Dopplerova spektroskopie - Doppler spectroscopy

Diagram ukazující, jak by menší objekt (například extrasolární planeta ) obíhající kolem většího objektu (například hvězdy ) mohl způsobit změny polohy a rychlosti druhého objektu, když obíhá kolem svého společného těžiště (červený kříž).
Dopplerova spektroskopie detekuje periodické posuny radiální rychlosti zaznamenáním změn barvy světla od hvězdy hostitele. Když se hvězda pohybuje směrem k Zemi, její spektrum je modře posunuté, zatímco je červeně posunuto, když se pohybuje od nás. Analýzou těchto spektrálních posunů mohou astronomové odvodit gravitační vliv extrasolárních planet.

Doppler spektroskopie (také známý jako metoda radiální rychlosti , nebo hovorově, The zakolísání metoda ) je nepřímá metoda pro hledání exoplanet a hnědý převyšuje z radiální rychlosti měření pomocí pozorování Dopplerových posunů ve spektru na planetě ‚mateřská hvězda .

Od února 2020 bylo pomocí Dopplerovy spektroskopie objeveno 880 extrasolárních planet (asi 21,0% z celkového počtu).

Dějiny

Exoplanety objevené podle roku (k únoru 2014). Ty objevené pomocí radiální rychlosti jsou zobrazeny černě, zatímco všechny ostatní metody jsou světle šedé.

Otto Struve navrhl v roce 1952 použití výkonných spektrografů k detekci vzdálených planet. Popsal, jak velmi velká planeta, například Jupiter , způsobí, že se její mateřská hvězda mírně zakolísá, když oba objekty obíhají kolem jejich středu hmoty. Předpovídal, že malý Dopplerův posun ke světlu vyzařovanému hvězdou, způsobený jeho neustále se měnící radiální rychlostí, bude nejcitlivějšími spektrografy detekovatelný jako malé červené posuny a modré posuny ve emisi hvězdy. Avšak tehdejší technologie produkovala měření radiální rychlosti s chybami 1 000  m / s nebo více, což je činí nepoužitelnými pro detekci obíhajících planet. Očekávané změny radiální rychlosti jsou velmi malé - Jupiter způsobí, že Slunce změní rychlost přibližně o 12,4 m / s po dobu 12 let a účinek Země je pouze 0,1 m / s po dobu 1 roku - tak dlouho- jsou vyžadována dlouhodobá pozorování pomocí přístrojů s velmi vysokým rozlišením .

Pokroky v technologii spektrometrů a pozorovacích technikách v 80. a 90. letech přinesly přístroje schopné detekovat první z mnoha nových extrasolárních planet. ELODIE spektrograf , instalovaná na observatoře Haute-Provence ve Francii v roce 1993, by mohla měřit radiální rychlosti posuny tak nízkých jako je 7 m / s, nízké dost pro mimozemské pozorovatele pro detekci Jupiter vliv na Slunce Pomocí tohoto přístroje astronomové Michel Mayor a Didier Queloz identifikovali 51 Pegasi b , „ horký Jupiter “ v souhvězdí Pegasus. Ačkoli planety dříve byly detekovány na oběžné dráze pulsarů , 51 Pegasi b byla první planetou, která kdy byla nalezena na oběžné dráze kolem hvězdy hlavní sekvence , a první byla detekována pomocí Dopplerovy spektroskopie.

V listopadu 1995 publikovali vědci svá zjištění v časopise Nature ; příspěvek byl od té doby citován více než 1000krát. Od tohoto data bylo identifikováno více než 700 kandidátů na exoplanety a většina z nich byla detekována Dopplerovými vyhledávacími programy založenými na Keckových , Lickových a Anglo-australských observatořích (Kalifornie, Carnegie a Anglo-australské planety) a týmy založené na Ženevské extrasolární planetě .

Počátkem roku 2000 umožnila druhá generace spektrografů lovících planety mnohem přesnější měření. HARPS spektrograf, instalovaná na observatoři La Silla v Chile v roce 2003, lze určit radiální rychlosti posuny tak malé, jako 0,3 m / s, což je dost najít mnoho skalních, planety podobné Zemi. Očekává se, že třetí generace spektrografů bude online v roce 2017. S chybami měření odhadovanými pod 0,1 m / s by tyto nové přístroje umožnily mimozemskému pozorovateli detekovat dokonce i Zemi.

Postup

Vlastnosti (hmotnost a polomajorová osa) planet objevených do roku 2013 pomocí radiální rychlosti ve srovnání (světle šedé) s planetami objevenými pomocí jiných metod.

