Lihat sumber bagi Spektroskopi Doppler


[[Fail:Orbit3.gif|kiri|thumb|200x200px| Rajah menunjukkan bagaimana objek yang lebih kecil (seperti [[planet luar suria]]) yang mengorbit objek yang lebih besar (seperti [[bintang]]) boleh menghasilkan perubahan dalam kedudukan dan halaju yang terakhir apabila mereka mengorbit pusat jisim sepunya (palang merah).]]
[[Fail:The_radial_velocity_method_(artist’s_impression).jpg|kiri|thumb| Spektroskopi Doppler mengesan anjakan berkala dalam halaju jejarian dengan merekodkan variasi dalam warna cahaya daripada bintang perumah. Apabila bintang bergerak ke arah Bumi, spektrumnya berubah biru, manakala ia berubah merah apabila ia menjauhi kita. Dengan menganalisis anjakan spektrum ini, ahli astronomi boleh menyimpulkan pengaruh graviti planet luar suria.<ref name="Wenz">{{Cite journal|last=Wenz|first=John|date=10 October 2019|title=Lessons from scorching hot weirdo-planets|url=https://knowablemagazine.org/article/physical-world/2019/hot-jupiter-formation-theories|journal=Knowable Magazine|language=en|publisher=Annual Reviews|doi=10.1146/knowable-101019-2|access-date=4 April 2022|doi-access=free}}</ref>]]
'''Spektroskopi Doppler''' ({{Jawi|سڤيكتروسكوڤي دوڤلر}}; juga dikenali sebagai '''kaedah halaju jejarian''', atau dalam bahasa sehari-hari, '''kaedah goyangan''' ialah [[Kaedah pengesanan planet luar sistem suria|kaedah tidak langsung]] untuk mencari [[planet luar suria]] dan [[kerdil perang]] daripada ukuran [[Halaju jejarian|halaju jejari]] melalui pemerhatian [[Kesan Doppler|anjakan Doppler]] dalam [[Spektroskopi astronomi|spektrum]] bintang induk [[planet]]. Sehingga November 2022, kira-kira 19.5% planet luar suria yang diketahui (1,018 buah daripada jumlah keseluruhan) telah ditemui menggunakan spektroskopi Doppler.<ref name="NASA Counts Detail">{{Cite web|url=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/counts_detail.html|title=Exoplanet and Candidate Statistics|website=[[NASA Exoplanet Archive]]|publisher=[[NASA Exoplanet Science Institute]]|language=en|access-date=27 November 2022}}</ref>

== Sejarah ==
[[Fail:Exoplanet_Discovery_Method_Bar_RV.png|thumb|250x250px| Eksoplanet ditemui mengikut tahun (sehingga Februari 2014). Mereka yang ditemui menggunakan halaju jejarian ditunjukkan dalam warna hitam, manakala semua kaedah lain adalah dalam kelabu muda.]]
Otto Struve mencadangkan pada tahun 1952 penggunaan [[spektrograf]] berkuasa untuk mengesan planet yang jauh. Beliau menerangkan bagaimana sebuah planet yang sangat besar, sebesar [[Musytari]], sebagai contoh, akan menyebabkan bintang induknya bergoyang sedikit ketika kedua-dua objek itu mengorbit di sekitar pusat jisim mereka.<ref name="OBSERV">
{{Cite journal|last=O. Struve|author-link=Otto Struve|year=1952|title=Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work|journal=[[The Observatory (journal)|The Observatory]]|volume=72|issue=870|pages=199–200|bibcode=1952Obs....72..199S}}</ref> Beliau meramalkan bahawa terdapat anjakan Doppler kecil pada cahaya yang dipancarkan oleh bintang, disebabkan oleh halaju jejarinya yang sentiasa berubah-ubah, dan ini akan dapat dikesan oleh spektrograf yang paling sensitif sebagai [[anjakan merah]] dan [[Anjakan merah|biru]] kecil dalam pancaran bintang. Walau bagaimanapun, teknologi pada masa itu menghasilkan ukuran halaju jejari dengan ralat 1,000&nbsp;[[Meter per saat|m/s]] atau lebih, menjadikannya tidak berguna untuk pengesanan planet yang mengorbit.<ref name="RVM">
{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/radial_velocity_method.html|title=Radial velocity method|publisher=The Internet Encyclopedia of Science|access-date=2007-04-27}}<cite class="citation web cs1" data-ve-ignore="true">[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/radial_velocity_method.html "Radial velocity method"]. The Internet Encyclopedia of Science<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2007-04-27</span></span>.</cite></ref> Perubahan yang dijangkakan dalam halaju jejari adalah sangat kecil – Musytari menyebabkan [[Matahari]] menukar halaju kira-kira 12.4&nbsp;m/s dalam tempoh 12 tahun, dan kesan Bumi hanya 0.1&nbsp;m/s dalam tempoh 1 tahun – jadi pemerhatian jangka panjang oleh instrumen dengan [[Peleraian optik|peleraian]] yang sangat tinggi diperlukan.<ref name="RVM" /><ref name="Wolszczan">
{{Cite web|url=http://www.astro.psu.edu/users/alex/astro497_2.pdf|title=Doppler spectroscopy and astrometry – Theory and practice of planetary orbit measurements|last=A. Wolszczan|authorlink=Alex Wolszczan|date=Spring 2006|website=ASTRO 497: "Astronomy of Extrasolar Planets" lectures notes|publisher=[[Penn State University]]|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20081217034658/http://www.astro.psu.edu/users/alex/astro497_2.pdf|archive-date=2008-12-17|access-date=2009-04-19}}</ref>

