Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма, показывающая, как меньший объект (например, внесолнечная планета ), вращающийся вокруг более крупного объекта (например, звезды ), может вызывать изменения положения и скорости последнего, когда они вращаются вокруг своего общего центра масс (красный крест).
Доплеровская спектроскопия обнаруживает периодические сдвиги лучевой скорости, регистрируя изменения цвета света от родительской звезды. Когда звезда движется к Земле, ее спектр смещается в синюю сторону, а когда она удаляется от нас, смещается в красную сторону. Анализируя эти спектральные сдвиги, астрономы могут сделать вывод о гравитационном влиянии внесолнечных планет.

Допплер - спектроскопия (также известная как метод лучевых скоростей , или в просторечии, тем раскачивание метод ) является косвенным методом для нахождения экзопланет и коричневые карликов из лучевых скоростей измерений с помощью наблюдения доплеровских сдвигов в спектре на планете «родитель звезда .

По состоянию на февраль 2020 года с помощью доплеровской спектроскопии было обнаружено 880 внесолнечных планет (около 21,0% от общего числа) [1].

История [ править ]

Открытые экзопланеты по годам (по состоянию на февраль 2014 г.). Те, что были обнаружены с использованием лучевой скорости, показаны черным, а все остальные методы - светло-серым.

Отто Струве в 1952 году предложил использовать мощные спектрографы для обнаружения далеких планет. Он описал, как очень большая планета, например, такого размера, как Юпитер , может вызвать небольшое колебание своей родительской звезды, когда два объекта вращаются вокруг своего центра масс. [2] Он предсказал, что небольшое доплеровское смещение к свету, излучаемому звездой, вызванное ее непрерывно изменяющейся лучевой скоростью, будет обнаруживаться наиболее чувствительными спектрографами как крошечные красные и голубые смещения в излучении звезды. Однако технологии того времени обеспечивали измерения лучевой скорости с ошибками в 1000  м / с и более, что делало их бесполезными для обнаружения планет, вращающихся вокруг орбиты.[3] Ожидаемые изменения лучевой скорости очень малы - Юпитер заставляет Солнце изменять скорость примерно на 12,4 м / с в течение 12 лет, а влияние Земли составляет всего 0,1 м / с в течение 1 года. поэтому необходимы длительные наблюдения инструментами с очень высоким разрешением . [3] [4]

Достижения в области спектрометрической техники и методов наблюдений в 1980-х и 1990-х годах позволили создать инструменты, способные обнаруживать первую из многих новых внесолнечных планет. ELODIE спектрограф , установленный в обсерватории Верхнего Прованса на юге Франции в 1993 году, можно было измерять изменения лучевых скоростей , как низко как 7 м / с, достаточно низкой для внеземного наблюдателя , чтобы обнаружить влияние Юпитера на Солнце [5] Используя этот инструмент, астрономы Мишель Майор и Дидье Келоз определили 51 Pegasi b , « Горячий Юпитер » в созвездии Пегаса. [6] Хотя планеты, вращающиеся вокруг пульсаров, ранее были обнаружены, 51 Pegasi b была первой планетой, вращающейся вокруг звезды главной последовательности , и первой планетой, обнаруженной с помощью доплеровской спектроскопии.

В ноябре 1995 года ученые опубликовали свои выводы в журнале Nature ; статью процитировали более 1000 раз. С тех пор было идентифицировано более 700 кандидатов на экзопланеты, и большинство из них были обнаружены программами поиска Доплера, базирующимися в обсерваториях Кека , Лика и Англо-Австралийской обсерватории (соответственно, поисках планет в Калифорнии, Карнеги и англо-австралийских планетах) и командах. основан на Женевском поиске внесолнечных планет . [7]

Начиная с начала 2000-х годов, второе поколение спектрографов для поиска планет позволяло проводить гораздо более точные измерения. HARPS спектрографа, установленного в Ла Силла обсерватории в Чили в 2003 году, можно определить изменения лучевых скоростей , как малые , как 0,3 м / с, что достаточно , чтобы найти много каменистых, похожие на Землю планеты. [8] Третье поколение спектрографов, как ожидается, будет запущено в 2017 году. С погрешностью измерения менее 0,1 м / с эти новые инструменты позволят внеземным наблюдателям обнаружить даже Землю. [9]

Процедура [ править ]

Свойства (масса и большая полуось) планет, открытых в 2013 году с использованием лучевой скорости, в сравнении (светло-серый) с планетами, обнаруженными другими методами.