Ze spektra světla vyzařovaného hvězdou je vytvořena řada pozorování. Lze detekovat periodické odchylky ve spektru hvězdy, přičemž vlnová délka charakteristických spektrálních čar ve spektru se po určitou dobu pravidelně zvyšuje a snižuje. Statistické filtry se poté použijí na datovou sadu, aby se zrušily účinky spektra z jiných zdrojů. Pomocí matematických nejvhodnějších technik mohou astronomové izolovat sdělovací periodickou sinusovou vlnu, která označuje planetu na oběžné dráze.

Pokud je detekována extrasolární planeta, lze ze změn radiální rychlosti hvězdy určit minimální hmotnost planety. Najít přesnější měřítko hmotnosti vyžaduje znalost sklonu oběžné dráhy planety. Graf naměřené radiální rychlosti v závislosti na čase poskytne charakteristickou křivku ( sinusová křivka v případě kruhové oběžné dráhy) a amplituda křivky umožní vypočítat minimální hmotnost planety pomocí funkce binární hmotnosti .

Bayesovský Keplerův periodogram je matematický algoritmus , který se používá k detekci jedné nebo více extrasolárních planet z postupných měření radiální rychlosti hvězdy, kterou obíhají. Zahrnuje to Bayesovu statistickou analýzu dat radiální rychlosti pomocí předchozího rozdělení pravděpodobnosti v prostoru určeném jednou nebo více sadami Keplerianových orbitálních parametrů. Tuto analýzu lze provést pomocí metody Markovova řetězce Monte Carlo (MCMC).

Tato metoda byla aplikována na systém HD 208487 , což má za následek zjevnou detekci druhé planety s periodou přibližně 1000 dnů. Může to však být artefakt hvězdné aktivity. Metoda je také aplikována na systém HD 11964 , kde byla nalezena zdánlivá planeta s dobou přibližně 1 roku. Tato planeta však nebyla nalezena v redukovaných datech, což naznačuje, že tato detekce byla artefaktem orbitálního pohybu Země kolem Slunce.

Přestože radiální rychlost hvězdy dává pouze minimální hmotnost planety, lze-li rozlišit spektrální čáry planety od spektrálních čar hvězdy, lze najít radiální rychlost samotné planety, což dává sklon oběžné dráhy planety, a proto lze určit skutečnou hmotnost planety. První nepronikající planetou, která měla svoji hmotu nalezenou tímto způsobem, byla Tau Boötis b v roce 2012, kdy byl v infračervené části spektra detekován oxid uhelnatý .

Příklad

Dopplerův posun vs Time.svg

Graf vpravo ilustruje sinusovou křivku pomocí Dopplerovy spektroskopie ke sledování radiální rychlosti imaginární hvězdy, která obíhá kolem planety na kruhové dráze. Pozorování skutečné hvězdy by vytvořilo podobný graf, ačkoli excentricita na oběžné dráze zkreslí křivku a zkomplikuje níže uvedené výpočty.

Rychlost této teoretické hvězdy ukazuje periodickou odchylku ± 1 m / s, což naznačuje obíhající hmotu, která vytváří gravitační tah na tuto hvězdu. Použití Kepler ‚s třetí právo planetárního pohybu , pozorovaná doba oběžné dráhy planety kolem hvězdy (rovnající se době pozorovaných změn v spektru hvězdy), může být použit k určení vzdálenosti planety od hvězdy ( ), podle tohoto vzorce: rovnice:

kde:

  • r je vzdálenost planety od hvězdy
  • G je gravitační konstanta
  • M hvězda je hmotnost hvězdy
  • P hvězda je pozorované období hvězdy

Po určení , rychlost planety kolem hvězdy lze vypočítat pomocí Newton je zákon gravitace , a oběžnou rovnice :

kde je rychlost planety.

Hmotnost planety lze potom zjistit z vypočítané rychlosti planety:

kde je rychlost mateřské hvězdy. Pozorovaná Dopplerova rychlost, kde i je sklon oběžné dráhy planety k přímce kolmé na přímku pohledu .

Za předpokladu hodnoty sklonu oběžné dráhy planety a hmotnosti hvězdy lze tedy pozorované změny radiální rychlosti hvězdy použít k výpočtu hmotnosti extrasolární planety.