Kemajuan dalam teknologi spektrometer dan teknik pemerhatian pada tahun 1980-an dan 1990-an menghasilkan instrumen yang mampu mengesan yang pertama daripada banyak planet luar suria baharu. [[Spektrograf ELODIE]], dipasang di [[Balai Cerap Haute-Provence]] di Perancis Selatan pada tahun 1993, boleh mengukur anjakan halaju jejari serendah 7&nbsp;m/s, cukup rendah bagi pemerhati luar angkasa untuk mengesan pengaruh Musytari ke atas Matahari.<ref name="ELODIE">{{Cite web|url=http://www.obs-hp.fr/www/archive/elodie-for-dummies.html|title=A user's guide to Elodie archive data products|date=May 2009|publisher=Haute-Provence Observatory|access-date=26 October 2012}}</ref> Menggunakan instrumen ini, ahli astronomi [[Michel Mayor]] dan [[Didier Queloz]] mengenal pasti [[51 Pegasi b]], sebuah "[[Musytari panas|Musytari Panas]]" dalam buruj Pegasus.<ref name="Nature">{{Cite journal|last=Mayor|first=Michel|last2=Queloz|first2=Didier|year=1995|title=A Jupiter-mass companion to a solar-type star|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=378|issue=6555|pages=355–359|bibcode=1995Natur.378..355M|doi=10.1038/378355a0|issn=1476-4687|oclc=01586310}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFMayorQueloz1995">Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). "A Jupiter-mass companion to a solar-type star". ''[[Nature]]''. '''378''' (6555): 355–359. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995Natur.378..355M 1995Natur.378..355M]. [[Pengecam objek digital|doi]]:[[doi:10.1038/378355a0|10.1038/378355a0]]. [[Nombor Siri Piawai Antarabangsa|ISSN]]&nbsp;[[issn:1476-4687|1476-4687]]. [[Online Computer Library Center|OCLC]]&nbsp;[https://www.worldcat.org/oclc/01586310 01586310]. [[Semantic Scholar|S2CID]]&nbsp;[https://api.semanticscholar.org/CorpusID:4339201 4339201].</cite></ref> Walaupun planet sebelum ini telah dikesan mengorbit [[pulsar]], 51 Pegasi b ialah planet pertama yang pernah disahkan mengorbit bintang [[jujukan utama]], dan yang pertama dikesan menggunakan spektroskopi Doppler.<ref name="Brennan">{{Cite news|url=https://exoplanets.nasa.gov/news/204/will-the-real-first-exoplanet-please-stand-up/|title=Will the real 'first exoplanet' please stand up?|last=Brennan|first=Pat|date=July 7, 2015|access-date=28 February 2022|work=Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System}}</ref>

