Допплеровская спектроскопия

Indirect method for finding extrasolar planets and brown dwarfs

Диаграмма, показывающая, как меньший объект (например, внесолнечная планета ), вращающийся вокруг более крупного объекта (например, звезды ), может вызывать изменения в положении и скорости последней, когда они вращаются вокруг своего общего центра масс (красного креста).

Доплеровская спектроскопия обнаруживает периодические сдвиги лучевой скорости, регистрируя изменения цвета света родительской звезды. Когда звезда движется к Земле, ее спектр смещается в голубую сторону, а при удалении от нас — в красную. Анализируя эти спектральные сдвиги, астрономы могут сделать вывод о гравитационном влиянии внесолнечных планет. ^[1]

Доплеровская спектроскопия (также известная как метод лучевых скоростей или, в просторечии, метод колебания ) — это косвенный метод поиска внесолнечных планет и коричневых карликов на основе измерений лучевых скоростей 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 открыты с помощью доплеровской спектроскопии. ^[2]

История

Открытые экзопланеты по годам (по состоянию на февраль 2014 г.). Те, которые были обнаружены с использованием лучевой скорости, показаны черным цветом, а 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 же большая, как Юпитер , может вызывать легкие колебания ее родительской звезды, когда два объекта вращаются вокруг своего центра масс. ^[3] Он предсказал, что небольшие доплеровские смещения света, излучаемого звездой, вызванные ее постоянно меняющейся лучевой скоростью, будут обнаруживаться самыми чувствительными спектрографами как крошечные красные и синие смещения в излучении звезды. Однако технологии того времени давали измерения лучевых скоростей с ошибками 1000  м/с и более, что делало их бесполезными для обнаружения планет на орбитах. ^[4] 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 долгосрочные наблюдения приборами с очень высоким разрешением . ^{[4] [5]}

Достижения в области спектрометрических технологий и методов наблюдения в 1980-х и 1990-х годах позволили создать инструменты, способные 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 всего в 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 были обнаружены планеты, вращающиеся вокруг пульсаров , 51 Пегас b была первой планетой, когда-либо подтвержденной, что она вращается вокруг звезды главной последовательности , и первой, обнаруженной с помощью доплеровской спектроскопии. ^[8]

В ноябре 1995 года ученые опубликовали свои выводы в журнале Nature ; С тех пор статью цитировали более 1000 раз. С тех пор было идентифицировано более 1000 кандидатов в экзопланеты, многие из которых были обнаружены программами доплеровского поиска, базирующимися в обсерваториях Кека , Лика и Англо-Австралийской обсерваториях (соответственно, Калифорнийский, Карнеги и англо-австралийский поиск планет), и команды, базирующиеся в Женевском центре поиска внесолнечных планет . ^[9]

Начиная с начала 2000-х годов второе поколение спектрографов, охотящихся за планетами, позволило проводить гораздо более точные измерения. Спектрограф HARPS , установленный в обсерватории Ла Силья в Чили в 2003 году, может идентифицировать сдвиги лучевой скорости всего на 0,3 м/с, чего достаточно, чтобы обнаружить множество скалистых планет, похожих на Землю. ^[10] Ожидается, что третье поколение спектрографов появится в сети в 2017 году. ^{[ требуется обновление ]} Поскольку погрешности измерений оцениваются 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) с планетами, открытыми другими методами.

Проведена серия наблюдений спектра света, излучаемого звездой. Могут быть обнаружены периодические изменения в спектре звезды: длина волны характерных спектральных линий в спектре регулярно увеличивается и уменьшается с течением времени. Затем к набору данных применяются статистические фильтры, чтобы нейтрализовать спектральные эффекты из других источников. Используя математические методы наилучшего соответствия , астрономы могут выделить характерную периодическую синусоидальную волну , указывающую на наличие планеты на орбите. ^[7]

Если обнаружена внесолнечная планета, минимальную массу планеты можно определить по изменениям лучевой скорости звезды. Чтобы найти более точную меру массы, необходимо знать наклон орбиты планеты. График зависимости измеренной лучевой скорости от времени даст характеристическую кривую ( синусоидальную кривую в случае круговой орбиты), а амплитуда кривой позволит рассчитать минимальную массу планеты с помощью бинарной функции массы .

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 в себя байесовский статистический анализ данных о лучевых скоростях с использованием априорного распределения вероятностей в пространстве, определяемом одним или несколькими наборами кеплеровских орбитальных параметров. Этот анализ может быть реализован с использованием метода Монте-Карло цепи Маркова (MCMC).