Porovnávací tabulky radiálních rychlostí

Planet Mass Vzdálenost
AU
Radiální rychlost hvězdy kvůli planetě
( v radiální )
Oznámení
Jupiter 1 28,4 m / s
Jupiter 5 12,7 m / s
Neptune 0,1 4,8 m / s
Neptune 1 1,5 m / s
Super-Země (5 M⊕) 0,1 1,4 m / s
Alfa Centauri Bb (1,13 ± 0,09 M⊕;) 0,04 0,51 m / s (1) poznámka 1
Super-Země (5 M⊕) 1 0,45 m / s
Země 0,09 0,30 m / s
Země 1 0,09 m / s

Odkaz: Upozornění 1: Nejpřesnější v radiální měření, která byla kdy zaznamenána. ESO je HARPS byl použit spektrometr.

poznámka 1: nepotvrzené a sporné

Planety
Planeta Planetový typ
Osa Semimajor
( AU )
Oběžné období
Radiální rychlost hvězdy kvůli planetě
(m / s)
Zjistitelné:
51 Pegasi b Horký Jupiter 0,05 4,23 dne 55,9 Spektrograf první generace
55 Cancri d Plynový obr 5,77 14,29 let 45.2 Spektrograf první generace
Jupiter Plynový obr 5.20 11,86 let 12.4 Spektrograf první generace
Gliese 581c Super Země 0,07 12,92 dnů 3.18 Spektrograf druhé generace
Saturn Plynový obr 9,58 29,46 let 2.75 Spektrograf druhé generace
Alpha Centauri Bb ; nepotvrzené a sporné Pozemská planeta 0,04 3,23 dne 0,510 Spektrograf druhé generace
Neptune Ledový obr 30.10 164,79 let 0,281 Spektrograf třetí generace
Země Obytná planeta 1,00 365,26 dne 0,089 Spektrograf třetí generace (pravděpodobně)
Pluto Trpasličí planeta 39,26 246,04 let 0,00003 Nelze zjistit

Pro hvězdy typu MK s planetami v obyvatelné zóně

Hvězdná hmotnost
( M )
Planetární hmota
( M )
Lum.
(L 0 )
Typ RHAB
( AU )
RV
(cm / s)
Období
(dny)
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

Omezení

Hlavní omezení u Dopplerovy spektroskopie spočívá v tom, že může měřit pouze pohyb podél přímky, a proto závisí na měření (nebo odhadu) sklonu oběžné dráhy planety k určení hmotnosti planety. Pokud se orbitální rovina planety shoduje s přímkou ​​viditelnosti pozorovatele, pak je skutečnou hodnotou změřená variace radiální rychlosti hvězdy. Pokud je však orbitální rovina nakloněna od přímky, pak bude skutečný účinek planety na pohyb hvězdy větší než naměřená změna radiální rychlosti hvězdy, která je pouze složkou podél přímá viditelnost. Výsledkem bude, že skutečná hmotnost planety bude větší, než je měřeno.

Abychom tento účinek napravili a určili tak skutečnou hmotnost extrasolární planety, lze měření radiální rychlosti kombinovat s astrometrickými pozorováními, která sledují pohyb hvězdy po rovině oblohy, kolmo k přímce pohledu . Astrometrická měření umožňují vědcům ověřit, zda objekty, které se zdají být planetami s vysokou hmotností, budou s větší pravděpodobností hnědými trpaslíky .

Další nevýhodou je, že obálka plynu kolem určitých typů hvězd se může rozpínat a smršťovat a některé hvězdy jsou proměnlivé . Tato metoda není vhodná pro hledání planet kolem těchto typů hvězd, protože změny ve hvězdném emisním spektru způsobené vnitřní variabilitou hvězdy mohou zaplavit malý účinek způsobený planetou.

Tato metoda nejlépe detekuje velmi hmotné objekty v blízkosti mateřské hvězdy - tzv. „ Horké Jupitery “ - které mají největší gravitační účinek na mateřskou hvězdu a způsobují tak největší změny v její radiální rychlosti. Žhavé Jupitery mají největší gravitační účinek na své hostitelské hvězdy, protože mají relativně malé oběžné dráhy a velké hmotnosti. Pozorování mnoha samostatných spektrálních čar a mnoha orbitálních period umožňuje zvýšit poměr signálu k šumu pozorování, což zvyšuje šanci na pozorování menších a vzdálenějších planet, ale planety jako Země zůstávají při současných přístrojích nezjistitelné.

Vlevo: Reprezentace hvězdy obíhající planetou. Veškerý pohyb hvězdy probíhá podél zorného pole diváka; Dopplerova spektroskopie poskytne skutečnou hodnotu hmotnosti planety.
Vpravo : V tomto případě žádný z pohybů hvězd není v přímém zorném poli diváka a metoda Dopplerovy spektroskopie planetu vůbec nezjistí.

Viz také

Reference

externí odkazy