Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Doppler spektroskopisi (ayrıca radyal hız yöntemi ya da halk dilinde yalpalama yöntemi (İng. İngilizce: wobble method) olarak da bilinir) gezegenin ana yıldızın spektrumunda Doppler kaymaları gözlem yoluyla radyal hız ölçümleri Güneş Sistemi dışındaki gezegenlerin ve kahverengi cücelerin bulunması için kullanılan dolaylı bir yöntemdir.
Bilinen gezegenlerin yaklaşık yarısı (Ekim 2012 itibarıyla), Doppler spektroskopisi kullanılarak keşfedildi.
Tarihi
Otto Struve, 1952 yılında güçlü spektroskopların uzak gezegenleri tespit edilmesi için kullanılmasını önerdi. Truve, çok büyük, örneğin Jüpiter kadar büyük bir gezegenin, iki cismin kendi kütle merkezi etrafında yörüngede olmasının ana yıldızın neden hafifçe sallanmasına neden olduğunu anlattı. Struve’un tahminine göre, yaydığı ışıkta gerçekleşen küçük Doppler kaymaları, onun sürekli değişen radyal hız nedeniyle yıldız ve yıldızın emisyonu, küçük kırmızı kayma ve mavi kayma olarak en hassas spektrograflar ile tespit edilebilecekti. Ancak o zamanın teknolojisi, yarıçap hızıyla ilgili ölçümleri 1.000 m/s ya da daha fazla hata ile ölçtüğü için, gezegenlerin yörüngede tespiti için, pek yararlı olamıyordu. Radyal hızda beklenen değişiklikler o denli küçüktür ki, Jüpiter Güneş 12 yıllık bir süre boyunca yaklaşık 12,4 m/s ile hız değişmesine neden olur, bu oran Dünya için sadece 0,1 m/s'tir. Bu yüzden uzun vadede, yüksek çözünürlüğe sahip araçlarla gözlemler yapmak gereklidir.
Spektrometre teknolojisi ve 1980'li ve 1990'lı yıllarda gözlemsel tekniklerdeki gelişmeler, birçok yeni Güneş Sistemi dışındaki gezegenin ilk defa tespit edebilmesine olanak sağlayan araçlar üretti. 1993 yılında Güney Fransa'nın Haute-Provence Rasathanesi'nde kurulan ELODIE spektrometre, yeryüzünde bulunmayan bir gözlemciye Jüpiter'in Güneş'e etkisini tespit etme imkânı veriyor ve yeterince düşük, 7 m/s gibi düşük radyal hızları ölçebiliyordu. Bu aleti kullanarak, astronom Michel Mayor ve Didier Queloz Pegasus Takımyıldızı'nı, 51 Pegasi b'yi ve bir "Sıcak Jüpiter"i belirlemeyi başarmıştır. Gezegenler daha önceden yörünge pulsarları ile belirleniyor olmalarına rağmen 51 Pegasi b, Doppler spektroskopisi kullanılarak keşfedilen ilk ana sekans gezegeni olmuştur.
1995'in Kasım ayında, bilim insanları bulgularını Nature isimli dergide yayımlamışlardır: Bu dergiye, o zamandan beri 1000 kezden daha fazla atıfta bulunulmuştur.
Bu tarihten itibaren, 700'den fazla gezegen adayı tespit edilmiştir ve çoğu the Keck, Lick ve Anglo-Avustralya Gözlemevleri'nin (sırasıyla, California, Carnegie ve Anglo-Avustralya gezegen araştırmaları) çalışmalarına dayanmıştır ve Doppler arama programları tarafından tespit edilmiş olup, bir kısmı da Cenevre Extrasolar Planet menşeli gruplar tarafından bulunmuştur.