Pada November 1995, para saintis menerbitkan penemuan mereka dalam jurnal ''[[Nature]]'' ; makalah itu telah dipetik lebih 1,000 kali. Sejak tarikh itu, lebih 1,000 calon eksoplanet telah dikenal pasti, kebanyakannya telah dikesan oleh program carian Doppler yang berpangkalan di Balai Cerap [[Balai Cerap Keck|Keck]], [[Balai Cerap Lick|Lick]], dan [[Balai Cerap Inggeris-Australia|Anglo-Australian]] (masing-masing, carian planet California, Carnegie dan Anglo-Australian), dan pasukan yang berpangkalan di [[Geneva Extrasolar Planet Search|Carian Planet Luar Suria Geneva]].<ref name="CNE">{{Cite journal|last=R.P. Butler|author-link=R. Paul Butler|displayauthors=etal|year=2006|title=Catalog of Nearby Exoplanets|url=http://exoplanets.org/cne.pdf|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=646|issue=2–3|pages=25–33|arxiv=astro-ph/0607493|bibcode=2006ApJ...646..505B|doi=10.1086/504701|archive-url=https://web.archive.org/web/20070707104318/http://exoplanets.org/cne.pdf|archive-date=2007-07-07}}</ref>

Bermula pada awal 2000-an, generasi kedua spektrograf memburu planet membenarkan pengukuran yang jauh lebih tepat. Spektrograf [[Pencari Planet Ketepatan Tinggi Halaju Jejarian|HARPS]], dipasang di [[Balai Cerap La Silla]] di Chile pada tahun 2003, boleh mengenal pasti anjakan halaju jejari sekecil 0.3&nbsp;m/s, cukup untuk mengesan banyak planet berbatu, seperti Bumi.<ref name="HARPS">{{Cite journal|last=Mayor|displayauthors=etal|year=2003|title=Setting New Standards With HARPS|url=http://www.eso.org/sci/facilities/lasilla/instruments/harps/science/papers/harps_mess114.pdf|journal=ESO Messenger|volume=114|pages=20|bibcode=2003Msngr.114...20M}}</ref> Spektrograf generasi ketiga dijangka muncul dalam talian pada tahun 2017. Dengan ralat pengukuran dianggarkan di bawah 0.1&nbsp;m/s, instrumen baharu ini akan membolehkan pemerhati luar angkasa mengesan Bumi sekalipun.<ref name="ESPRESSO">{{Cite web|url=http://espresso.astro.up.pt/|title=ESPRESSO – Searching for other Worlds|date=2009-12-16|publisher=Centro de Astrofísica da Universidade do Porto|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20101017053751/http://espresso.astro.up.pt/|archive-date=2010-10-17|access-date=2010-10-26}}</ref>
[[Fail:Exoplanet_Period-Mass_Scatter_Discovery_Method_RV.png|kiri|thumb|300x300px| Sifat (paksi jisim dan sisi separa panjang) planet yang ditemui sepanjang 2013 menggunakan halaju jejarian, dibandingkan (kelabu muda) dengan planet yang ditemui menggunakan kaedah lain.]]
Satu siri pemerhatian dibuat terhadap spektrum cahaya yang dipancarkan oleh bintang. Variasi berkala dalam spektrum bintang boleh dikesan, dengan [[panjang gelombang]] [[garis spektrum]] ciri dalam spektrum meningkat dan menurun secara tetap dalam tempoh masa. Penapis statistik kemudian digunakan pada set data untuk membatalkan kesan spektrum daripada sumber lain. Menggunakan teknik [[paling sesuai]] matematik, ahli astronomi boleh mengasingkan [[gelombang sinus]] berkala yang menunjukkan planet dalam orbit.<ref name="Nature">{{Cite journal|last=Mayor|first=Michel|last2=Queloz|first2=Didier|year=1995|title=A Jupiter-mass companion to a solar-type star|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=378|issue=6555|pages=355–359|bibcode=1995Natur.378..355M|doi=10.1038/378355a0|issn=1476-4687|oclc=01586310}}</ref>

Jika planet luar suria dikesan, [[jisim minimum]] untuk planet itu boleh ditentukan daripada perubahan halaju jejari bintang. Untuk mencari ukuran jisim yang lebih tepat memerlukan pengetahuan tentang kecenderungan orbit planet. Graf halaju jejarian berbanding masa yang diukur akan memberikan lengkung ciri ([[Gelombang sinus|lengkung sinus]] dalam kes orbit bulat), dan amplitud lengkung akan membolehkan jisim minimum planet dikira menggunakan [[fungsi jisim binari]].

