyi La Silya v Chili v 2003 roci mozhe identifikuvati zmishennya radialnih shvidkostej lishe na 0 3 m s Ce dostatno shob znajti bagato kam yanih shozhih na Zemlyu planet 10 Metodologiya Redaguvati nbsp Vlastivosti masa ta velika napivvis orbiti ekzoplanet vidkritih do 2013 roku za dopomogoyu metodu Doplera chorni tochki porivnyano z ekzoplanetami vidkritimi za dopomogoyu inshih metodiv svitlo siri tochki Provoditsya seriya sposterezhen spektra zori Mozhut buti viyavleni periodichni zmini v spektri pri comu dovzhina hvili harakternih spektralnih linij u spektri regulyarno zbilshuyetsya ta zmenshuyetsya protyagom pevnogo periodu chasu Potim do naboru danih zastosovuyutsya statistichni filtri shob usunuti efekti spektru z inshih dzherel i vidiliti v signali periodichnu sinusoyidu 7 Yaksho bude viyavleno pozasonyachnu planetu minimalnu masu planeti mozhna viznachiti za zminami radialnoyi shvidkosti zori Shob znajti bilsh tochnu masu potribno znati nahil orbiti planeti Grafik zalezhnosti vimiryanoyi radialnoyi shvidkosti vid chasu dast harakteristichnu krivu sinusoyidu u vipadku krugovoyi orbiti a amplituda krivoyi dozvolit obchisliti minimalnu masu planeti za dopomogoyu funkciyi mas en Bayesova periograma Keplera ce matematichnij algoritm yakij vikoristovuyut dlya viyavlennya odniyeyi chi kilkoh pozasonyachnih planet za poslidovnimi vimiryuvannyami radialnoyi shvidkosti zori navkolo yakoyi voni obertayutsya Vin peredbachaye bayesiv statistichnij analiz danih radialnoyi shvidkosti z vikoristannyam apriornogo rozpodilu jmovirnostej u prostori viznachenogo odnim abo kilkoma naborami keplerovih orbitalnih parametriv Cej analiz mozhlivo zdijsnyuvati za dopomogoyu metodu Monte Karlo markivskih lancyugiv MKML Hocha radialna shvidkist zori daye lishe minimalnu masu planeti yaksho spektralni liniyi planeti mozhna vidrizniti vid spektralnih linij zori todi mozhna znajti radialnu shvidkist samoyi planeti i ce daye nahil orbiti planeti a otzhe mozhna viznachiti faktichnu masu planeti Pershoyu netranzitnoyu planetoyu masu yakoyi bulo znajdeno takim chinom bula Tau Volopasa b u 2012 roci koli v infrachervonij chastini spektru bulo viyavleno monoksid vuglecyu 11 Priklad Redaguvati nbsp Grafik pravoruch ilyustruye sinusoyidu za dopomogoyu doplerivskoyi spektroskopiyi dlya sposterezhennya radialnoyi shvidkosti uyavnoyi zori navkolo yakoyi obertayetsya planeta na krugovij orbiti Sposterezhennya spravzhnoyi zori dadut podibnij grafik hocha ekscentrisitet orbiti vikrivit krivu ta uskladnit navedeni nizhche rozrahunki Cya teoretichna shvidkist zori pokazuye periodichni variaciyi 1 m s sho svidchit pro nayavnist masi na orbiti yaka spravlyaye gravitacijnij vpliv na cyu zoryu Vikoristovuyuchi tretij zakon Keplera sposterezhuvanij period obertannya planeti navkolo zori period sinusoyidi na grafiku sposterezhuvanih kolivan spektru zori mozhna vikoristovuvati dlya viznachennya vidstani planeti vid zori r displaystyle r nbsp vikoristovuyuchi take rivnyannya r 3 G M s t a r 4 p 2 P s t a r 2 displaystyle r 3 frac GM mathrm star 4 pi 2 P mathrm star 2 nbsp Tut r vidstan planeti vid zori G gravitacijna stala M star masa zori P star period obertannya planeti navkolo zoriViznachivshi r displaystyle r nbsp za dopomogoyu zakonu tyazhinnya Nyutona mozhna rozrahuvati shvidkist planeti navkolo zori V P L displaystyle V mathrm PL nbsp V P L G M s t a r r displaystyle V mathrm PL sqrt GM mathrm star r nbsp Todi masu planeti mozhna znajti z yiyi obchislenoyi shvidkosti M P L M s t a r V s t a r V P L displaystyle M mathrm PL frac M mathrm star V mathrm star V mathrm PL nbsp de V s t a r displaystyle V mathrm star nbsp shvidkist zori Sposterezhuvana doplerivska shvidkist K V s t a r sin i displaystyle K V mathrm star sin i nbsp de i nahil orbiti planeti do liniyi perpendikulyarnoyi do promenya zoru Takim chinom pripuskayuchi znachennya nahilu orbiti planeti ta masi zori mozhna znajti masu pozasonyachnoyi planeti Nastupna tablicya ilyustruye znachennya promenevih shvidkostej viklikanih riznimi ekzoplanetami i pokazuye yaki z nih mozhna vidkriti za dopomogoyu metodu Doplera Dlya porivnyannya v tablicyu takozh dodani deyaki planeti Sonyasnoyi sistemi Planeta Tip planeti lt br gt Velika pivvis lt br gt a o Orbitalnij period lt br gt Promeneva shvidkist zori lt br gt RS Viyavlyayetsya za 51 Pegasa b Garyachij Yupiter 0 05 4 23 dnya 55 9 12 Spektrograf pershogo pokolinnya55 Raka d