?关于多普勒摆动的介绍



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?关于多普勒摆动的介绍


设想一下 , 一个由两颗质量相等的恒星组成的双星系统 。 一个不绕另一个轨道运行 , 它们实际上绕着它们共同的质心运行 。 如果想象减少其中一颗恒星的质量 , 直到它具有类似地球的质量 , 则质心将移向另一颗恒星 , 直到它基本上位于其中心 , 并且行星似乎围绕着恒星运行 。 但是对于更大质量的行星来说 , 共同质心和恒星中心的位置之间的差异是不可忽略的 。 例如 , 太阳和木星大约围绕太阳表面上的一个点运行 。 因此 , 如果研究太阳的运动 , 它似乎围绕这一点运行 。 更具体地说 , 如果使用多普勒频移测量它的速度 , 那么在木星大约一半的轨道上 , 太阳似乎向观察者移动 , 而一半则远离观察者 。
【?关于多普勒摆动的介绍】
这种运动被称为多普勒摆动 , 已被用于探测一百多颗围绕其他恒星运行的行星 , 对于每颗行星 , 我们都会获得质量和轨道半径和轨道周期 。 这里的问题是多普勒摆动必须足够大才能检测到 。 这引入了强烈的选择效应 , 因为大的多普勒摆动是由靠近其母星的大质量行星引起的 。 因此 , 毫不奇怪 , 这项技术的结果是在半径为地球-太阳距离的几倍或更小的轨道上发现了木星质量的行星 。 随着时间的推移 , 很可能会发现具有更大轨道半径的木星质量行星 , 但该技术最终将受到可获得的速度测量精度的限制 。 天体物理限制和仪器限制都可能意味着这种技术永远无法发现类地行星 。

当一颗绕恒星运行的行星在恒星和观察者之间移动时 , 它会掩盖恒星表面的一部分 , 这一事件被称为行星凌日 。 由于与恒星相比 , 这颗行星是黑暗的 , 它本质上是一个黑色的掩星 , 因此阻挡了来自恒星的一部分光到达观察者 。 监测恒星的亮度 , 如果它变暗然后重新变亮 , 这可能是由于围绕它运行的行星 。 从观察上看 , 这种技术存在两个主要问题 。
首先 , 如果你从上面观察我们自己的太阳系 , 就不会发生这样的对于围绕太阳型恒星的类地轨道中的行星 , 与观察者的视线重合在0.01°以内 , 这意味着大约104颗拥有此类行星的恒星中只有1颗具有从地球可见的掩星 。 其次 , 亮度的下降非常小 , 对于木星直径的行星约为1% , 而对于地球大小的行星则要小得多 。 因此 , 观测要求是对非常多的恒星进行非常精确的光度测量 。 迄今为止 , 还没有通过凌日法确切地发现行星 , 尽管在以下情况下观察到行星凌日最初由多普勒方法发现的一个系统 。 由于亮度的明显变化是恒星盘被遮挡的程度的函数 , 因此凌日法给出了行星的半径 。 但是人们也可以使用它的轨道周期来估计它与恒星的距离 。

人们可以设想的最简单的实验是对一颗恒星进行成像 , 然后观察围绕它运行的行星 。 这种实验的问题是来自主星的眩光会淹没地球 。 即使对于最近的恒星来说 , 一颗类地行星似乎距离恒星只有1弧度 。 地球大气中的湍流通常会将一颗恒星涂抹到这些尺寸 。 现在有仪器可以补偿地球大气层的影响 , 此时恒星的大小受到望远镜孔径衍射的限制 。 即使使用当前一代的大型望远镜 , 恒星的图像也不足以显示这颗行星 。
在短期内 , 最简单的方法是观察与行星相比更暗的恒星 , 白矮星是恒星经过巨相后留下的小型退化天体 。 如果它们周围的行星幸存下来 , 那么它们应该很快就会被中报道的程序发现 。 另一种可能性是使用干涉仪将来自两个或多个望远镜的光组合起来 , 以获得比当前望远镜大得多的有效孔径 。 这里的问题是干涉仪 , 除非它们有大量的望远镜 , 否则会产生干涉条纹 , 而不是图像 , 并且干涉条纹图案通常可以与许多物理模型拟合 , 其中只有一个可能是恒星和行星 。