Periodogram Bayesian Kepler ialah [[algoritma]] matematik, digunakan untuk mengesan satu atau berbilang planet luar suria daripada pengukuran [[Halaju jejarian|halaju jejari]] berturut-turut bagi bintang yang mereka orbit. Ia melibatkan [[analisis statistik Bayesian]] bagi data halaju jejari, menggunakan [[taburan kebarangkalian]] [[Kebarangkalian sebelumnya|terdahulu]] ke atas ruang yang ditentukan oleh satu atau lebih set parameter orbit Keplerian. Analisis ini boleh dilaksanakan menggunakan kaedah [[Rantai Markov Monte Carlo|Markov chain Monte Carlo]] (MCMC).

Kaedah ini telah digunakan pada sistem [[HD 208487]], menghasilkan pengesanan jelas planet kedua dengan tempoh kira-kira 1000 hari. Walau bagaimanapun, ini masih mungkin kesan aktiviti bintang.<ref>
{{Cite journal|last=P.C. Gregory|year=2007|title=A Bayesian Kepler periodogram detects a second planet in HD 208487|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=374|issue=4|pages=1321–1333|arxiv=astro-ph/0609229|bibcode=2007MNRAS.374.1321G|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11240.x}}</ref><ref>
{{Cite journal|last=Wright|first=J. T.|last2=Marcy|first2=G. W.|last3=Fischer|first3=D. A|last4=Butler|first4=R. P.|last5=Vogt|first5=S. S.|last6=Tinney|first6=C. G.|last7=Jones|first7=H. R. A.|last8=Carter|first8=B. D.|last9=Johnson|first9=J. A.|displayauthors=8|year=2007|title=Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars|url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/657/1/533/65907.html|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=657|issue=1|pages=533–545|arxiv=astro-ph/0611658|bibcode=2007ApJ...657..533W|doi=10.1086/510553}}</ref> Kaedah ini juga digunakan pada sistem [[HD 11964]], iaitu ia menjumpai planet yang jelas dengan tempoh kira-kira 1 tahun. Walau bagaimanapun, planet ini tidak ditemui dalam data yang dikurangkan semula,<ref>
{{Cite journal|last=P.C. Gregory|year=2007|title=A Bayesian periodogram finds evidence for three planets in HD 11964|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=381|issue=4|pages=1607–1616|arxiv=0709.0970|bibcode=2007MNRAS.381.1607G|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12361.x}}</ref><ref>
{{Cite journal|last=Wright|first=J.T.|last2=Upadhyay|first2=S.|last3=Marcy|first3=G. W.|last4=Fischer|first4=D. A.|last5=Ford|first5=Eric B.|last6=Johnson|first6=John Asher|year=2009|title=Ten New and Updated Multi-planet Systems, and a Survey of Exoplanetary Systems|journal=The Astrophysical Journal|volume=693|issue=2|pages=1084–1099|arxiv=0812.1582|bibcode=2009ApJ...693.1084W|doi=10.1088/0004-637X/693/2/1084}}</ref> menunjukkan bahawa pengesanan ini adalah kesan gerakan orbit Bumi mengelilingi Matahari. 

Walaupun halaju jejari bintang hanya memberikan jisim minimum planet, jika [[garis spektrum]] planet boleh dibezakan daripada garis spektrum bintang maka halaju jejari planet itu sendiri boleh ditemui dan ini memberikan kecondongan orbit planet, justeru, jisim sebenar planet boleh ditentukan. Planet bukan transit pertama yang jisimnya ditemui dengan cara ini ialah [[Tau Boötis b]] pada 2012 apabila [[karbon monoksida]] dikesan dalam bahagian inframerah spektrum.<ref>[[arxiv:1206.6197|Weighing The Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b]], Florian Rodler, Mercedes Lopez-Morales, Ignasi Ribas, 27 June 2012</ref>

=== Contoh ===
[[Fail:Doppler_Shift_vs_Time.svg|kiri|thumb|500x500px]]
Graf di sebelah kanan menggambarkan [[Gelombang sinus|lengkung sinus]] menggunakan spektroskopi Doppler untuk memerhati halaju jejari bintang khayalan yang sedang diorbit oleh planet dalam orbit bulat. Pemerhatian bintang sebenar akan menghasilkan graf yang serupa, walaupun [[Kesipian orbit|kesipian]] dalam orbit akan memesongkan lengkung dan merumitkan pengiraan di bawah.