2000'lerin başında, ikinci nesil gezegen araştırmaları, spektrometrelerle çok daha hassas ölçümlere izin verdi. 2003 yılında Şili'de La Silla Rasathanesi'nde kurulu The HARPS spektometresi, birçok kayalık ve Dünya benzeri gezegeni bulmak için yeterli olan 0,3 m/s gibi küçük radyal hızları ölçebilmektedir. Dünya dışındaki bir gözlemcinin Dünya'yı 0,1 m/s hata payıyla gözlemlemesine izin verecek olan üçüncü nesil spektrografi teknolojisinin ise 2017 yılı itibarıyla kullanılmaya başlaması beklenmektedir.[]
Prosedür
Yıldız ve yayılan ışık spektrumu hakkında bir dizi gözlem yapılmıştır. Yıldızın spektrumu periyodik olarak artmakta ve belirli bir süre içinde düzenli olarak azalan spektrum karakteristik spektral çizgilerin dalga boyu ile tespit edilebilir. İstatistiksel filtreler daha sonra diğer kaynaklardan spektrum etkilerini iptal etmek için belirlenen verilere uygulanır. Matematiksel “en fittechniques” kullanarak, astronomlar yörüngede bir gezegen olduğunu gösterir ve periyodik sinüs dalgasını ayırabilirler.
Güneş Sistemi dışında bir gezegen tespit edilirse, gezegen için minimum kütle yıldızın radyal hız değişiklikleri tespit edilebilir. Kitlenin daha hassas ölçülerini bulmak için gezegenin yörüngesinin eğim bilgisi gerekir. Zamana karşı ölçülen radyal hızının karakteristik eğrisi (dairesel bir yörüngede sinüs eğrisi) verecek ve eğrinin genliği gezegenin minimum kütlesinin hesaplanmasını sağlayacaktır.
Bayes Kepler'in, yörüngede yıldızın ardışık radyal hız ölçümleri tek veya birden fazla Güneş Sistemi dışındaki gezegenin yörünge döngülerini tespit etmek için kullanılan matematiksel bir algoritması vardır. Bu Kepler yörünge parametrelerin bir veya daha fazla takım tarafından belirlenen alana önceki olasılık ile, radyal hız verileri de Bayes istatistiksel analizini içerir. Bu analiz, Monte Carlo Markov zinciri (MCMC) yöntemi kullanılarak da uygulanabilir.
Yöntem, yaklaşık 1000 günlük bir periyodu olan bir ikinci uydunun görünür bir tespiti ile sonuçlanan, HD 208.487 sistemine uygulanmıştır. Bununla birlikte, bu yıldız aktivitesi bir obje de olabilir. Bir yöntem de, aynı zamanda, yaklaşık 1 yıllık bir süre ile belirgin bir gezegen bulunması hedefleniyorsa, HD 11964 sistemi tatbik edilir. Ancak, bu gezegen yeniden azaltılmış ve veri bulunamamış ise, bu durum Güneş'in etrafında Dünya'nın yörünge hareketine girmiş olan bir obje olduğu varsayılır. Gezegenin spektral hatları daha sonra yıldızın tayf çizgilerini ayırt etmekte kullanılabilir, gezegenin kendisinin radyal hız bulunabilir, eğer yıldızın radyal hızı sadece bir gezegenin minimum kütlesini verir ve bu nedenle gezegenin yörüngesinde olmasa ve eğimi bulunsa dahi gezegenin gerçek kütlesi belirlenebilir. Transit olmayan ilk gezegen karbon monoksit spektrumun kızılötesi kısmında tespit edilmiş ve 2012 yılında Tau Boötis tarafından bulunmuştur.
Örnek
Sağ tarafta grafik dairesel yörüngede bir gezegen yörüngesinde olan hayali bir yıldızın radyal hızını gözlemlemek için Doppler spektroskopisi kullanılarak oluşturulan sinüs eğrisi gösterilmektedir. Yörüngede eksantriklik eğrisini tahrif etmesi ve aşağıda hesaplamaları zorlaştıracak olmasına rağmen gerçek bir yıldızın gözlemi, benzer bir grafik üretecektir.