Этот метод был применен к системе HD 208487 , в результате чего была обнаружена вторая планета с периодом около 1000 дней. Однако это может быть артефактом звездной активности. ^{[12] [13]} Этот метод также применен к системе HD 11964 , где была обнаружена видимая планета с периодом около 1 года. Однако эта планета не была обнаружена в повторно приведенных данных, что ^{позволяет предположить, что это обнаружение было артефактом} орбитального движения Земли вокруг Солнца. ^{[ нужна цитата ]}

Хотя лучевая скорость звезды дает только минимальную массу планеты, если спектральные линии планеты можно отличить от спектральных линий звезды, то можно найти лучевую скорость самой планеты, и это дает наклонение орбиты планеты и, следовательно, можно определить фактическую массу планеты. Первой нетранзитной планетой, масса которой была определена таким способом, была Тау Боэтис b в 2012 году, когда в инфракрасной части спектра был обнаружен угарный газ . ^[16]

Пример

График справа иллюстрирует синусоидальную кривую с использованием доплеровской спектроскопии для наблюдения лучевой скорости воображаемой звезды, вокруг которой вращается планета по круговой орбите. Наблюдения за реальной звездой дали бы аналогичный график, хотя эксцентриситет орбиты исказит кривую и усложнит приведенные ниже расчеты.

Скорость этой теоретической звезды демонстрирует периодическое отклонение ±1 м/с, что позволяет предположить, что вращающаяся по орбите масса создает гравитационное притяжение к этой звезде. Используя третий закон движения планет Кеплера , наблюдаемый период обращения планеты вокруг звезды (равный периоду наблюдаемых изменений спектра звезды) можно использовать для определения расстояния планеты от звезды ( ), используя следующую формулу: уравнение: ${\displaystyle r}$

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

где:

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

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

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

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

Затем массу планеты можно найти по 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 — наклонение орбиты планеты к линии, перпендикулярной лучу зрения . ${\displaystyle V_{\mathrm {star} }}$ ${\displaystyle K=V_{\mathrm {star} }\sin(i)}$

Таким образом, приняв 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 зоне обитаемости

Ограничения

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

Чтобы исправить 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, перпендикулярной лучу зрения. . Астрометрические измерения позволяют исследователям проверить, являются ли объекты, которые кажутся планетами с большой массой, скорее всего, 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 непригоден для поиска планет вокруг звезд такого типа, поскольку изменения в спектре излучения звезды, вызванные внутренней изменчивостью звезды, могут затмить небольшой эффект, вызванный планетой.

Этот метод лучше всего подходит для обнаружения очень массивных объектов вблизи родительской звезды – так называемых « горячих Юпитеров », – которые оказывают наибольшее гравитационное воздействие на родительскую звезду и поэтому вызывают наибольшие изменения ее лучевой скорости. Горячие Юпитеры оказывают наибольшее гравитационное воздействие на свои звезды, поскольку имеют относительно небольшие орбиты и большие массы. Наблюдение множества отдельных спектральных линий и многих орбитальных периодов позволяет увеличить соотношение сигнал/шум при наблюдениях, увеличивая вероятность наблюдения меньших и более удаленных планет, но такие планеты, как Земля, остаются необнаружимыми с помощью современных инструментов.

Слева: изображение звезды, вращающейся вокруг планеты. Все движение звезды происходит по лучу зрения зрителя; Доплеровская спектроскопия даст истинное значение массы планеты.
Справа : в этом случае никакое движение звезды не происходит вдоль луча зрения наблюдателя, и метод доплеровской спектроскопии вообще не обнаружит планету.

Смотрите также

• Методы обнаружения экзопланет
• Системный (любительский проект поиска внесолнечных планет)