Halaju bintang teori ini menunjukkan varians berkala ±1&nbsp;m/s, mencadangkan jisim mengorbit yang mencipta tarikan graviti pada bintang ini. Menggunakan [[Hukum gerakan planet Kepler|hukum ketiga pergerakan planet]] [[Johannes Kepler|Kepler]], tempoh pemerhatian orbit planet mengelilingi bintang (sama dengan tempoh variasi yang diperhatikan dalam spektrum bintang) boleh digunakan untuk menentukan jarak planet dari bintang (<math>r</math>) menggunakan persamaan berikut:

: <math>r^3=\frac{GM_\mathrm{bintang}}{4\pi^2}P_\mathrm{bintang_.}^2\,</math>

iaitu:

* ''r'' ialah jarak planet dari bintang
* ''G'' ialah [[pemalar graviti]]
* ''M''<sub>bintang</sub> ialah jisim bintang
* ''P''<sub>bintang</sub> ialah tempoh yang diperhatikan bagi bintang itu

Setelah menentukan <math>r</math>, halaju planet mengelilingi bintang boleh dikira menggunakan [[Hukum kegravitian semesta Newton|hukum graviti]] [[Isaac Newton|Newton]], dan [[persamaan orbit]] :

: <math>V_\mathrm{PL}=\sqrt{GM_\mathrm{bintang_.}/r}\,</math>

iaitu <math>V_\mathrm{PL}</math> ialah halaju planet.

Jisim planet kemudiannya boleh didapati daripada halaju planet yang dikira:

: <math>M_\mathrm{PL}=\frac{M_\mathrm{bintang_.}V_\mathrm{bintang}}{V_\mathrm{PL}}\,</math>

dan <math>V_\mathrm{bintang}</math> ialah halaju bintang induk. Halaju Doppler yang diperhatikan, <math>K = V_\mathrm{bintang}\sin(i)</math>, dan <math>i</math> ialah [[Kecondongan orbit|kecondongan]] orbit planet kepada garis yang berserenjang dengan [[Penyebaran garis penglihatan|garis penglihatan]].

Oleh itu, dengan mengandaikan nilai untuk kecondongan orbit planet dan untuk jisim bintang, perubahan yang diperhatikan dalam halaju jejari bintang boleh digunakan untuk mengira jisim planet luar suria.