Проведена серия наблюдений за спектром света, излучаемого звездой. Могут быть обнаружены периодические изменения в спектре звезды, при этом длина волны характерных спектральных линий в спектре регулярно увеличивается и уменьшается в течение определенного периода времени. Затем к набору данных применяются статистические фильтры, чтобы нейтрализовать эффекты спектра от других источников. Используя оптимальные математические методы, астрономы могут выделить характерную периодическую синусоидальную волну, которая указывает на планету на орбите. [6]

Если обнаружена внесолнечная планета, минимальная масса планеты может быть определена по изменениям лучевой скорости звезды. Чтобы найти более точное измерение массы, требуется знание наклона орбиты планеты. График измеренной радиальной скорости в зависимости от времени даст характеристическую кривую ( синусоидальную кривую в случае круговой орбиты), а амплитуда кривой позволит вычислить минимальную массу планеты с использованием двоичной функции масс .

Байесовская периодограмма Кеплера - это математический алгоритм , используемый для обнаружения одной или нескольких внесолнечных планет на основе последовательных измерений лучевой скорости звезды, вокруг которой они вращаются. Он включает байесовский статистический анализ данных о лучевых скоростях с использованием априорного распределения вероятностей в пространстве, определяемого одним или несколькими наборами кеплеровских параметров орбиты. Этот анализ может быть реализован с использованием метода цепей Маркова Монте-Карло (MCMC).

Этот метод был применен к системе HD 208487 , что привело к очевидному обнаружению второй планеты с периодом примерно 1000 дней. Однако это может быть артефакт звездной активности. [10] [11] Этот метод также применяется к системе HD 11964 , где обнаружена кажущаяся планета с периодом приблизительно 1 год. Однако эта планета не была обнаружена в восстановленных данных [12] [13], что позволяет предположить, что это обнаружение было артефактом орбитального движения Земли вокруг Солнца. [ необходима цитата ]

Хотя лучевая скорость звезды дает только минимальную массу планеты, если спектральные линии планеты можно отличить от спектральных линий звезды, тогда может быть найдена лучевая скорость самой планеты, и это дает наклон орбиты планеты и, следовательно, фактическая масса планеты может быть определена. Первой планетой без транзита, масса которой была определена таким образом, была Tau Boötis b в 2012 году, когда в инфракрасной части спектра был обнаружен окись углерода . [14]

Пример [ править ]

График справа иллюстрирует синусоидальную кривую с использованием доплеровской спектроскопии для наблюдения радиальной скорости воображаемой звезды, вращающейся вокруг планеты по круговой орбите. Наблюдения за реальной звездой приведут к аналогичному графику, хотя эксцентриситет на орбите исказит кривую и усложнит приведенные ниже вычисления.

Эта теоретическая скорость звезды показывает периодическую дисперсию ± 1 м / с, что указывает на вращающуюся массу, которая создает гравитационное притяжение этой звезды. Используя Kepler «s третий закон движения планет , наблюдаемый период орбиты планеты вокруг звезды (равный периоду наблюдаемых изменений в спектре звезды) может быть использован для определения расстояния планеты от звезды ( ) с использованием следующих уравнение:

куда:

  • r - расстояние планеты от звезды
  • G - гравитационная постоянная
  • M звезда - это масса звезды
  • P- звезда - это наблюдаемый период звезды

Определив скорость планеты вокруг звезды можно вычислить с помощью Newton «s закон тяготения , и уравнение орбиты :

где - скорость планеты.

Затем массу планеты можно найти из рассчитанной скорости планеты:

где - скорость родительской звезды. Наблюдаемая доплеровская скорость, где i - угол наклона орбиты планеты к линии, перпендикулярной лучу зрения .

Таким образом, принимая значение для наклона орбиты планеты и массы звезды, наблюдаемые изменения лучевой скорости звезды можно использовать для расчета массы внесолнечной планеты.

Таблицы сравнения радиальных скоростей [ править ]

Планета МассаРасстояние
AU		Радиальная скорость звезды относительно планеты
( v радиальная )		Уведомление
Юпитер128,4 м / с
Юпитер512,7 м / с
Нептун0,14,8 м / с
Нептун11,5 м / с
Супер-Земля (5 млн)0,11,4 м / с
Альфа Центавра Bb (1,13 ± 0,09 M⊕;)0,040,51 м / с(1 [15] ) примечание 1
Супер-Земля (5 млн)10,45 м / с
земной шар0,090,30 м / с
земной шар10,09 м / с

Ссылка: [16] Примечание 1: Самые точные когда-либо зарегистрированные измерения v- радиуса . ESO «s HARPS использовался спектрограф. [15]