Bu teorik yıldızın hızı ±1 m/s’lik bir periyodik değişim gösterir ki bu da yörüngede olan bir kütlenin bu yıldız üzerinde kütleçekimi yarattığının işaretidir. Gezegensel hareket Kepler'in üçüncü kanununı kullanarak, (yıldızın spektrumunda gözlenen varyasyonların dönemine eşit) yıldızın etrafında gezegenin yörüngesinin gözlenen süre aşağıdaki denklem kullanılarak) yıldızın gezegene mesafesini belirlemek için kullanılabilir.
- r gezegenin yıldızdan uzaklığı
- G kütleçekimi sabiti
- Mstar yıldızın kütlesi
- Pstar yıldızın gözlemleme periyodu
’yi bulduktan sonra, gezegenin yıldız çevresindeki hızı Newton’un kütleçekimi kanunu ve yörünge denklemi ile hesaplanabilir.
gezegenin hızıdır.
Gezegenin kütlesi, gezegenin hesaplanmış olan hızından bulunabilir:
ana yıldızın hızıdır. Gözlemlenmiş Doppler hızı 
,
, i gezegenin yörüngesinin hat görüş dik çizgisine eğimi olmak üzere.
Böylece, gezegenin yörüngesinin eğimi ve yıldızın kütlesi için bir değer varsayarak, yıldızın radyal hızı gözlenen değişimler gezegenin kütlesini hesaplamak için kullanılabilir.
Yarıçap hızı karşılaştırma tabloları
| Gezegen Kütle | Uzaklık AU | Radial velocity (vradial) | Notice |
|---|---|---|---|
| Jüpiter | 1 | 28,4 m/s | |
| Jüpiter | 5 | 12,7 m/s | |
| Neptün | 0,1 | 4,8 m/s | |
| Neptün | 1 | 1,5 m/s | |
| (5 M⊕) | 0,1 | 1,4 m/s | |
| Alpha Centauri Bb (1,13 ± 0,09 M⊕) | 0,04 | 0,51 m/s | (1) |
| Dev Dünya (5 M⊕) | 1 | 0,45 m/s | |
| Dünya | 1 | 0,09 m/s |
Yaşanabilir bölgede gezegenli MK tipi yıldızlar için
| Yıldız kütlesi () | Gezegen Kütlesi () | Lum. (L0) | Çeşit | (AU) | (cm/s) | (günler) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 0,10 | 1,0 | 8×10-4 | M8 | 0,028 | 168 | 6 |
| 0,21 | 1,0 | 7,9×10-3 | M5 | 0,089 | 65 | 21 |
| 0,47 | 1,0 | 6,3×10-2 | M0 | 0,25 | 26 | 67 |
| 0,65 | 1,0 | 1,6×10-1 | K5 | 0,40 | 18 | 115 |
| 0,78 | 2,0 | 4,0×10-1 | K0 | 0,63 | 25 | 209 |
Kısıtlamalar
Doppler spektroskopisi ile büyük sınırlama sadece çizgi görüş boyunca hareketini ölçmek ve böylece gezegenin kütlesini belirlemek için gezegenin yörüngesinin eğimi bir ölçüne (veya tahmini) bağlı kalacak olmasıdır. Gezegenin yörünge düzlemi çizgisi, görüş gözlemcisi ile aynı hizaya getirmek istenirse, o zaman yıldızın radyal hızı, ölçülen değişimler gerçek değerleridir. Ancak, eğer gezegenin yörüngesi bakış açısından daha eğik ise, gezegenin yıldız hareketi üzerindeki gerçek etkisi, yıldızın çap hızında ölçülen değişkenlerden daha fazla olacaktır ki görüş hattındaki tek bileşendir.Bunun sonucunda, gezegenin gerçek kütlesi beklenenden çok daha yüksek olacaktır.
