Spectroscopie Doppler

Diagrama care arată cum un obiect mic (cum ar fi o exoplanetă ) care orbitează unul mai mare (cum ar fi o stea ) poate produce schimbări în poziția și viteza acesteia din urmă, astfel încât ambele orbitează centrul comun de masă (roșu cruce)

Spectroscopia Doppler , cunoscută și sub numele de măsurare a vitezei radiale , este o metodă spectroscopică utilizată pentru localizarea oricărei exoplanete . Aceasta implică observarea modificărilor Doppler în spectrul unei stele în jurul căreia orbitează o planetă.

Este extrem de dificil să observați direct o exoplanetă, deoarece, la distanță interstelară, acestea par foarte vagi, deși primele observații directe ale unor exoplanete au fost făcute între 2004 și 2005. În consecință, exoplanetele au fost adesea descoperite folosind metode indirecte, adică prin efectele unei planete asupra corpurilor cerești mai ușor de observat, cum ar fi propria stea părinte. Cele mai stabilite metode în acest domeniu sunt spectroscopia Doppler, astrometria , variațiile în intervalele de emisie ale unui pulsar, tranzitul și microlentele gravitaționale (Pentru mai multe informații, consultați Metodele de detectare a exoplanetelor ). Multe exoplanete cunoscute au fost descoperite sau confirmate folosind spectroscopia Doppler.

Istorie

Exoplanete descoperite folosind metoda vitezei radiale , pe an, până la 19 iunie 2010

Proprietățile (masa și axa semi-majoră ) ale unei planete descoperite folosind metoda vitezei radiale, comparate (gri deschis) cu planetele descoperite folosind alte metode.

Otto Struve a propus în 1952 utilizarea unor spectrografe puternice și puternice pentru a detecta planete îndepărtate. El a descris cum o planetă foarte mare, de dimensiunea lui Jupiter , de exemplu, ar putea să-și balanseze steaua mamă și cum cele două corpuri ar orbita apoi în jurul centrului lor de masă. El a prezis că micile modificări Doppler ale luminii emise de o stea , cauzate de schimbarea constantă a vitezei sale radiale , pot fi detectate de majoritatea spectrografelor sensibile ca schimbări foarte mici de roșu și albastru în emisiile stelei. Cu toate acestea, tehnologia timpului a produs măsurători ale vitezei radiale cu erori de 1000 m / s sau mai mult, făcându-le inutile pentru detectarea planetelor orbitante. Modificările așteptate ale vitezei radiale sunt foarte mici - Jupiter provoacă o schimbare a vitezei la Soare de aproximativ 13 m / s la fiecare 12 ani; pe de altă parte, Pământul produce o schimbare de numai 0,1 m / s în fiecare an - deci observațiile au necesitat instrumente de înaltă rezoluție.

Progresele în tehnologia spectrometrică și tehnicile de observare între anii 1980 și 1990 au făcut posibilă producerea de instrumente capabile să detecteze prima dintre numeroasele noi exoplanete . 51 Pegasi b , prima exoplanetă detectată, a fost descoperită în octombrie 1995 folosind spectroscopia Doppler. Până la acea dată, au fost identificate aproape 300 de exoplanete și cele mai multe dintre ele au fost descoperite de un program de cercetare Doppler situat în Observatorul Keck , Observatorul Lick și Observatorul Anglo-Australian (pentru căutări de exoplanete în California, respectiv. , Carnegie și Anglo -Australia) și de către echipa de cercetare a Geneva Extrasolar Planet Search . Parodograma bayesiană Kepler este un algoritm matematic folosit pentru a detecta exoplanete , singure sau mai multe pe rând, din măsurători ulterioare ale vitezei radiale ale stelei în jurul cărora orbitează și a fost probabil obținut în 2005. A inclus o analiză statistică bayesiană a datele din viteza radială, utilizând o distribuție anterioară a spațiului determinată pe unul sau mai multe dintre criteriile parametrilor orbitali keplerieni. Această analiză ar putea fi implementată folosind procesul Markov și metoda Monte Carlo (MCMC).

Metoda a fost aplicată sistemului planetar HD 208487 , rezultând în descoperirea unei a doua planete cu o perioadă de aproximativ 1000 de zile, deși acesta ar putea fi un artefact al activității stelare. Metoda a fost aplicată și sistemului HD 11964 , unde se pare că a fost găsită o planetă cu o perioadă de aproximativ un an. Cu toate acestea, această planetă nu a fost găsită în datele recent reduse, sugerând că această descoperire a fost un artefact al mișcării orbitale a Pământului în jurul Soarelui.