примечание 1: неподтвержденные и оспариваемые

Планеты [16]
ПланетаТип планеты
Большая полуось
( AU )		Орбитальный период
Радиальная скорость звезды относительно планеты
(м / с)		Обнаруживается:
51 Pegasi bГорячий Юпитер0,054.23 дней55,9 [17]Спектрограф первого поколения
55 Cancri dГазовый гигант5,7714,29 года45,2 [18]Спектрограф первого поколения
ЮпитерГазовый гигант5.2011,86 года12,4 [19]Спектрограф первого поколения
Gliese 581cСупер-Земля0,0712.92 дней3,18 [20]Спектрограф второго поколения
СатурнГазовый гигант9,5829,46 года2,75Спектрограф второго поколения
Альфа Центавра Bb ; неподтвержденный и оспариваемыйЗемная планета0,043.23 дней0,510 [21]Спектрограф второго поколения
НептунЛедяной гигант30.10164,79 года0,281Спектрограф третьего поколения
земной шарОбитаемая планета1,00365.26 дней0,089Спектрограф третьего поколения (вероятно)
ПлутонКарликовая планета39,26246,04 года0,00003Не обнаруживается

Для звезд типа МК с планетами в обитаемой зоне [ править ]

[22]
Звездная масса
( М ☉ )		Планетарная масса
( М ⊕ )		Lum.
(L 0 )		ТипRHAB
( Австралия )		RV
(см / с)		Период
(дни)
0,101.08 × 10 - 4M80,0281686
0,211.07,9 × 10 - 3M50,0896521 год
0,471.06,3 × 10 - 2M00,252667
0,651.01,6 × 10 - 1K50,4018115
0,782.04,0 × 10 - 1K00,6325209

Ограничения [ править ]

Основным ограничением доплеровской спектроскопии является то, что она может измерять движение только по линии прямой видимости, и поэтому зависит от измерения (или оценки) наклона орбиты планеты для определения массы планеты. Если плоскость орбиты планеты совпадает с линией прямой видимости наблюдателя, то измеренное изменение лучевой скорости звезды является истинным значением. Однако, если плоскость орбиты отклонена от линии прямой видимости, то истинное влияние планеты на движение звезды будет больше, чем измеренное изменение лучевой скорости звезды, которая является лишь составляющей вдоль оси. Поле зрения. В результате истинная масса планеты будет больше измеренной.

Чтобы скорректировать этот эффект и, таким образом, определить истинную массу внесолнечной планеты, измерения лучевой скорости могут быть объединены с астрометрическими наблюдениями, которые отслеживают движение звезды по плоскости неба, перпендикулярно линии прямой видимости. . Астрометрические измерения позволяют исследователям проверить, являются ли объекты, которые кажутся планетами большой массы, скорее коричневыми карликами . [3]

Еще одним недостатком является то, что газовая оболочка вокруг некоторых типов звезд может расширяться и сжиматься, а некоторые звезды изменчивы . Этот метод не подходит для поиска планет вокруг этих типов звезд, так как изменения в спектре излучения звезды, вызванные внутренней изменчивостью звезды, могут подавить небольшой эффект, вызванный планетой.

Этот метод лучше всего подходит для обнаружения очень массивных объектов, близких к родительской звезде, - так называемых « горячих юпитеров », которые оказывают наибольшее гравитационное воздействие на родительскую звезду и, таким образом, вызывают самые большие изменения ее лучевой скорости. Горячие юпитеры оказывают наибольшее гравитационное воздействие на свои родительские звезды, потому что у них относительно небольшие орбиты и большие массы. Наблюдение за множеством отдельных спектральных линий и за множеством орбитальных периодов позволяет увеличить отношение сигнал / шум наблюдений, увеличивая вероятность наблюдения меньших и более далеких планет, но такие планеты, как Земля, остаются необнаруживаемыми современными инструментами.

Слева: изображение звезды, вращающейся вокруг планеты. Все движение звезды происходит в пределах прямой видимости зрителя; Доплеровская спектроскопия даст истинное значение массы планеты.
Справа : в этом случае звезда не движется по линии прямой видимости зрителя, и метод доплеровской спектроскопии вообще не обнаружит планету.