Bu etki düzeltmek ve böylece bir gezegenin gerçek kütlesini belirlemek için, radyal hız ölçümleri hattı görüş hattına dik düzlem boyunca yıldızın hareketlerini izleyen astrometrik gözlemler ile kombine edilebilir. Yüksek kütleye sahip gezegenler gibi görünen cisimlerin kahverengi cüceler olması daha muhtemeldir, durumun bu olup olmadığını kontrol etmek için araştırmacılar Astrometrik ölçümleri kullanır. Bir başka dezavantaj, belirli türde yıldızları çevreleyen gazların kaplama genleşmesi ve büzülmesi ve kimi yıldızlarda değişkenlik gösterebilir. Bu yöntem, bir gezegenin neden olduğu küçük bir bataklık etkisi yapabilir, yıldızın içsel değişkenliği nedeniyle yıldız emisyon spektrumunda değişiklikle sebebiyle yıldızların etrafındaki bu tip gezegenleri bulmak için uygun değildir.
Bu metodun en yararlı olduğu kızım, ana yıldıza en yakın objelerin ağırlığını ölçmek (sıcak Jüpiter olarak da bilinen) için kullanılabilir. Çünkü bu objeler ana yıldıza en büyük çekim etkisini ve çap hızında en büyük değişiklikleri yaparlar. Birçok ayrı spektral hatların ve birçok yörünge dönemi gözlemlerinin sinyal gürültü oranı daha küçüktür ve daha uzak gezegenleri gözlemlemek için daha yüksek şansa sahiptir. Ancak Dünya'ya benzer gezegenler mevcut aletler ile ölçülmeye devam eder.
Sağ: Yıldızın hiçbir hareketi, gözlemcinin görüş alanında değildir ve Doppler spektroskopisi yöntemi de bunu algılamayacaktır.
Kaynakça
- ^ "Planet Found in Nearest Star System to Earth". European Southern Observatory. 16 Ekim 2012. 13 Aralık 2015 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 17 Ekim 2012.
- ^ "An NIR laser frequency comb for high precision Doppler planet surveys". . 16 Ekim 2010. Erişim tarihi: 16 Ekim 2010.[]
- ^ Doppler spectroscopy (İngilizce Vikipedi)
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Doppler spektroskopisi ayrica radyal hiz yontemi ya da halk dilinde yalpalama yontemi Ing Ingilizce wobble method olarak da bilinir gezegenin ana yildizin spektrumunda Doppler kaymalari gozlem yoluyla radyal hiz olcumleri Gunes Sistemi disindaki gezegenlerin ve kahverengi cucelerin bulunmasi icin kullanilan dolayli bir yontemdir Kitle kirmizi carpi onlarin ortak yorunge merkezi olacak sekilde ornegin bir gezegenin gibi daha kucuk bir cisim ornegin bir yildiz gibi daha genis bir cismi yorungedeki konumu ve ikincisinin hizindaki degisikliklere nasil etki ettigini gosteren diyagram Doppler spektroskopisi konak yildizdan gelen isigin renk degisimleri kaydederek radyal hiz donemsel degisimleri algilar Bir yildiz Dunya ya dogru hareket ettiginde spektrumu maviye kayar bizden uzaklastigi zaman ise kirmiziya kayar Bu spektral degisimler analiz ederek astronomlar Gunes Sistemi disindaki gezegenlerin olcebilirler Bilinen gezegenlerin yaklasik yarisi Ekim 2012 itibariyla Doppler spektroskopisi kullanilarak kesfedildi Tarihi Subat 2014 itibariyla yil kesfedilen otegezegen Diger tum yontemler acik gri iken radyal hizi kullanilarak kesfedilen olanlar siyah gosterilmistir Otto Struve 1952 yilinda guclu spektroskoplarin uzak gezegenleri tespit edilmesi icin kullanilmasini onerdi Truve cok buyuk ornegin Jupiter kadar buyuk bir gezegenin iki cismin kendi kutle merkezi etrafinda yorungede