== Jadual perbandingan halaju jejari ==
{| class="wikitable"
|+
![[Jisim]] [[Planet]]
! Jarak
[[Unit astronomi|AU]]
! Halaju Jejarian Bintang Disebabkan Planet
(''v''<sub>jejari</sub>)
! Notis
|-
| [[Musytari]]
| 1
| 28.4 m/[[Saat|s]]
|
|-
| [[Musytari]]
| 5
| 12.7&nbsp;m/s
|
|-
| [[Neptun]]
| 0.1
| 4.8&nbsp;m/s
|
|-
| [[Neptun]]
| 1
| 1.5&nbsp;m/s
|
|-
| [[Super-Bumi]] (5 ''M''<sub>🜨</sub>)
| 0.1
| 1.4&nbsp;m/s
|
|-
| [[L 98-59 b]] ({{Val|0.4}} ''M''<sub>🜨</sub>)
| 0.02
| 0.46&nbsp;m/s
|<ref name="Demangeon2021"></ref>
|-
| [[Super-Bumi]] (5 ''M''<sub>🜨</sub>)
| 1
| 0.45&nbsp;m/s
|
|-
| align="left" | Bumi
| 0.09
| 0.30&nbsp;m/s
|
|-
| Bumi
| 1
| 0.09&nbsp;m/s
|
|}
Ruj:<ref name="Chinese Academy of Sciences">{{Cite web|url=http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/10-LPasquini.ppt|title=ESPRESSO and CODEX the next generation of RV planet hunters at ESO|date=2010-10-16|publisher=[[Chinese Academy of Sciences]]|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20110704072701/http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/10-LPasquini.ppt|archive-date=2011-07-04|access-date=2010-10-16}}<cite class="citation web cs1" data-ve-ignore="true">[https://web.archive.org/web/20110704072701/http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/10-LPasquini.ppt "ESPRESSO and CODEX the next generation of RV planet hunters at ESO"]. [[Akademi Sains China|Chinese Academy of Sciences]]. 2010-10-16. Archived from [http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/10-LPasquini.ppt the original] on 2011-07-04<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2010-10-16</span></span>.</cite></ref><div style="float:left">
{| class="wikitable"
|+Planet<ref name="Chinese Academy of Sciences">{{Cite web|url=http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/10-LPasquini.ppt|title=ESPRESSO and CODEX the next generation of RV planet hunters at ESO|date=2010-10-16|publisher=[[Chinese Academy of Sciences]]|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20110704072701/http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/10-LPasquini.ppt|archive-date=2011-07-04|access-date=2010-10-16}}</ref>
!Planet
! Jenis Planet
! Paksi Separa
Panjang
([[Unit astronomi|AU]])
! Tempoh Orbit
! Halaju Jejarian Bintang Disebabkan Planet (m/s)
! Boleh dikesan oleh:
|-
| [[51 Pegasi b]]
| [[Musytari panas|Musytari Panas]]
| 0.05
| 4.23 hari
| 55.9<ref>{{Cite web|url=http://exoplanets.org/detail/51_Peg_b|title=51 Peg b|publisher=Exoplanets Data Explorer}}</ref>
| Spektrograf generasi pertama
|-
| [[55 Cancri d]]
| [[Gergasi gas]]
| 5.77
| 14.29 tahun
| 45.2<ref>{{Cite web|url=http://exoplanets.org/detail/55_Cnc_d|title=55 Cnc d|publisher=Exoplanets Data Explorer}}</ref>
| Spektrograf generasi pertama
|-
| [[Musytari]]
| [[Gergasi gas]]
| 5.20
| 11.86 tahun
| 12.4<ref name="Texas">{{Cite web|url=http://austral.as.utexas.edu/michael/teaching/AST_s309_ss11_2.ppt|title=The Doppler Method, or Radial Velocity Detection of Planets|last=Endl|first=Michael|publisher=University of Texas at Austin|access-date=26 October 2012}}{{Pautan putus|date=September 2017}}</ref>
| Spektrograf generasi pertama
|-
| [[Gliese 581 c|Gliese 581c]]
| [[Super-Bumi]]
| 0.07
| 12.92 hari
| 3.18<ref>{{Cite web|url=http://exoplanets.org/detail/GJ_581_c|title=GJ 581 c|publisher=Exoplanets Data Explorer}}</ref>
| Spektrograf generasi kedua
|-
|-
| [[Zuhal]]
| [[Gergasi gas]]
| 9.58
| 29.46 tahun
| 2.75
| Spektrograf generasi kedua
|-
| [[L 98-59 b]]
| [[Planet bumian]]
| 0.02
| 2.25 hari
| 0.46 
| Spektrograf generasi ketiga
|-
| [[Neptun]]
| [[Gergasi ais]]
| 30.10
| 164.79 tahun
| 0.281
| Spektrograf generasi ketiga
|-
| Bumi
| [[Kebolehdiaman planet|Planet boleh huni]]
| 1.00
| 365.26 hari
| 0.089
| Spektrograf generasi ketiga (kemungkinan)
|-
| [[Pluto]]
| [[Planet kerdil]]
| 39.26
| 246.04 tahun
| 0.00003
| Tidak dapat dikesan
|}
</div>{{Kosongkan}}

=== Untuk bintang jenis MK dengan planet dalam zon boleh didiami ===
<div style="float:left">
{| class="wikitable"
|+<ref>{{Cite web|url=http://202.127.29.4/bdep_meeting/download/talks/20July/SOsterman.pptt|title=An NIR laser frequency comb for high precision Doppler planet surveys|date=2010-10-16|publisher=[[Chinese Academy of Sciences]]|access-date=2010-10-16}}{{Pautan putus|date=January 2017}}</ref>
!Jisim bintang
(''M''<sub>☉</sub>)
! Jisim planet<br />(''M''<sub>Bumi</sub>)
! Kekil.
(L <sub>0</sub>)
! Jenis
! [[Kebolehdiaman sistem kerdil merah|RHAB]]
( [[Unit astronomi|AU]])
! [[Halaju jejarian|RV]]<br />(cm/s)
! [[Tempoh orbit|Tempoh]] (hari)
|-
| 0.10
| 1.0
| 8 {{E|-4}}  
| M8
| 0.028
| 168
| 6
|-
| 0.21
| 1.0
| 7.9 {{E|-3}}  
| M5
| 0.089
| 65
| 21
|-
| 0.47
| 1.0
| 6.3 {{E|-2}}  
| M0
| 0.25
| 26
| 67
|-
| 0.65
| 1.0
| 1.6 {{E|-1}}  
| K5
| 0.40
| 18
| 115
|-
| 0.78
| 2.0
| 4.0 {{E|-1}}  
| K0
| 0.63
| 25
| 209
|}
</div>{{Kosongkan}}

