เมนูนำทาง
ด็อพเพลอร์สเปกโทรสโกปี ขั้นตอนการแผ่แสงจากดาวออกมาเป็นสเปกตรัมนั้นประกอบด้วยหลายขั้นตอนด้วยกัน การเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมของดาวฤกษ์เป็นคาบนั้นอาจตรวจพบได้ โดยส่วนใหญ่แล้วอาจดูได้จากการเพิ่มหรือลดความยาวคลื่นของเส้นสเปกตรัมเฉพาะเป็นคาบ การเปลี่ยนแปลงนี้สามารถบ่งบอกว่าความเร็วแนวเล็งของดาวมีการเปลี่ยนแปลงเนื่องจากการมีอยู่ของดาวเคราะห์ ทำให้เกิดปรากฏการณ์ด็อพเพลอร์ในสเปกตรัมขึ้นมา
ถ้ามีดาวเคราะห์อยู่จริง มวลของดาวเคราะห์สามารถทราบได้จากการเปลี่ยนแปลงความเร็วแนวเล็งของดาวฤกษ์ ภาพข้างล่างนี้แสดงกราฟของเวลาเทียบกับความเร็วแนวเล็งเป็นเส้นโค้งเฉพาะ (เส้นโค้งไซน์ในการเคลื่อนที่เป็นวงกลม) โดยจะหามวลของดาวเคราะห์ได้จากค่าแอมพลิจูด
จากภาพ เส้นโค้งไซน์ของการเปลี่ยนแปลงของความเร็วแนวเล็งของดาวฤกษ์ที่มีดาวเคราะห์โคจรรอบนั้นสังเกตได้จากดอปเปลอร์สเปกโทรสโกปี กราฟในลักษณะนี้อาจปรากฏขึ้นได้ในการสังเกตการณ์จริง แม้ว่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรของดาวเคราะห์อาจทำให้เส้นโค้งบิดเบี้ยวไป ทำให้มีรูปร่างที่ซับซ้อนกว่าภาพด้านขวาได้
ตามทฤษฎีแล้ว เมื่อความเร็วแนวเล็งของดาวเปลี่ยนแปลงมากกว่า ±1 เมตร/วินาที จะถือว่ามีวัตถุหนึ่งโคจรรอบดาวฤกษ์ ซึ่งสร้างแรงดึงให้กับดาวฤกษ์ ตามกฎของเค็พเพลอร์แล้ว คาบการโคจรที่สังเกตได้ของดาวเคราะห์ (เท่ากับคาบการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่สังเกตได้) สามารถใช้คำนวณระยะห่างระหว่างดาวเคราะห์กับดาวฤกษ์แม่ ( r {\displaystyle r} ) ได้โดยใช้สูตรต่อไปนี้:
r 3 = G M s t a r 4 π 2 P s t a r 2 {\displaystyle r^{3}={\frac {GM_{star}}{4\pi ^{2}}}P_{star}^{2}\,}
ในที่นี้:
เมื่อกำหนดระยะทาง r {\displaystyle r} ได้แล้ว ความเร็วของดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์สามารถคำนวณได้โดยใช้กฎความโน้มถ่วงของนิวตัน และสมการวงโคจร:
V P L = G M s t a r / r {\displaystyle V_{PL}={\sqrt {GM_{star}/r}}\,}
ในที่นี้ V P L {\displaystyle V_{PL}} คือความเร็วในการโคจรของดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์
สามารถหามวลของดาวเคราะห์ได้จากความเร็วในการโคจรของดาวเคราะห์ที่คำนวณได้:
M P L = M s t a r V s t a r V P L {\displaystyle M_{PL}={\frac {M_{star}V_{star}}{V_{PL}}}\,}
ในที่นี้ V s t a r {\displaystyle V_{star}} คือความเร็วในการโคจรของดาวแม่ ความเร็วในการเคลื่อนที่ก่อให้เกิดปรากฏการณ์ด็อพเพลอร์ที่สังเกตได้คือ K = V s t a r sin ( i ) {\displaystyle K=V_{star}\sin(i)} โดยที่ i คือความเอียงระหว่างระนาบการโคจรของดาวเคราะห์กับแนวสายตาของผู้สังเกต
ดังนั้นแล้วเมื่อรู้ความเอียงของวงโคจรของดาวเคราะห์และมวลของดาวฤกษ์แล้ว ค่าการเปลี่ยนแปลงที่สังเกตได้ในความเร็วแนวรัศมีของดาวนั้นสามารถใช้คำนวณมวลของดาวเคราะห์นอกระบบได้
เมนูนำทาง
ด็อพเพลอร์สเปกโทรสโกปี ขั้นตอนใกล้เคียง
ด็อพเพลอร์สเปกโทรสโกปี ด็อพเพิลเก็งเงอร์ ด็อกเตอร์ ฟู ด็อกเตอร์ เอ้กแมน ด็อกเดย์ สี่ขาว้าวุ่น ด็อกเตอร์ดูม ด็องเซิงโนทร์มงด์ ด็อกเตอร์แซ็คแชมเบอร์ออร์เคสตรา ด็อกเตอร์ ลอว์เยอร์ ด็อกเกิลส์แหล่งที่มา
WikiPedia: ด็อพเพลอร์สเปกโทรสโกปี http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20... http://www.space.com/searchforlife/seti_wobble_met... http://www.astro.psu.edu/users/alex/astro497_2.pdf http://exoplanet.eu/catalog.php http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/radial... //arxiv.org/abs/0812.1582 //arxiv.org/abs/astro-ph/0609229 //arxiv.org/abs/astro-ph/0611658 //doi.org/10.1086%2F510553 //doi.org/10.1088%2F0004-637X%2F693%2F2%2F1084