olmasinin ana yildizin neden hafifce sallanmasina neden oldugunu anlatti Struve un tahminine gore yaydigi isikta gerceklesen kucuk Doppler kaymalari onun surekli degisen radyal hiz nedeniyle yildiz ve yildizin emisyonu kucuk kirmizi kayma ve mavi kayma olarak en hassas spektrograflar ile tespit edilebilecekti Ancak o zamanin teknolojisi yaricap hiziyla ilgili olcumleri 1 000 m s ya da daha fazla hata ile olctugu icin gezegenlerin yorungede tespiti icin pek yararli olamiyordu Radyal hizda beklenen degisiklikler o denli kucuktur ki Jupiter Gunes 12 yillik bir sure boyunca yaklasik 12 4 m s ile hiz degismesine neden olur bu oran Dunya icin sadece 0 1 m s tir Bu yuzden uzun vadede yuksek cozunurluge sahip araclarla gozlemler yapmak gereklidir Spektrometre teknolojisi ve 1980 li ve 1990 li yillarda gozlemsel tekniklerdeki gelismeler bircok yeni Gunes Sistemi disindaki gezegenin ilk defa tespit edebilmesine olanak saglayan araclar uretti 1993 yilinda Guney Fransa nin Haute Provence Rasathanesi nde kurulan ELODIE spektrometre yeryuzunde bulunmayan bir gozlemciye Jupiter in Gunes e etkisini tespit etme imkani veriyor ve yeterince dusuk 7 m s gibi dusuk radyal hizlari olcebiliyordu Bu aleti kullanarak astronom Michel Mayor ve Didier Queloz Pegasus Takimyildizi ni 51 Pegasi b yi ve bir Sicak Jupiter i belirlemeyi basarmistir Gezegenler daha onceden yorunge pulsarlari ile belirleniyor olmalarina ragmen 51 Pegasi b Doppler spektroskopisi kullanilarak kesfedilen ilk ana sekans gezegeni olmustur 1995 in Kasim ayinda bilim insanlari bulgularini Nature isimli dergide yayimlamislardir Bu dergiye o zamandan beri 1000 kezden daha fazla atifta bulunulmustur Bu tarihten itibaren 700 den fazla gezegen adayi tespit edilmistir ve cogu the Keck Lick ve Anglo Avustralya Gozlemevleri nin sirasiyla California Carnegie ve Anglo Avustralya gezegen arastirmalari calismalarina dayanmistir ve Doppler arama programlari tarafindan tespit edilmis olup bir kismi da Cenevre Extrasolar Planet menseli gruplar tarafindan bulunmustur 2000 lerin basinda ikinci nesil gezegen arastirmalari spektrometrelerle cok daha hassas olcumlere izin verdi 2003 yilinda Sili de La Silla Rasathanesi nde kurulu The HARPS spektometresi bircok kayalik ve Dunya benzeri gezegeni bulmak icin yeterli olan 0 3 m s gibi kucuk radyal hizlari olcebilmektedir Dunya disindaki bir gozlemcinin Dunya yi 0 1 m s hata payiyla gozlemlemesine izin verecek olan ucuncu nesil spektrografi teknolojisinin ise 2017 yili itibariyla kullanilmaya baslamasi beklenmektedir guncellenmeli ProsedurYildiz ve yayilan isik spektrumu hakkinda bir dizi gozlem yapilmistir Yildizin spektrumu periyodik olarak artmakta ve belirli bir sure icinde duzenli olarak azalan spektrum karakteristik spektral cizgilerin dalga boyu ile tespit edilebilir Istatistiksel filtreler daha sonra diger kaynaklardan spektrum etkilerini iptal etmek icin belirlenen verilere uygulanir Matematiksel en fittechniques kullanarak astronomlar yorungede bir gezegen oldugunu gosterir ve periyodik sinus dalgasini ayirabilirler Gunes Sistemi disinda bir gezegen tespit edilirse gezegen icin minimum kutle yildizin radyal hiz degisiklikleri tespit edilebilir Kitlenin daha hassas olculerini bulmak