Procedură

Se fac mai întâi o serie de observații despre spectrul de lumină emis de o stea . Variațiile periodice ale spectrului stelei pot fi detectate cu lungimea de undă a liniilor spectrale caracteristice crescând și scăzând regulat pe o perioadă de timp. Aceste variații ar putea indica o modificare a vitezei radiale a stelei datorită prezenței unei planete în orbită care provoacă modificări Doppler în lumina emisă de stea.

Dacă este detectată o exoplanetă , masa acesteia poate fi determinată de modificări ale vitezei radiale a stelei . Un grafic care plasează viteza radială și timpul pe cele două axe va da o curbă caracteristică (o sinusoidă în cazul unei orbite circulare), iar amplitudinea curbei ne va permite să calculăm masa planetei.

Exemplu

Graficul din dreapta ilustrează sinusoidul creat utilizând spectroscopia Doppler pentru a observa viteza radială a unei stele imaginare în jurul căreia se află o planetă pe o orbită circulară. Observațiile unei stele reale ar produce un grafic similar, deși excentricitatea orbitei ar denatura curba și ar complica următoarele calcule.

Viteza teoretică a stelei arată o perioadă variabilă de ± 1 m / s, sugerând o masă orbitantă care exercită o atracție gravitațională asupra acestei stele. Folosind a treia lege a lui Kepler , perioada orbitei planetei în jurul stelei (egală cu perioada de variații observate în spectrul stelei) poate fi utilizată pentru a determina distanța planetei de stea ( $r$ ${\ displaystyle r}$ $r$ ) folosind următoarea ecuație:

$r^{3}={\frac {GM_{stella}}{4\pi ^{2}}}P_{stella}^{2}$ ${\ displaystyle r ^ {3} = {\ frac {GM_ {stea}} {4 \ pi ^ {2}}} P_ {stea} ^ {2}}$ ${\ displaystyle r ^ {3} = {\ frac {GM_ {stea}} {4 \ pi ^ {2}}} P_ {stea} ^ {2}}$

unde este:

$r$ ${\ displaystyle r}$ $r$ este distanța planetei de stea
$G.$ ${\ displaystyle G}$ $G.$ este constanta gravitationala
$M_{stella}$ ${\ displaystyle M_ {stea}}$ ${\ displaystyle M_ {stea}}$ este masa stelei
$P_{stella}$ ${\ displaystyle P_ {stea}}$ ${\ displaystyle P_ {stea}}$ este perioada stelei observate

După ce a determinat $r$ ${\ displaystyle r}$ $r$ , viteza planetei din jurul stelei poate fi calculată folosind legea gravitației universale a lui Newton și ecuația orbitei :

$V_{PL}={\sqrt {GM_{stella}/r}}$ ${\ displaystyle V_ {PL} = {\ sqrt {GM_ {stea} / r}}}$ ${\ displaystyle V_ {PL} = {\ sqrt {GM_ {stea} / r}}}$

unde este $V_{PL}$ ${\ displaystyle V_ {PL}}$ ${\ displaystyle V_ {PL}}$ este viteza planetei.

Masa planetei poate fi apoi găsită din viteza calculată a planetei:

$M_{PL}={\frac {M_{stella}V_{stella}}{V_{PL}}}$ ${\ displaystyle M_ {PL} = {\ frac {M_ {stea} V_ {stea}} {V_ {PL}}}}$ ${\ displaystyle M_ {PL} = {\ frac {M_ {stea} V_ {stea}} {V_ {PL}}}}$

unde este $V_{star}$ ${\ displaystyle V_ {stea}}$ ${\ displaystyle V_ {stea}}$ este viteza stelei părinte. Viteza Doppler observată, $K=V_{stella}\sin(i)$ ${\ displaystyle K = V_ {stea} \ sin (i)}$ ${\ displaystyle K = V_ {stea} \ sin (i)}$ , unde este $the$ ${\ displaystyle i}$ $the$ este înclinația orbitei planetei față de linia perpendiculară pe linia de vedere .

Astfel, presupunând o valoare pentru înclinația orbitei planetei și pentru masa stelei, modificările detectate ale vitezei radiale ale stelei pot fi utilizate pentru a calcula masa exoplanetei .

Probleme

Reprezentarea unei planete care orbitează o stea. Toată mișcarea stelei are loc de-a lungul liniei vizuale; Spectroscopia va da o valoare exactă a masei planetei.

În acest caz, nu se produce nicio mișcare a stelei de-a lungul liniei de vedere, iar spectroscopia Doppler nu va detecta deloc planeta.