См. Также [ править ]

  • Способы обнаружения экзопланет
  • Системный (любительский проект по поиску внесолнечной планеты)

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Каталог" . exoplanet.eu/catalog/ . Проверено 16 февраля 2020 .
  2. ↑ О. Струве (1952). «Предложение к проекту высокоточной работы над лучевыми скоростями звезд». Обсерватория . 72 (870): 199–200. Bibcode : 1952Obs .... 72..199S .
  3. ^ a b c «Метод радиальных скоростей» . Интернет-энциклопедия науки . Проверено 27 апреля 2007 .
  4. ^ A. Вольшчан (весна 2006). «Доплеровская спектроскопия и астрометрия - Теория и практика измерения орбиты планет» (PDF) . ASTRO 497: Конспект лекций "Астрономия внесолнечных планет" . Государственный университет Пенсильвании . Архивировано из оригинального (PDF) 17 декабря 2008 года . Проверено 19 апреля 2009 .
  5. ^ "Руководство пользователя по продуктам архивных данных Элоди" . Обсерватория Верхнего Прованса. Май 2009 . Проверено 26 октября 2012 года .
  6. ^ а б Мэр, Мишель; Queloz, Дидье (1995). «Компаньон массы Юпитера для звезды солнечного типа». Природа . 378 (6555): 355–359. Bibcode : 1995Natur.378..355M . DOI : 10.1038 / 378355a0 . ISSN 1476-4687 . OCLC 01586310 .  
  7. ^ RP Батлер ; и другие. (2006). «Каталог ближайших экзопланет» (PDF) . Астрофизический журнал . 646 (2–3): 25–33. arXiv : astro-ph / 0607493 . Bibcode : 2006ApJ ... 646..505B . DOI : 10.1086 / 504701 . Архивировано из оригинального (PDF) 07.07.2007.
  8. ^ Мэр; и другие. (2003). «Устанавливая новые стандарты с помощью HARPS» (PDF) . ESO Messenger . 114 : 20. Bibcode : 2003Msngr.114 ... 20M .
  9. ^ «ЭСПРЕССО - В поисках других миров» . Centro de Astrofísica da Universidade do Porto. 2009-12-16. Архивировано из оригинала на 2010-10-17 . Проверено 26 октября 2010 .
  10. ^ PC Грегори (2007). «Байесовская периодограмма Кеплера обнаруживает вторую планету в HD 208487». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 374 (4): 1321–1333. arXiv : astro-ph / 0609229 . Bibcode : 2007MNRAS.374.1321G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11240.x .
  11. ^ Райт, JT; Марси, GW; Фишер, Д. А; Батлер, РП; Фогт, СС; Тинни, CG; Джонс, HRA; Картер, Б.Д .; и другие. (2007). «Четыре новых экзопланеты и подсказки о дополнительных субзвездных компаньонах для звезд-хозяев экзопланет» . Астрофизический журнал . 657 (1): 533–545. arXiv : astro-ph / 0611658 . Bibcode : 2007ApJ ... 657..533W . DOI : 10.1086 / 510553 .
  12. ^ PC Грегори (2007). «Байесовская периодограмма обнаруживает свидетельства существования трех планет в HD 11964». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 381 (4): 1607–1616. arXiv : 0709.0970 . Bibcode : 2007MNRAS.381.1607G . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12361.x .
  13. ^ Райт, JT; Upadhyay, S .; Марси, GW; Фишер Д.А.; Форд, Эрик Б.; Джонсон, Джон Ашер (2009). «Десять новых и обновленных многопланетных систем и обзор экзопланетных систем». Астрофизический журнал . 693 (2): 1084–1099. arXiv : 0812.1582 . Bibcode : 2009ApJ ... 693.1084W . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 693/2/1084 .
  14. ↑ Weighing The Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b , Флориан Родлер, Мерседес Лопес-Моралес, Игнаси Рибас, 27 июня 2012 г.
  15. ^ a b «Планета найдена в ближайшей к Земле звездной системе» . Европейская южная обсерватория . 16 октября 2012 . Проверено 17 октября 2012 года .
  16. ^ a b «ЭСПРЕССО и CODEX - новое поколение охотников за планетами на колесах в ESO» . Китайская академия наук . 2010-10-16. Архивировано из оригинала на 2011-07-04 . Проверено 16 октября 2010 .
  17. ^ "51 Peg b" . Exoplanets Data Explorer.
  18. ^ "55 Cnc d" . Exoplanets Data Explorer.
  19. ↑ Endl, Майкл. «Метод Доплера, или определение радиальной скорости планет» . Техасский университет в Остине . Проверено 26 октября 2012 года .[ постоянная мертвая ссылка ]
  20. ^ "GJ 581 c" . Exoplanets Data Explorer.
  21. ^ "альфа Cen B b" . Exoplanets Data Explorer.
  22. ^ "Гребенка частоты лазера NIR для высокоточной доплеровской съемки планет" . Китайская академия наук . 2010-10-16 . Проверено 16 октября 2010 .[ мертвая ссылка ]

Внешние ссылки [ править ]

  • Поиск внесолнечных планет Калифорнии и Карнеги
  • Уравнение радиальной скорости в поисках экзопланет (доплеровская спектроскопия или метод колебания)