Допплеровская спектроскопия

Косвенный метод поиска внесолнечных планет и коричневых карликов

Схема, показывающая, как меньший объект (например, внесолнечная планета ), вращающийся вокруг более крупного объекта (например, звезды ), может вызывать изменения в положении и скорости последнего по мере их вращения вокруг общего центра масс (красный крест).

Доплеровская спектроскопия обнаруживает периодические сдвиги в радиальной скорости, регистрируя изменения цвета света от звезды-хозяина. Когда звезда движется к Земле, ее спектр смещается в синюю сторону, в то время как она смещается в красную сторону, когда она удаляется от нас. Анализируя эти спектральные сдвиги, астрономы могут вывести гравитационное влияние экзопланет. ^[1]

Доплеровская спектроскопия (также известная как метод лучевой скорости или, в просторечии, метод колебания ) — косвенный метод поиска внесолнечных планет и коричневых карликов по измерениям лучевой скорости посредством наблюдения доплеровских сдвигов в спектре родительской звезды планеты . По состоянию на ноябрь 2022 года около 19,5% известных внесолнечных планет (1018 от общего числа) были обнаружены с помощью доплеровской спектроскопии. ^[2]

История

Экзопланеты, открытые по годам (по состоянию на февраль 2014 г.). Открытые с помощью лучевой скорости показаны черным цветом, все остальные методы — светло-серым.

Отто Струве предложил в 1952 году использовать мощные спектрографы для обнаружения далеких планет. Он описал, как очень большая планета, например, такая большая, как Юпитер , заставит свою родительскую звезду слегка колебаться, когда два объекта вращаются вокруг своего центра масс. ^[3] Он предсказал, что небольшие доплеровские смещения света, испускаемого звездой, вызванные ее непрерывно меняющейся лучевой скоростью, будут обнаруживаться наиболее чувствительными спектрографами как крошечные красные и синие смещения в излучении звезды. Однако технологии того времени производили измерения лучевой скорости с ошибками в 1000  м/с и более, что делало их бесполезными для обнаружения вращающихся планет. ^[4] Ожидаемые изменения лучевой скорости очень малы — Юпитер заставляет Солнце менять 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 требуются долгосрочные наблюдения с помощью инструментов с очень высоким разрешением . ^{[4] [5]}

Достижения в области спектрометрической технологии и методов наблюдения в 1980-х и 1990-х годах привели к появлению инструментов, способных обнаружить первую из многих новых внесолнечных планет. Спектрограф ELODIE , установленный в обсерватории Верхнего Прованса на юге Франции в 1993 году, мог измерять сдвиги лучевой скорости до 7 м/с, что достаточно мало для того, чтобы внеземной наблюдатель мог обнаружить влияние Юпитера на Солнце. ^[6] Используя этот инструмент, астрономы Мишель Майор и Дидье Кело идентифицировали 51 Pegasi b , « горячий юпитер » в созвездии Пегаса. ^[7] Хотя ранее уже были обнаружены планеты, вращающиеся вокруг пульсаров , 51 Pegasi b стала первой планетой, чье вращение вокруг звезды главной последовательности было подтверждено , и первой, обнаруженной с помощью доплеровской спектроскопии. ^[8]

В ноябре 1995 года ученые опубликовали свои выводы в журнале Nature ; с тех пор статья была процитирована более 1000 раз. С тех пор было идентифицировано более 1000 кандидатов в экзопланеты, многие из которых были обнаружены программами поиска Доплера, базирующимися в обсерваториях Кека , Лика и Англо-Австралийских обсерваториях (соответственно, Калифорнийская, Карнеги и Англо-Австралийская обсерватории), а также группами, базирующимися в Женевском центре поиска внесолнечных планет . ^[9]

Начиная с начала 2000-х годов, второе поколение спектрографов для поиска планет позволило проводить гораздо более точные измерения. Спектрограф HARPS , установленный в обсерватории Ла-Силья в Чили в 2003 году, может определять смещения радиальной скорости всего лишь на 0,3 м/с, что достаточно для обнаружения многих потенциально каменистых планет, похожих на Землю. ^[10] Ожидается, что третье поколение спектрографов будет запущено в эксплуатацию в 2017 году. ^{[ требуется обновление ]} С погрешностями измерений, оцениваемыми ниже 0,1 м/с, эти новые инструменты позволят внеземному наблюдателю обнаружить даже Землю. ^[11]

Процедура

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

Проводится ряд наблюдений спектра света, излучаемого звездой. Периодические изменения в спектре звезды могут быть обнаружены, 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 отменить спектральные эффекты от других источников. Используя математические методы наилучшего соответствия , астрономы могут выделить контрольную периодическую синусоидальную волну , которая указывает на планету на орбите. ^[7]

Если обнаружена экзопланета, минимальную массу планеты можно определить по изменениям лучевой скорости звезды. Для более точного измерения массы требуется знание наклона орбиты планеты. График измеренной лучевой скорости в зависимости от времени даст характерную кривую ( синусоидальную кривую в случае круговой орбиты), а амплитуда кривой позволит рассчитать минимальную массу планеты с помощью функции двойной массы .

Периодограмма Байеса Кеплера — это математический алгоритм , используемый для обнаружения одной или нескольких экзопланет из последовательных измерений лучевой скорости звезды, вокруг которой они вращаются. Он включает в себя байесовский статистический анализ данных лучевой скорости с использованием априорного распределения вероятностей в пространстве, определяемого одним или несколькими наборами кеплеровских орбитальных параметров. Этот анализ может быть реализован с использованием метода Монте-Карло с цепями Маркова (MCMC).

Метод был применен к системе HD 208487 , что привело к кажущемуся обнаружению второй планеты с периодом приблизительно 1000 дней. Однако это может быть артефактом звездной активности. ^{[12] [13]} Метод также применен к системе HD 11964 , где он обнаружил кажущуюся планету с периодом приблизительно 1 год. Однако эта планета не была обнаружена в повторно обработанных данных, ^{[14] [15]} что предполагает, 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, то лучевая скорость самой планеты может быть найдена, и это дает наклон орбиты планеты, и, следовательно, может быть определена фактическая масса планеты. Первой нетранзитной планетой, масса которой была найдена таким образом, была Tau Boötis b в 2012 году, когда в инфракрасной части спектра был обнаружен оксид углерода . ^[16]

Пример

График справа иллюстрирует синусоидальную кривую , использующую доплеровскую спектроскопию для наблюдения радиальной скорости воображаемой звезды, которая вращается вокруг планеты по круговой орбите. Наблюдения за реальной звездой дадут похожий график, хотя эксцентриситет орбиты исказит кривую и усложнит вычисления ниже.

Скорость этой теоретической звезды показывает периодическую дисперсию ±1 м/с, что предполагает наличие орбитальной массы, которая создает гравитационное притяжение к этой звезде. Используя третий закон Кеплера о движении планет , наблюдаемый период орбиты планеты вокруг звезды (равный периоду наблюдаемых изменений в спектре звезды) можно использовать для определения расстояния планеты от звезды ( ) с помощью следующего уравнения: ${\displaystyle r}$

${\displaystyle r^{3}={\frac {GM_{\mathrm {star} }}{4\pi ^{2}}}P_{\mathrm {star} }^{2}\,}$

где:

• r — расстояние планеты от звезды
• G — гравитационная постоянная
• M _star — масса звезды
• P _звезда — это наблюдаемый период звезды

Определив , скорость планеты вокруг звезды можно рассчитать, используя закон тяготения Ньютона и уравнение орбиты : ${\displaystyle r}$

${\displaystyle V_{\mathrm {PL} }={\sqrt {GM_{\mathrm {star} }/r}}\,}$

где - скорость планеты. ${\displaystyle V_{\mathrm {PL} }}$

Массу планеты можно затем найти из рассчитанной скорости планеты:

${\displaystyle M_{\mathrm {PL} }={\frac {M_{\mathrm {star} }V_{\mathrm {star} }}{V_{\mathrm {PL} }}}\,}$

где — скорость родительской звезды. Наблюдаемая доплеровская скорость, , где i — наклон орбиты планеты к линии, перпендикулярной лучу зрения . ${\displaystyle V_{\mathrm {star} }}$ ${\displaystyle K=V_{\mathrm {star} }\sin(i)}$

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

Таблицы сравнения лучевых скоростей

Ссылка: ^[18]

Для звезд типа МК с планетами в обитаемой зоне

Ограничения

Основным ограничением доплеровской спектроскопии является то, что она может измерять движение только вдоль линии визирования, и поэтому зависит от измерения (или оценки) наклона орбиты планеты для определения массы планеты. Если орбитальная плоскость планеты совпадает с линией визирования наблюдателя, то измеренное изменение лучевой скорости звезды является истинным значением. Однако, если орбитальная плоскость наклонена в сторону от линии визирования, то истинное влияние планеты на движение звезды будет больше измеренного изменения лучевой скорости звезды, которое является только компонентом вдоль линии визирования. В результате истинная масса планеты будет больше измеренной.

Чтобы скорректировать этот эффект и таким образом определить истинную массу внесолнечной планеты, измерения лучевой скорости можно объединить с астрометрическими наблюдениями, которые отслеживают движение звезды по плоскости неба, перпендикулярно лучу зрения. Астрометрические измерения позволяют исследователям проверить, являются ли объекты, которые кажутся планетами с большой массой, более вероятными коричневыми карликами . ^[4]

Еще одним недостатком является то, что газовая оболочка вокруг определенных типов звезд может расширяться и сжиматься, а некоторые звезды являются переменными . Этот метод не подходит для поиска планет вокруг этих типов звезд, поскольку изменения в спектре звездного излучения, вызванные внутренней переменностью звезды, могут перекрыть небольшой эффект, вызванный планетой.

Метод лучше всего подходит для обнаружения очень массивных объектов, расположенных близко к родительской звезде — так называемых « горячих юпитеров », — которые оказывают наибольшее гравитационное воздействие на родительскую звезду и, таким образом, вызывают наибольшие изменения ее лучевой скорости. Горячие юпитеры оказывают наибольшее гравитационное воздействие на свои родительские звезды, поскольку имеют относительно небольшие орбиты и большие массы. Наблюдение за многими отдельными спектральными линиями и многими орбитальными периодами позволяет увеличить отношение сигнал/шум наблюдений, увеличивая вероятность наблюдения более мелких и более далеких планет, но планеты, подобные Земле, остаются необнаружимыми с помощью современных инструментов.

Слева: Изображение звезды, вращающейся вокруг планеты. Все движение звезды происходит вдоль линии зрения наблюдателя; доплеровская спектроскопия даст истинное значение массы планеты.
Справа : В этом случае ни одно движение звезды не происходит вдоль линии зрения наблюдателя, и метод доплеровской спектроскопии вообще не обнаружит планету.

Смотрите также

• Методы обнаружения экзопланет
• Системный (любительский проект по поиску внесолнечных планет)