== Had ==
Had utama dengan spektroskopi Doppler ialah ia hanya boleh mengukur pergerakan di sepanjang garis penglihatan, dan bergantung pada ukuran (atau anggaran) kecenderungan orbit planet untuk menentukan jisim planet. Jika satah orbit planet itu sejajar dengan garis penglihatan pemerhati, maka variasi yang diukur dalam halaju jejari bintang ialah nilai sebenar. Walau bagaimanapun, jika satah orbit dicondongkan dari garis penglihatan, maka kesan sebenar planet terhadap pergerakan bintang akan lebih besar daripada variasi yang diukur dalam halaju jejari bintang, yang hanya komponen sepanjang garis penglihatan. Akibatnya, [[Jisim minimum|jisim sebenar]] planet akan lebih besar daripada yang diukur.

Untuk membetulkan kesan ini, dan seterusnya menentukan jisim sebenar planet luar suria, ukuran halaju jejari boleh digabungkan dengan pemerhatian [[Astrometri|astrometrik]], yang menjejaki pergerakan bintang merentasi satah langit, berserenjang dengan garis penglihatan. Pengukuran astrometri membolehkan penyelidik menyemak sama ada objek yang kelihatan seperti planet berjisim tinggi berkemungkinan besar adalah [[kerdil perang]].<ref name="RVM">
{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/radial_velocity_method.html|title=Radial velocity method|publisher=The Internet Encyclopedia of Science|access-date=2007-04-27}}</ref>

Kelemahan selanjutnya ialah sampul gas di sekeliling jenis bintang tertentu boleh mengembang dan mengecut, dan sesetengah bintang [[Bintang berubah|berubah]]. Kaedah ini tidak sesuai untuk mencari planet di sekeliling jenis bintang ini, kerana perubahan dalam spektrum pancaran bintang yang disebabkan oleh kebolehubahan intrinsik bintang boleh membadai kesan kecil yang disebabkan oleh planet.

Kaedah ini adalah yang terbaik untuk mengesan objek yang sangat besar berhampiran dengan bintang induk — yang dipanggil "[[Musytari panas]]" — yang mempunyai kesan graviti terbesar pada bintang induk, dan seterusnya menyebabkan perubahan terbesar dalam halaju jejarinya. Musytari Panas mempunyai kesan graviti yang paling besar pada bintang tuan rumah mereka kerana mereka mempunyai orbit yang agak kecil dan jisim yang besar. Pemerhatian ke atas banyak garis spektrum yang berasingan dan banyak tempoh orbit membolehkan [[Nisbah isyarat kepada hingar|nisbah isyarat-ke-hingar]] pemerhatian ditingkatkan, meningkatkan peluang untuk memerhati planet yang lebih kecil dan lebih jauh, tetapi planet seperti Bumi kekal tidak dapat dikesan dengan instrumen semasa.
{{Imej banyak
| direction = horizontal
| align = center
| width1 = 260
| width2 = 260
| image1 = dopspec-inline.gif
| image2 = doppspec-above.gif
| footer = ''Kiri:'' Perwakilan bintang yang mengorbit planet. Semua pergerakan bintang berada di sepanjang garis penglihatan pemerhati; Spektroskopi Doppler akan memberikan nilai sebenar jisim planet.<br />''Kanan'': Dalam kes ini tiada satu pun pergerakan bintang berada di sepanjang garis penglihatan penonton dan kaedah spektroskopi Doppler tidak akan mengesan planet sama sekali.
}}{{Kosongkan}}

== Lihat juga ==

* [[Kaedah pengesanan planet luar sistem suria|Kaedah mengesan eksoplanet]]
* [[Systemic (projek carian planet luar suria amatur)|Systemic (projek carian planet luar suria amatur)]]

== Rujukan ==
{{Reflist|2}}

== Pautan luar ==

* [http://exoplanets.org/index.html Carian Planet California dan Carnegie Extrasolar]
* [https://www.relativitycalculator.com/radial_velocity_equation.shtml Persamaan Halaju Jejari dalam Carian Eksoplanet ( Spektroskopi Doppler atau Kaedah Wobble)]
{{Eksoplanet}}{{Kawalan kewibawaan}}
[[Kategori:Spektroskopi astronomi]]