Velocidad radial - Radial velocity
La velocidad radial de un objeto con respecto a un punto dado es la tasa de cambio de la distancia entre el objeto y el punto. Es decir, la velocidad radial es el componente de la velocidad del objeto que apunta en la dirección del radio que conecta el punto y el objeto. En astronomía, el punto generalmente se considera el observador en la Tierra, por lo que la velocidad radial denota la velocidad con la que el objeto se aleja de la Tierra (o se acerca a ella, para una velocidad radial negativa).
En astronomía, la velocidad radial a menudo se mide al primer orden de aproximación mediante espectroscopía Doppler . La cantidad obtenida por este método puede denominarse medida de velocidad radial baricéntrica o velocidad radial espectroscópica. Sin embargo, debido a los efectos relativistas y cosmológicos sobre las grandes distancias que la luz viaja típicamente para llegar al observador desde un objeto astronómico, esta medida no se puede transformar con precisión en una velocidad radial geométrica sin suposiciones adicionales sobre el objeto y el espacio entre este y el observador. . Por el contrario, la velocidad radial astrométrica está determinada por observaciones astrométricas (por ejemplo, un cambio secular en el paralaje anual ).
Velocidad radial espectroscópica
La luz de un objeto con una velocidad radial relativa sustancial en la emisión estará sujeta al efecto Doppler , por lo que la frecuencia de la luz disminuye para los objetos que se alejaban ( corrimiento al rojo ) y aumenta para los objetos que se acercaban ( corrimiento al azul ).
La velocidad radial de una estrella u otros objetos luminosos distantes se puede medir con precisión tomando un espectro de alta resolución y comparando las longitudes de onda medidas de las líneas espectrales conocidas con las longitudes de onda de las mediciones de laboratorio. Una velocidad radial positiva indica que la distancia entre los objetos está aumentando o estaba aumentando; una velocidad radial negativa indica que la distancia entre la fuente y el observador está disminuyendo o estaba disminuyendo.
William Huggins se aventuró en 1868 a estimar la velocidad radial de Sirio con respecto al Sol, basándose en el desplazamiento hacia el rojo observado de la luz de la estrella.
En muchas estrellas binarias , el movimiento orbital suele causar variaciones de velocidad radial de varios kilómetros por segundo (km / s). Como los espectros de estas estrellas varían debido al efecto Doppler, se denominan binarias espectroscópicas . La velocidad radial se puede utilizar para estimar la relación de las masas de las estrellas y algunos elementos orbitales , como la excentricidad y el semieje mayor . El mismo método también se ha utilizado para detectar planetas alrededor de estrellas, en la forma en que la medición del movimiento determina el período orbital del planeta, mientras que la amplitud de la velocidad radial resultante permite calcular el límite inferior de la masa de un planeta utilizando la función de masa binaria . Los métodos de velocidad radial por sí solos solo pueden revelar un límite inferior, ya que un planeta grande que orbita en un ángulo muy alto con la línea de visión perturbará su estrella radialmente tanto como un planeta mucho más pequeño con un plano orbital en la línea de visión. Se ha sugerido que los planetas con altas excentricidades calculadas por este método pueden ser de hecho sistemas de dos planetas de órbita resonante circular o casi circular.
Detección de exoplanetas
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El método de velocidad radial para detectar exoplanetas se basa en la detección de variaciones en la velocidad de la estrella central, debido al cambio de dirección de la atracción gravitacional de un exoplaneta (invisible) mientras orbita la estrella. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros, su espectro se desplaza al azul, mientras que se desplaza al rojo cuando se aleja de nosotros. Observando regularmente el espectro de una estrella, y midiendo su velocidad, se puede determinar si se mueve periódicamente debido a la influencia de un exoplaneta compañero.
Reducción de datos
Desde la perspectiva instrumental, las velocidades se miden en relación con el movimiento del telescopio. Por tanto, un primer paso importante de la reducción de datos es eliminar las contribuciones de
- el movimiento elíptico de la Tierra alrededor del sol a aproximadamente ± 30 km / s,
- una rotación mensual de ± 13 m / s de la Tierra alrededor del centro de gravedad del sistema Tierra-Luna,
- la rotación diaria del telescopio con la corteza terrestre alrededor del eje terrestre, que es de hasta ± 460 m / s en el ecuador y es proporcional al coseno de la latitud geográfica del telescopio,
- pequeñas contribuciones del movimiento polar de la Tierra al nivel de mm / s,
- contribuciones de 230 km / s del movimiento alrededor del centro galáctico y movimientos propios asociados.
- en el caso de medidas espectroscópicas correcciones del orden de ± 20 cm / s con respecto a la aberración .
- Sin i degeneración es el impacto causado por no estar en el plano del movimiento.