しせんそくど‐ほう〔‐ハフ〕【視線速度法】
ドップラー分光法
(視線速度法 から転送)
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/02/23 14:36 UTC 版)
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惑星 (のような小さな天体) が主星 (のような大きな天体) の動きにどのように影響を与えるかを示したアニメーション。赤い十時で示される重心は、二つの天体の軌道で共通となる。
ドップラー分光法 (英: Doppler spectroscopy) は視線速度法とも呼ばれ、太陽系外惑星を探索する方法の一つである。ドップラー効果と、惑星を持つであろう恒星のスペクトルを観測、解析する。
系外惑星は、自ら発光しない上に地球からの距離が遠いため非常に暗く、望遠鏡による直接観測で発見するのは極めて困難である（直接観測による発見は2004年までなされなかった）。そのため系外惑星は間接的な手法、つまり惑星が恒星 (主星) などのより観測しやすい対象におよぼす影響を観測することで発見されてきた。その他の手法としては、位置天文学による方法、パルサー観測による方法、トランジット法、重力マイクロレンズ法がある。系外惑星の探査が始まった初期は多くの系外惑星はドップラー分光法で発見されており[1][2]。
参考文献
- ^ 、主系列星の周りに初めて発見された系外惑星であるペガスス座51番星bもこの手法で発見されたが、近年ではトランジット法による発見個数が大幅に増加している。 O. Struve (1952). “Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work”. The Observatory 72 (870): 199–200. Bibcode 1952Obs....72..199S.
- ^ “Radial velocity method”. The Internet Encyclopedia of Science. 2007年4月27日閲覧。
関連項目
- 視線速度法のページへのリンク