Problema majoră a spectroscopiei Doppler este că poate măsura mișcarea doar de-a lungul liniei de vedere și, prin urmare, depinde de măsurarea (sau estimarea) înclinației orbitei planetei pentru a măsura masa acesteia. Dacă planul orbitei se aliniază cu linia de vedere a observatorului, atunci schimbarea vitezei radiale măsurate este exactă. Dacă, pe de altă parte, planul orbitei este înclinat față de linia vizuală , atunci efectul real al planetei asupra mișcării stelei va fi mai mare decât variația măsurată a vitezei radiale a stelei, care este doar componenta de-a lungul liniei de vedere. În consecință, masa reală a planetei va fi mai mare decât se aștepta.

Pentru a corecta acest efect și pentru a determina astfel adevărata masă a planetei, măsurătorile vitezei radiale trebuie combinate cu observații astrometrice , care urmăresc mișcarea stelei în jurul planului ceresc, perpendicular pe linia de vedere . Măsurătorile astrometrice permit cercetătorilor să verifice dacă obiectele care par să aibă o masă mare sunt mai susceptibile de a fi pitici maronii .

O altă problemă este că gazul care înconjoară anumite tipuri de stele se poate extinde și contracta, făcându-le o stea variabilă . Această metodă nu este adecvată pentru căutarea planetelor în jurul acestui tip de stea, deoarece modificările emisiilor spectrale ale stelei cauzate de variabilitatea inerentă a stelei pot depăși efectele mici ale unei planete.

Această metodă este cea mai bună pentru a detecta obiecte foarte masive în apropierea stelei părinte - și, prin urmare, numite Jupiteri fierbinți - care exercită o atracție gravitațională foarte mare asupra stelei părinte și, prin urmare, provoacă o schimbare mai mare a vitezei lor radiale. Observațiile multor linii spectrale separate și ale multor perioade orbitale permit creșterea raporturilor semnal-zgomot , crescând posibilitatea de a observa planete mai mici și mai îndepărtate, dar planete precum Pământul rămân nedetectabile cu instrumentele actuale.

Bibliografie

O. Struve , Propunere pentru un proiect de lucru cu viteză radială stelară de înaltă precizie , în Observator , vol. 72, nr. 870, 1952, p. 199-200.
(EN) Metoda vitezei radiale , a daviddarling.info, The Internet Encyclopedia of Science. Adus la 13 august 2009 .
A. Wolszczan , Spectroscopie și astrometrie Doppler - Teoria și practica măsurătorilor orbitelor planetare ( PDF ), su astro.psu.edu , Universitatea Penn State . Adus la 19 aprilie 2009 (arhivat din original la 17 decembrie 2008) .

RP Butler și colab. , Catalogul exoplanetelor din apropiere ( PDF ), în Astrophysical Journal , vol. 646, 2006, numărul 2-3, pp. 25-33 (arhivat din original la 7 iulie 2007) .
PC Gregory, o periodogramă Bayesian Kepler detectează a doua planetă în HD 208487 , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 374, 2007, numărul 4, pp. 1321-1333, Bibcode : 2007MNRAS.374.1321G , DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11240.x .
Wright și colab. , Patru noi exoplanete și indicii de însoțitori suplimentari substelari la stelele gazdă ale exoplanetei , în Jurnalul astrofizic , vol. 657, 2007, numărul 1, pp. 533-545, Bibcode : 2007ApJ ... 657..533W , DOI : 10.1086 / 510553 .

PC Gregory, o periodogramă bayesiană găsește dovezi pentru trei planete în HD 11964 , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 381, 2007, numărul 4, pp. 1607-1616, Bibcode : 2007MNRAS.381.1607G , DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12361.x .

JT Wright și colab. , Zece sisteme multi-planetare noi și actualizate și un studiu al sistemelor exoplanetare , 2008, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 693/2/1084 , arXiv : 0812.1582 .

Elemente conexe

linkuri externe

California și Carnegie Extrasolar Planet Search , pe exoplanets.org .
The Planetary Society , la planetary.org . Adus la 14 iunie 2010 (arhivat din original la 8 martie 2006) .
Căutarea planetelor extra-solare , pe psi.edu . Adus la 14 iunie 2010 (arhivat din original la 5 aprilie 2009) .
Space.com .
STARE , pe hao.ucar.edu . Adus la 14 iunie 2010 (arhivat din original la 28 martie 2009) .
Programele Geneva Extrasolar Planet Search , pe exoplanets.ch .

Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică