.jpg/440px-The_radial_velocity_method_(artist’s_impression).jpg)
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 ]
Отто Струве в 1952 году предложил использовать мощные спектрографы для обнаружения далеких планет. Он описал, как очень большая планета, например, такого размера, как Юпитер , могла бы 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 в виде крошечных красных смещений и голубых смещений в излучении звезды. Однако технологии того времени обеспечивали измерения лучевых скоростей 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. поэтомутребуютсядлительные наблюдения инструментами с очень высоким разрешением . [3] [4]
Достижения в области спектрометрических технологий и методов наблюдений в 1980-х и 1990-х годах создали 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 Калифорнии, Карнеги и англо-австралийских планет), и 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, появится в сети в 2017 году. С погрешностью измерения менее 0,1 м / с эти новые инструменты позволят внеземным наблюдателям обнаружить даже Землю. [9]
Процедура [ править ]
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 контрольную периодическую синусоидальную волну, которая указывает на планету на орбите. [6]
Если обнаружена внесолнечная планета, минимальную массу планеты можно определить по изменениям лучевой скорости звезды. Чтобы найти более точное измерение массы, требуется знание наклона орбиты планеты. График измеренной лучевой 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 приблизительно 1000 дней. Однако это может быть артефакт звездной активности. [10] [11] Этот метод также применяется к системе HD 11964 , где она обнаружила видимую планету с периодом приблизительно 1 год. Однако эта планета не была обнаружена в восстановленных данных [12] [13], предполагая, 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 дадут аналогичный график, хотя эксцентриситет на орбите исказит кривую и усложнит приведенные ниже вычисления.
Эта теоретическая скорость звезды показывает периодическое отклонение ± 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:
где:
- 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.
Тогда масса планеты может быть найдена из рассчитанной скорости планеты:
где - скорость родительской звезды. Наблюдаемая доплеровская скорость, где i - наклон орбиты планеты к линии, перпендикулярной лучу зрения .
.jpg){kind=link}
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 Масса | Расстояние AU | Радиальная скорость звезды относительно планеты ( v радиальная ) | Уведомление |
|---|---|---|---|
| Юпитер | 1 | 28,4 м / с | |
| Юпитер | 5 | 12,7 м / с | |
| Нептун | 0,1 | 4,8 м / с | |
| Нептун | 1 | 1,5 м / с | |
| Супер-Земля (5 M) | 0,1 | 1,4 м / с | |
| Альфа Центавра Bb (1,13 ± 0,09 M⊕;) | 0,04 | 0,51 м / с | (1 [15] ) примечание 1 |
| Супер-Земля (5 M) | 1 | 0,45 м / с | |
| земля | 0,09 | 0,30 м / с | |
| земля | 1 | 0,09 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
| Планета | Тип планеты | Большая полуось ( AU ) | Орбитальный период | Радиальная скорость звезды относительно планеты (м / с) | Обнаруживается: |
|---|---|---|---|---|---|
| 51 Pegasi b | Горячий Юпитер | 0,05 | 4.23 дней | 55,9 [17] | Спектрограф первого поколения |
| 55 Cancri d | Газовый гигант | 5,77 | 14,29 года | 45,2 [18] | Спектрограф первого поколения |
| Юпитер | Газовый гигант | 5.20 | 11,86 года | 12,4 [19] | Спектрограф первого поколения |
| Gliese 581c | Супер-Земля | 0,07 | 12.92 дней | 3,18 [20] | Спектрограф второго поколения |
| Сатурн | Газовый гигант | 9,58 | 29,46 года | 2,75 | Спектрограф второго поколения |
| Альфа Центавра Bb ; неподтвержденный и оспариваемый | Земная планета | 0,04 | 3.23 дней | 0,510 [21] | Спектрограф второго поколения |
| Нептун | Ледяной гигант | 30.10 | 164,79 года | 0,281 | Спектрограф третьего поколения |
| земля | Обитаемая планета | 1,00 | 365.26 дней | 0,089 | Спектрограф третьего поколения (вероятно) |
| Плутон | Карликовая планета | 39,26 | 246,04 года | 0,00003 | Не обнаруживается |
Для звезд типа МК с планетами в обитаемой зоне [ править ]
| Звездная масса ( М ☉ ) | Планетная масса ( M ⊕ ) | Lum. (L 0 ) | Тип | RHAB ( Австралия ) | RV (см / с) | Период (дни) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 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 год |
| 0,47 | 1.0 | 6,3 × 10 - 2 | M0 | 0,25 | 26 год | 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 |
Ограничения [ править ]
Основным ограничением доплеровской спектроскопии является то, что она может измерять только движение вдоль 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 только 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 с большой массой, скорее коричневыми карликами . [3]
Еще одним недостатком является то, что газовая оболочка вокруг определенных 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 заглушить 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.
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 ]
- ^ "Каталог" . exoplanet.eu/catalog/ . Проверено 16 февраля 2020 .
- ↑ О. Струве (1952). «Предложение к проекту высокоточной работы над лучевыми скоростями звезд». Обсерватория . 72 (870): 199–200. Bibcode : 1952Obs .... 72..199S .
- ^ a b c «Метод радиальных скоростей» . Интернет-энциклопедия науки . Проверено 27 апреля 2007 .
- ^ 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 .
- ^ "Руководство пользователя по продуктам архивных данных Элоди" . Обсерватория Верхнего Прованса. Май 2009 . Проверено 26 октября 2012 года .
- ^ 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 .
- ^ 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.
- ^ Мэр; и другие. (2003). «Устанавливая новые стандарты с помощью HARPS» (PDF) . ESO Messenger . 114 : 20. Bibcode : 2003Msngr.114 ... 20M .
- ^ «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 .
- ↑ 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 .
- ^ 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 .
- ↑ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Взвешивание непереходящего горячего Юпитера Tau BOO b , Флориан Родлер, Мерседес Лопес-Моралес, Игнаси Рибас, 27 июня 2012 г.
- ^ a b «Планета найдена в ближайшей к Земле звездной системе» . Европейская южная обсерватория . 16 октября 2012 . Проверено 17 октября 2012 года .
- ^ a b «ЭСПРЕССО и КОДЕКС - следующее 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 .
- ^ "51 Peg b" . Exoplanets Data Explorer.
- ^ "55 Cnc d" . Exoplanets Data Explorer.
- ↑ Endl, Майкл. «Метод Доплера или определение радиальной скорости планет» . Техасский университет в Остине . Проверено 26 октября 2012 года .[ постоянная мертвая ссылка ]
- ^ "GJ 581 c" . Exoplanets Data Explorer.
- ^ "альфа Cen B b" . Exoplanets Data Explorer.
- ^ "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)