Ссылки

1. Венц, Джон (10 октября 2019 г.). «Уроки раскаленных странных планет». Knowable Magazine . Annual Reviews. doi : 10.1146/knowable-101019-2 . Получено 4 апреля 2022 г.
2. "Статистика экзопланет и кандидатов". Архив экзопланет NASA . Институт экзопланетных наук NASA . Получено 27 ноября 2022 г.
3. О. Струве (1952). «Предложение о проекте высокоточных работ по измерению лучевой скорости звезд». Обсерватория . 72 (870): 199–200. Bibcode : 1952Obs....72..199S.
4. "Метод лучевой скорости". Интернет-энциклопедия науки . Получено 27.04.2007 .
5. A. Wolszczan (весна 2006 г.). "Доплеровская спектроскопия и астрометрия – Теория и практика измерений планетарных орбит" (PDF) . ASTRO 497: "Астрономия внесолнечных планет" лекции заметки . Университет штата Пенсильвания . Архивировано из оригинала (PDF) 2008-12-17 . Получено 2009-04-19 .
6. "Руководство пользователя по архивным данным Elodie". Обсерватория Верхнего Прованса. Май 2009 г. Получено 26 октября 2012 г.
7. Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). "Компаньон солнечного типа с массой Юпитера". Nature . 378 (6555): 355–359. Bibcode :1995Natur.378..355M. doi :10.1038/378355a0. ISSN  1476-4687. OCLC  01586310. S2CID  4339201.
8. Бреннан, Пэт (7 июля 2015 г.). «Пожалуйста, встаньте, настоящая „первая экзопланета“?». Исследование экзопланет: планеты за пределами нашей Солнечной системы . Получено 28 февраля 2022 г.
9. RP Butler ; et al. (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets" (PDF) . Astrophysical Journal . 646 (2–3): 25–33. arXiv : astro-ph/0607493 . Bibcode :2006ApJ...646..505B. doi :10.1086/504701. S2CID  119067572. Архивировано из оригинала (PDF) 2007-07-07.
10. Мэр; и др. (2003). «Установка новых стандартов с помощью HARPS» (PDF) . ESO Messenger . 114 : 20. Bibcode : 2003Msngr.114...20M.
11. «ЭСПРЕССО - В поисках других миров» . Центр астрофизики Университета Порту. 16 декабря 2009 г. Архивировано из оригинала 17 октября 2010 г. Проверено 26 октября 2010 г.
12. PC Gregory (2007). «Байесовская периодограмма Кеплера обнаруживает вторую планету в HD 208487». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 374 (4): 1321–1333. arXiv : astro-ph/0609229 . Bibcode : 2007MNRAS.374.1321G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11240.x . S2CID  8220838.
13. Райт, Дж. Т.; Марси, Г. В.; Фишер, Д. А.; Батлер, РП; Фогт, СС; Тинни, К. Г.; Джонс, Х. Р. А.; Картер, Б. Д.; и др. (2007). «Четыре новых экзопланеты и намеки на дополнительные субзвездные компаньоны для звезд-хозяев экзопланет». The Astrophysical Journal . 657 (1): 533–545. arXiv : astro-ph/0611658 . Bibcode :2007ApJ...657..533W. doi :10.1086/510553. S2CID  35682784.
14. PC Gregory (2007). «Байесовская периодограмма находит доказательства наличия трех планет в HD 11964». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 381 (4): 1607–1616. arXiv : 0709.0970 . Bibcode : 2007MNRAS.381.1607G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12361.x . S2CID  16796923.
15. Райт, Дж. Т.; Упадхай, С.; Марси, Г. В.; Фишер, ДА; Форд, Эрик Б.; Джонсон, Джон Эшер (2009). «Десять новых и обновленных многопланетных систем и обзор экзопланетных систем». The Astrophysical Journal . 693 (2): 1084–1099. arXiv : 0812.1582 . Bibcode :2009ApJ...693.1084W. doi :10.1088/0004-637X/693/2/1084. S2CID  18169921.
16. Взвешивание нетранзитного горячего юпитера Tau BOO b, Флориан Родлер, Мерседес Лопес-Моралес, Игнаси Рибас, 27 июня 2012 г.
17. Demangeon, Oliver DS; Zapatero Osorio, MR; Alibert, Y.; Barros, SCC; Adibekyan, V.; Tabernero, HM; et al. (Июль 2021 г.). «Теплая планета земного типа с массой в два раза меньше Венеры, проходящая мимо близлежащей звезды» (PDF) . Astronomy & Astrophysics . 653 : 38. arXiv : 2108.03323 . Bibcode :2021A&A...653A..41D. doi :10.1051/0004-6361/202140728. S2CID  236957385.
18. "ESPRESSO и CODEX — следующее поколение охотников за планетами на колесах в ESO". Китайская академия наук . 2010-10-16. Архивировано из оригинала 2011-07-04 . Получено 2010-10-16 .
19. "51 Peg b". Exoplanets Data Explorer.
20. "55 Cnc d". Exoplanets Data Explorer.
21. Эндл, Майкл. «Метод Доплера, или обнаружение радиальной скорости планет». Техасский университет в Остине . Получено 26 октября 2012 г.^{[ постоянная мертвая ссылка ]}
22. "GJ 581 c". Exoplanets Data Explorer.
23. "Лазерная гребёнка частот NIR для высокоточных доплеровских планетарных обзоров". Китайская академия наук . 2010-10-16 . Получено 2010-10-16 .^{[ мертвая ссылка ]}

Внешние ссылки

• Поиск экзопланет в Калифорнии и Карнеги
• Уравнение лучевой скорости в поиске экзопланет (метод доплеровской спектроскопии или колебания)