Рекомендации

1. Венц, Джон (10 октября 2019 г.). «Уроки раскаленных странных планет». Знающий журнал . Ежегодные обзоры. doi : 10.1146/knowable-101019-2 . Проверено 4 апреля 2022 г.
2. «Статистика экзопланет и кандидатов». Архив экзопланет НАСА . Институт экзопланет НАСА . Проверено 27 ноября 2022 г.
3. О. Струве (1952). «Предложение по проекту высокоточного исследования лучевых скоростей звезд». Обсерватория . 72 (870): 199–200. Бибкод : 1952Obs....72..199S.
4. «Метод лучевой скорости». Интернет-энциклопедия науки . Проверено 27 апреля 2007 г.
5. А. Вольщан (весна 2006 г.). «Допплеровская спектроскопия и астрометрия - Теория и практика измерений орбит планет» (PDF) . ASTRO 497: Конспект лекций «Астрономия внесолнечных планет» . Пенсильванский государственный университет . Архивировано из оригинала (PDF) 17 декабря 2008 г. Проверено 19 апреля 2009 г.
6. «Руководство пользователя по продуктам архивных данных Elodie» . Обсерватория Верхнего Прованса. Май 2009 года . Проверено 26 октября 2012 г.
7. мэр, Мишель; Кело, Дидье (1995). «Спутник звезды солнечного типа массой Юпитера». Природа . 378 (6555): 355–359. Бибкод : 1995Natur.378..355M. дои : 10.1038/378355a0. ISSN  1476-4687. OCLC  01586310. S2CID  4339201.
8. Бреннан, Пэт (7 июля 2015 г.). «Встанет ли настоящая «первая экзопланета», пожалуйста?». Исследование экзопланет: планеты за пределами нашей Солнечной системы . Проверено 28 февраля 2022 г.
9. Р. П. Батлер ; и другие. (2006). «Каталог близлежащих экзопланет» (PDF) . Астрофизический журнал . 646 (2–3): 25–33. arXiv : astro-ph/0607493 . Бибкод : 2006ApJ...646..505B. дои : 10.1086/504701. S2CID  119067572. Архивировано из оригинала (PDF) 7 июля 2007 г.
10. Мэр; и другие. (2003). «Установление новых стандартов с помощью HARPS» (PDF) . ESO Мессенджер . 114 : 20. Бибкод : 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. ПК Грегори (2007). «Байесовская периодограмма Кеплера обнаруживает вторую планету в HD 208487». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 374 (4): 1321–1333. arXiv : astro-ph/0609229 . Бибкод : 2007MNRAS.374.1321G. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11240.x. S2CID  8220838.
13. Райт, Дж. Т.; Марси, GW; Фишер, Д.А.; Батлер, Р.П.; Фогт, СС; Тинни, CG; Джонс, HRA; Картер, Б.Д.; и другие. (2007). «Четыре новых экзопланеты и намеки на дополнительные субзвездные спутники родительских звезд экзопланет». Астрофизический журнал . 657 (1): 533–545. arXiv : astro-ph/0611658 . Бибкод : 2007ApJ...657..533W. дои : 10.1086/510553. S2CID  35682784.
14. ПК Грегори (2007). «Байесовская периодограмма находит доказательства существования трех планет в HD 11964». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 381 (4): 1607–1616. arXiv : 0709.0970 . Бибкод : 2007MNRAS.381.1607G. дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12361.x. S2CID  16796923.
15. Райт, Дж. Т.; Упадхьяй, С.; Марси, GW; Фишер, Д.А.; Форд, Эрик Б.; Джонсон, Джон Ашер (2009). «Десять новых и обновленных мультипланетных систем и обзор экзопланетных систем». Астрофизический журнал . 693 (2): 1084–1099. arXiv : 0812.1582 . Бибкод : 2009ApJ...693.1084W. дои : 10.1088/0004-637X/693/2/1084. S2CID  18169921.
16. Взвешивание нетранзитного горячего Юпитера Тау BOO b, Флориан Родлер, Мерседес Лопес-Моралес, Игнаси Рибас, 27 июня 2012 г.
17. Деманжон, Оливер Д.С.; Сапатеро Осорио, MR; Альберт, Ю.; Баррос, SCC; Адибекян В.; Табернеро, HM; и другие. (июль 2021 г.). «Теплая планета земной группы с половиной массы Венеры, проходящая транзитом через ближайшую звезду» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 653 : 38. arXiv : 2108.03323 . Бибкод : 2021A&A...653A..41D. дои : 10.1051/0004-6361/202140728. S2CID  236957385.
18. «ESPRESSO и CODEX — следующее поколение охотников за планетами на автофургонах в ESO». Китайская академия наук . 16 октября 2010 г. Архивировано из оригинала 4 июля 2011 г. Проверено 16 октября 2010 г.
19. "51 Пег б" . Обозреватель данных экзопланет.
20. "55 Cnc d" . Обозреватель данных экзопланет.
21. Эндл, Майкл. «Метод Доплера, или обнаружение радиальных скоростей планет». Техасский университет в Остине . Проверено 26 октября 2012 г.^{[ постоянная мертвая ссылка ]}
22. "GJ 581 c". Обозреватель данных экзопланет.
23. «Лазерная гребенка частот NIR для высокоточных доплеровских исследований планет» . Китайская академия наук . 16 октября 2010 г. Проверено 16 октября 2010 г.^{[ мертвая ссылка ]}

Внешние ссылки

• Поиск внесолнечных планет в Калифорнии и Карнеги
• Уравнение лучевой скорости при поиске экзопланет (доплеровская спектроскопия или метод воббла)