Gazovij gigant 5 77 14 29 rokiv 45 2 13 Spektrograf pershogo pokolinnyaYupiter Gazovij gigant 5 20 11 86 rokiv 12 4 14 Spektrograf pershogo pokolinnyaGlize 581 c Super Zemlya 0 07 12 92 dniv 3 18 15 Spektrograf drugogo pokolinnyaSaturn Gazovij gigant 9 58 29 46 rokiv 2 75 Spektrograf drugogo pokolinnyaL 98 59 b en Planeta zemnoyi grupi 0 02 2 25 dnya 0 46 Spektrograf tretogo pokolinnyaNeptun Krizhanij gigant 30 10 164 79 rokiv 0 281 Spektrograf tretogo pokolinnyaZemlya Naselena planeta 1 00 365 26 dniv 0 089 Spektrograf tretogo pokolinnya imovirno Pluton Karlikova planeta 39 26 246 04 rokiv 0 00003 Ne viyavlyayetsyaObmezhennya metodu RedaguvatiOsnovnim obmezhennyam doplerivskoyi spektroskopiyi ye te sho vona mozhe vimiryuvati lishe ruh vzdovzh promenya zoru tomu ocinka masi planeti zalezhit vid vimiryuvannya abo ocinki nahilu orbiti planeti Yaksho ploshina orbiti planeti zbigayetsya z promenem zoru sposterigacha to vimiryana zmina radialnoyi shvidkosti zori ye spravzhnim znachennyam Odnak yaksho ploshina orbiti vidhilyayetsya vid promenya zoru to vpliv planeti na ruh zori bude bilshim nizh vimiryana zmina radialnoyi shvidkosti zori yaka ye lishe komponentom uzdovzh promenya zoru U rezultati spravzhnya masa planeti bude bilshoyu nizh vimiryano Shob kompensuvati cej efekt i takim chinom viznachiti spravzhnyu masu pozasonyachnoyi planeti vimiryuvannya radialnoyi shvidkosti mozhna poyednati z astrometrichnimi sposterezhennyami yaki vidstezhuyut ruh zori vzdovzh ploshini neba perpendikulyarnoyi do promenya zoru Astrometrichni vimiryuvannya dozvolyayut pereviriti chi ob yekti yaki zdayutsya planetami z velikoyu masoyu ye korichnevimi karlikami 4 Inshim nedolikom ye te sho gazova obolonka navkolo pevnih tipiv zir mozhe rozshiryuvatisya ta stiskatisya a deyaki zori ye zminnimi Cej metod nepridatnij dlya poshuku planet navkolo cih tipiv zir oskilki zmini v spektri viprominyuvannya zir viklikani vnutrishnoyu zminnistyu zori mozhut shovati nevelikij efekt sprichinenij planetoyu nbsp nbsp Livoruch Predstavlennya zori z planetoyu na orbiti Ruh zori vidbuvayetsya vzdovzh liniyi zoru sposterigacha i metod Doplera daye istinne znachennya masi planeti Pravoruch Zorya ne ruhayetsya vzdovzh liniyi zoru sposterigacha i metod Doplera ne dopomozhe viznachiti planetu Primitki Redaguvati Wenz John 10 zhovtnya 2019 Lessons from scorching hot weirdo planets Knowable Magazine angl Annual Reviews doi 10 1146 knowable 101019 2 Procitovano 4 kvitnya 2022 Exoplanet and Candidate Statistics NASA Exoplanet Archive angl NASA Exoplanet Science Institute Procitovano 27 listopada 2022 O Struve 1952 Proposal for a project of high precision stellar radial velocity work The Observatory 72 870 199 200 Bibcode 1952Obs 72 199S a b v Radial velocity method The Internet Encyclopedia of Science Procitovano 27 kvitnya 2007 A Wolszczan Spring 2006 Doppler spectroscopy and astrometry Theory and practice of planetary orbit measurements ASTRO 497 Astronomy of Extrasolar Planets lectures notes Penn State University Arhiv originalu za 17 grudnya 2008 Procitovano 19 kvitnya 2009 A user s guide to Elodie archive data products Haute Provence Observatory May 2009 Procitovano 26 zhovtnya 2012 a b Mayor Michel Queloz Didier 1995 A Jupiter mass companion to a solar type star Nature 378 6555 355 359 Bibcode 1995Natur 378 355M ISSN 1476 4687 OCLC 01586310 doi 10 1038 378355a0 Brennan Pat 7 lipnya 2015 Will the real first exoplanet please stand up Exoplanet Exploration Planets Beyond our Solar System Procitovano 28 lyutogo 2022 R P Butler 2006 Catalog of Nearby Exoplanets Astrophysical Journal 646 2 3 25 33 Bibcode 2006ApJ 646 505B arXiv astro ph 0607493 doi 10 1086 504701 Arhiv originalu za 7 lipnya 2007 Mayor 2003 Setting New Standards With HARPS ESO Messenger 114 20 Bibcode 2003Msngr 114 20M Weighing The Non Transiting Hot Jupiter Tau BOO b Florian Rodler Mercedes Lopez Morales Ignasi Ribas 27 June 2012 51 Peg b Exoplanets Data Explorer 55 Cnc d Exoplanets Data Explorer Endl Michael The Doppler Method or Radial Velocity Detection of Planets University of Texas at Austin Procitovano 26 zhovtnya 2012 nedostupne posilannya z 01 09 2017 GJ 581 c Exoplanets Data Explorer Posilannya RedaguvatiCalifornia and Carnegie Extrasolar Planet Search The Planetary Society The Search for Extra Solar Planets Space com STARE Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Metod Doplera amp oldid 38528289