icin gezegenin yorungesinin egim bilgisi gerekir Zamana karsi olculen radyal hizinin karakteristik egrisi dairesel bir yorungede sinus egrisi verecek ve egrinin genligi gezegenin minimum kutlesinin hesaplanmasini saglayacaktir Bayes Kepler in yorungede yildizin ardisik radyal hiz olcumleri tek veya birden fazla Gunes Sistemi disindaki gezegenin yorunge dongulerini tespit etmek icin kullanilan matematiksel bir algoritmasi vardir Bu Kepler yorunge parametrelerin bir veya daha fazla takim tarafindan belirlenen alana onceki olasilik ile radyal hiz verileri de Bayes istatistiksel analizini icerir Bu analiz Monte Carlo Markov zinciri MCMC yontemi kullanilarak da uygulanabilir Yontem yaklasik 1000 gunluk bir periyodu olan bir ikinci uydunun gorunur bir tespiti ile sonuclanan HD 208 487 sistemine uygulanmistir Bununla birlikte bu yildiz aktivitesi bir obje de olabilir Bir yontem de ayni zamanda yaklasik 1 yillik bir sure ile belirgin bir gezegen bulunmasi hedefleniyorsa HD 11964 sistemi tatbik edilir Ancak bu gezegen yeniden azaltilmis ve veri bulunamamis ise bu durum Gunes in etrafinda Dunya nin yorunge hareketine girmis olan bir obje oldugu varsayilir Gezegenin spektral hatlari daha sonra yildizin tayf cizgilerini ayirt etmekte kullanilabilir gezegenin kendisinin radyal hiz bulunabilir eger yildizin radyal hizi sadece bir gezegenin minimum kutlesini verir ve bu nedenle gezegenin yorungesinde olmasa ve egimi bulunsa dahi gezegenin gercek kutlesi belirlenebilir Transit olmayan ilk gezegen karbon monoksit spektrumun kizilotesi kisminda tespit edilmis ve 2012 yilinda Tau Bootis tarafindan bulunmustur Ornek Sag tarafta grafik dairesel yorungede bir gezegen yorungesinde olan hayali bir yildizin radyal hizini gozlemlemek icin Doppler spektroskopisi kullanilarak olusturulan sinus egrisi gosterilmektedir Yorungede eksantriklik egrisini tahrif etmesi ve asagida hesaplamalari zorlastiracak olmasina ragmen gercek bir yildizin gozlemi benzer bir grafik uretecektir Bu teorik yildizin hizi 1 m s lik bir periyodik degisim gosterir ki bu da yorungede olan bir kutlenin bu yildiz uzerinde kutlecekimi yarattiginin isaretidir Gezegensel hareket Kepler in ucuncu kanununi kullanarak yildizin spektrumunda gozlenen varyasyonlarin donemine esit yildizin etrafinda gezegenin yorungesinin gozlenen sure asagidaki denklem kullanilarak yildizin gezegene mesafesini belirlemek icin kullanilabilir r3 GMstar4p2Pstar2 displaystyle r 3 frac GM star 4 pi 2 P star 2 r gezegenin yildizdan uzakligi G kutlecekimi sabiti Mstar yildizin kutlesi Pstar yildizin gozlemleme periyodu r displaystyle r yi bulduktan sonra gezegenin yildiz cevresindeki hizi Newton un kutlecekimi kanunu ve yorunge denklemi ile hesaplanabilir VPL GMstar r displaystyle V PL sqrt GM star r VPL displaystyle V PL gezegenin hizidir Gezegenin kutlesi gezegenin hesaplanmis olan hizindan bulunabilir VPL GMstar r displaystyle V PL sqrt GM star r VPL displaystyle V PL ana yildizin hizidir Gozlemlenmis Doppler hizi Vstar displaystyle V star K Vstarsin i displaystyle K V star sin i i gezegenin yorungesinin hat gorus dik cizgisine egimi olmak uzere Boylece gezegenin yorungesinin egimi ve yildizin kutlesi icin bir deger varsayarak yildizin