Radiell hastighet

Den radiale hastigheten er hastigheten til et målt objekt i retning av radius (eller boresikt) til eller fra observasjonspunktet. Radial hastighetsmåling gjøres på flere måter, og dette konseptet brukes i mange felt, inkludert Doppler radarmåling , ekkolodd , ultralyd og astronomi .

Prinsipp

Bevegelsen til et objekt i forhold til en observatør kan brytes ned i to ortogonale akser: radial og tangentiell. Den radielle hastigheten $( v r )$ derfor ikke gir verdien av den hastighetsvektor til objektet $( v s )$ , men bare den komponent av den sistnevnte på siktelinjen. Den radiale hastigheten er derfor $v r = v s cos θ$ der $θ$ vinkelen dannet av synslinjen mot mobilen og banen til sistnevnte.

For å kjenne de andre komponentene, det vil si komponentene som er tangensielle for synslinjen vertikalt og horisontalt, er det generelt nødvendig å observere den spesifikke bevegelsen til objektet, og å vite dens avstand. Disse to parametrene er ofte vanskelige å bestemme, spesielt den første.

Målt

Radiell hastighet kan måles på flere måter. I en enkel situasjon kan observatøren notere tidspunktet for målet for passering nær landemerker som er i kjent avstand fra hans egen posisjon. For eksempel kan en bilist på motorvei estimere innkjøringshastigheten til en bil som kommer via en innfartsrampe .

Radarer og ekkolodd avgir bølger som returneres av mål. Det returnerende bølge fra et objekt med radielle hastigheten er avhengig av den Doppler-effekt , er derfor den returnerte frekvens $( F t )$ synker etter hvert som objektet beveger seg bort og øker etterhvert som den nærmer seg. Ved å måle denne varianten, $F d$ , utleder systemet dens radielle hastighets:

{\ displaystyle F_ {d} \ ca 2v_ {r} {\ frac {F_ {t}} {c}}}

med $c$ lyshastigheten for elektromagnetiske bølger og lydhastigheten for lydbølger.

I astronomi avgir himmelobjekter lys. Avhengig av deres kjemiske sammensetning brytes dette lyset ned i linjer med veldig presise bølgelengder. Det er skiftet i bølgelengden til en spektral linje som vil bli målt for å kjenne den radiale komponenten. Med $λ 0$ som bølgelengden til den spektrale linjen som ville bli målt hvis objektet var i ro og $λ m$ den målte bølgelengden, skrives den radiale hastigheten $v r$

{\ displaystyle v_ {r} = c \ left ({\ frac {\ lambda _ {\ rm {m}}} {\ lambda _ {0}}} - 1 \ right)}

hvor $c$ er lysets hastighet . I praksis er denne formelen bare gyldig for lave hastigheter, det vil si hastigheter som er betydelig lavere enn lysets hastighet.

applikasjoner

Astronomi

Den radielle hastigheten av en stjerne eller et annet fjernt lysende objekt kan måles nøyaktig ved spectrovelocimetry ved å ta et høyoppløselig spektrum og sammenligne de målte bølgelengdene av kjente spektrallinjer til bølgelengdene for de samme spektrallinjer. Linjer, målt i laboratoriet. Etter konvensjon indikerer en positiv radiell hastighet at objektet beveger seg bort (dette blir referert til som rødskift / rødme ) og en negativ hastighet som objektet nærmer seg ( blå skift / blåaktig ).

Den tangentielle komponenten av bevegelsen er ofte ukjent, den spesifikke bevegelsen for gjenstander utenfor Galaxy er vanskelig å måle. For pulsarer er det også mulig å bestemme deres ortogonale hastighet ved å måle deres radiale akselerasjon nøyaktig . Denne metoden er avhengig av et veldig enkelt fysisk fenomen som kalles Shklovski-effekten . Imidlertid, når det gjelder pulsarer, er det den radiale hastigheten som er vanskelig å bestemme.

Begrepet radial hastighet i kosmologi , hvor utvidelsen av universet ikke skal sees i form av forskyvning av objekter i rommet, men i form av en utvidelse av rommet selv, har derfor en annen betydning.

Binære stjerner

For mange Dobbeltstjerne , orbital bevegelse fører ofte radialhastighetsvariasjoner på flere kilometer per sekund . Ettersom spekteret til disse stjernene varierer på grunn av Doppler-effekten, kalles de spektroskopiske binærfiler . Radiale hastighetsstudier kan brukes til å begrense massene av stjerner så vel som noen orbitalelementer , som eksentrisitet , eller til og med den halv-store aksen hvis massene bestemmes andre steder. Den samme metoden brukes også til å oppdage planeter rundt stjerner. I praksis, ved å kjenne radialhastigheten og systemets omløpstid , trekker vi ut en mengde som kalles massefunksjon , avhengig av massen til de to objektene og hellingen til systemets baneplan . I tilfeller der noen av disse størrelsene kan utledes (f.eks. I en binær X , er en av de to massene vanligvis veldig nær Chandrasekhar-massen hvis det kompakte objektet til systemet er en nøytronstjerne ; tiltingen kan estimeres hvis vi observerer fenomenet formørkelser - vi snakker da om binær med formørkelser ).

Eksoplaneter

Måling av radiale hastigheter er en av metodene som for tiden brukes til å oppdage eksoplaneter rundt en stjerne , på samme måte som det som gjøres for dobbeltstjerner (se forrige avsnitt). Selv om massen på planeten er liten sammenlignet med massen til stjernen den kretser rundt, produserer den liten, men målbar bevegelse av stjernen som resulterer i en endring i stjernens radiale hastighet. Denne bevegelsen kan deretter transkriberes ved hjelp av massefunksjonen som et mål på en kombinasjon av massen til de to objektene og hellingen til dets baneplan. Hvis stjernens spektrum er tilstrekkelig godt målt, kan vi, fra dens spektraltype og avstand (hvis kjent), estimere massen. Å vite massen av stjernen, vi da utlede den mengde $M p synd i$ , hvor $M p$ er massen av planeten og $synd i$ den sinus til skråstillingen av systemet. Dette gir et estimat (faktisk en nedre grense) for planetens masse.

Radar og ekkolodd

Radarer og ekkolodd brukes til å oppdage mål som fly, nedbør eller skip. Imidlertid kan de bare merke den radiale hastigheten til sistnevnte takket være Doppler-skiftet som fremkalles av dens tilnærming eller avstand.

På bildet til høyre kan en radar som følger et fly som beveger seg parallelt med bakken, bare merke sin radiale hastighet (grønn pil) og ikke dens virkelige hastighet (rød pil). På den annen side er det mulig å utlede med noen presisjon den virkelige hastigheten og retningen hvis den radiale hastigheten til målet tas med jevne mellomrom. Faktisk, den radiale komponenten som varierer som cosinus for synsvinkelen mellom radaren og målet, er det mulig å hente ut digital analyse av informasjonen om den virkelige hastigheten.

Å kjenne radialhastigheten gjør det dermed mulig å estimere måltypen og passeringstiden, å filtrere ut faste mål uten radial hastighet, etc.

Se også

Referanser

Bare Triangle Galaxy (M33) har den ortogonale komponenten av hastigheten målt ved astrometri .
HARPS-spektrografen med høy oppløsning kan måle radiale hastigheter helt ned til 1 m / s