radyal hizi gozlenen degisimler gezegenin kutlesini hesaplamak icin kullanilabilir Yaricap hizi karsilastirma tablolariGezegen Kutle Uzaklik AU Radial velocity vradial NoticeJupiter 1 28 4 m sJupiter 5 12 7 m sNeptun 0 1 4 8 m sNeptun 1 1 5 m s 5 M 0 1 1 4 m sAlpha Centauri Bb 1 13 0 09 M 0 04 0 51 m s 1 Dev Dunya 5 M 1 0 45 m sDunya 1 0 09 m sYasanabilir bolgede gezegenli MK tipi yildizlar icin Yildiz kutlesi Gezegen Kutlesi Lum L0 Cesit AU cm s gunler 0 10 1 0 8 10 4 M8 0 028 168 60 21 1 0 7 9 10 3 M5 0 089 65 210 47 1 0 6 3 10 2 M0 0 25 26 670 65 1 0 1 6 10 1 K5 0 40 18 1150 78 2 0 4 0 10 1 K0 0 63 25 209KisitlamalarDoppler spektroskopisi ile buyuk sinirlama sadece cizgi gorus boyunca hareketini olcmek ve boylece gezegenin kutlesini belirlemek icin gezegenin yorungesinin egimi bir olcune veya tahmini bagli kalacak olmasidir Gezegenin yorunge duzlemi cizgisi gorus gozlemcisi ile ayni hizaya getirmek istenirse o zaman yildizin radyal hizi olculen degisimler gercek degerleridir Ancak eger gezegenin yorungesi bakis acisindan daha egik ise gezegenin yildiz hareketi uzerindeki gercek etkisi yildizin cap hizinda olculen degiskenlerden daha fazla olacaktir ki gorus hattindaki tek bilesendir Bunun sonucunda gezegenin gercek kutlesi beklenenden cok daha yuksek olacaktir Bu etki duzeltmek ve boylece bir gezegenin gercek kutlesini belirlemek icin radyal hiz olcumleri hatti gorus hattina dik duzlem boyunca yildizin hareketlerini izleyen astrometrik gozlemler ile kombine edilebilir Yuksek kutleye sahip gezegenler gibi gorunen cisimlerin kahverengi cuceler olmasi daha muhtemeldir durumun bu olup olmadigini kontrol etmek icin arastirmacilar Astrometrik olcumleri kullanir Bir baska dezavantaj belirli turde yildizlari cevreleyen gazlarin kaplama genlesmesi ve buzulmesi ve kimi yildizlarda degiskenlik gosterebilir Bu yontem bir gezegenin neden oldugu kucuk bir bataklik etkisi yapabilir yildizin icsel degiskenligi nedeniyle yildiz emisyon spektrumunda degisiklikle sebebiyle yildizlarin etrafindaki bu tip gezegenleri bulmak icin uygun degildir Bu metodun en yararli oldugu kizim ana yildiza en yakin objelerin agirligini olcmek sicak Jupiter olarak da bilinen icin kullanilabilir Cunku bu objeler ana yildiza en buyuk cekim etkisini ve cap hizinda en buyuk degisiklikleri yaparlar Bircok ayri spektral hatlarin ve bircok yorunge donemi gozlemlerinin sinyal gurultu orani daha kucuktur ve daha uzak gezegenleri gozlemlemek icin daha yuksek sansa sahiptir Ancak Dunya ya benzer gezegenler mevcut aletler ile olculmeye devam eder Sol Gezegenin yorungesindeki bir yildizin bir temsili gosterimi Yildizin tum hareketi izleyicinin hattinin gorusu hizasindadir Doppler spektroskopisi gezegenin kutlesinin gercek degerini verecektir Sag Yildizin hicbir hareketi gozlemcinin gorus alaninda degildir ve Doppler spektroskopisi yontemi de bunu algilamayacaktir Kaynakca Planet Found in Nearest Star System to Earth European Southern Observatory 16 Ekim 2012 13 Aralik 2015 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 17 Ekim 2012 An NIR laser frequency comb for high precision Doppler planet surveys 16 Ekim 2010 Erisim tarihi 16 Ekim 2010 olu kirik baglanti Doppler spectroscopy Ingilizce Vikipedi