Espectroscopia Doppler - Doppler spectroscopy

Diagrama mostrando como um objeto menor (como um planeta extra-solar ) orbitando um objeto maior (como uma estrela ) pode produzir mudanças na posição e na velocidade deste último enquanto orbita seu centro de massa comum (cruz vermelha).
A espectroscopia Doppler detecta mudanças periódicas na velocidade radial, registrando variações na cor da luz da estrela hospedeira. Quando uma estrela se move em direção à Terra, seu espectro é desviado para o azul, enquanto ele é desviado para o vermelho quando se afasta de nós. Ao analisar essas mudanças espectrais, os astrônomos podem deduzir a influência gravitacional dos planetas extrasolares.

A espectroscopia Doppler (também conhecida como método de velocidade radial ou coloquialmente, método de oscilação ) é um método indireto para encontrar planetas extrasolares e anãs marrons a partir de medições de velocidade radial por meio da observação de mudanças Doppler no espectro da estrela-mãe do planeta .

880 planetas extrasolares (cerca de 21,0% do total) foram descobertos usando espectroscopia Doppler, em fevereiro de 2020.

História

Exoplanetas descobertos por ano (em fevereiro de 2014). Aqueles descobertos usando a velocidade radial são mostrados em preto, enquanto todos os outros métodos estão em cinza claro.

Otto Struve propôs em 1952 o uso de espectrógrafos poderosos para detectar planetas distantes. Ele descreveu como um planeta muito grande, do tamanho de Júpiter , por exemplo, faria sua estrela-mãe oscilar ligeiramente enquanto os dois objetos orbitam em torno de seu centro de massa. Ele previu que os pequenos desvios Doppler para a luz emitida pela estrela, causados ​​por sua velocidade radial continuamente variável, seriam detectáveis ​​pelos espectrógrafos mais sensíveis como pequenos desvios para o vermelho e para o blues na emissão da estrela. No entanto, a tecnologia da época produzia medições de velocidade radial com erros de 1.000  m / s ou mais, tornando-as inúteis para a detecção de planetas em órbita. As mudanças esperadas na velocidade radial são muito pequenas - Júpiter faz com que o Sol mude a velocidade em cerca de 12,4 m / s em um período de 12 anos, e o efeito da Terra é de apenas 0,1 m / s em um período de 1 ano - tão longo - observações de termo por instrumentos com uma resolução muito alta são necessárias.

Os avanços na tecnologia do espectrômetro e nas técnicas de observação nas décadas de 1980 e 1990 produziram instrumentos capazes de detectar o primeiro de muitos novos planetas extrasolares. O espectrógrafo ELODIE , instalado no Observatório Haute-Provence no sul da França em 1993, podia medir mudanças de velocidade radial tão baixas quanto 7 m / s, baixas o suficiente para um observador extraterrestre detectar a influência de Júpiter no sol. Usando este instrumento, os astrônomos Michel Mayor e Didier Queloz identificaram 51 Pegasi b , um " Júpiter Quente " na constelação de Pégaso. Embora planetas já tenham sido detectados orbitando pulsares , 51 Pegasi b foi o primeiro planeta a orbitar uma estrela da sequência principal, e o primeiro detectado usando espectroscopia Doppler.

Em novembro de 1995, os cientistas publicaram suas descobertas na revista Nature ; o jornal já foi citado mais de 1.000 vezes. Desde aquela data, mais de 700 candidatos a exoplanetas foram identificados, e a maioria foi detectada por programas de pesquisa Doppler baseados nos Observatórios Keck , Lick e Anglo-Australiano (respectivamente, pesquisas de planetas da Califórnia, Carnegie e Anglo-australiana) e equipes baseado no Geneva Extrasolar Planet Search .

A partir do início dos anos 2000, uma segunda geração de espectrógrafos caçadores de planetas permitiu medições muito mais precisas. O espectrógrafo HARPS , instalado no Observatório La Silla no Chile em 2003, pode identificar mudanças de velocidade radial tão pequenas quanto 0,3 m / s, o suficiente para localizar muitos planetas rochosos semelhantes à Terra. Espera-se que uma terceira geração de espectrógrafos fique online em 2017. Com erros de medição estimados abaixo de 0,1 m / s, esses novos instrumentos permitiriam que um observador extraterrestre detectasse até mesmo a Terra.

Procedimento

Propriedades (massa e semieixo maior) dos planetas descobertos ao longo de 2013 usando velocidade radial, em comparação (cinza claro) com planetas descobertos usando outros métodos.

Uma série de observações é feita do espectro de luz emitida por uma estrela. Variações periódicas no espectro da estrela podem ser detectadas, com o comprimento de onda das linhas espectrais características no espectro aumentando e diminuindo regularmente ao longo de um período de tempo. Filtros estatísticos são então aplicados ao conjunto de dados para cancelar os efeitos do espectro de outras fontes. Usando técnicas matemáticas de melhor ajuste , os astrônomos podem isolar a onda senoidal periódica reveladora que indica um planeta em órbita.

Se um planeta extra-solar for detectado, uma massa mínima para o planeta pode ser determinada a partir das mudanças na velocidade radial da estrela. Encontrar uma medida mais precisa da massa requer conhecimento da inclinação da órbita do planeta. Um gráfico da velocidade radial medida em função do tempo fornecerá uma curva característica (curva seno no caso de uma órbita circular), e a amplitude da curva permitirá que a massa mínima do planeta seja calculada usando a função de massa binária .

O periodograma Bayesian Kepler é um algoritmo matemático , usado para detectar planetas extrasolares únicos ou múltiplos a partir de medições sucessivas da velocidade radial da estrela que orbitam. Envolve uma análise estatística bayesiana dos dados de velocidade radial, usando uma distribuição de probabilidade anterior sobre o espaço determinada por um ou mais conjuntos de parâmetros orbitais Keplerianos. Esta análise pode ser implementada usando o método Markov chain Monte Carlo (MCMC).

O método foi aplicado ao sistema HD 208487 , resultando em uma detecção aparente de um segundo planeta com um período de aproximadamente 1000 dias. No entanto, isso pode ser um artefato da atividade estelar. O método também é aplicado ao sistema HD 11964 , onde foi encontrado um planeta aparente com um período de aproximadamente 1 ano. No entanto, este planeta não foi encontrado em dados reduzidos, sugerindo que essa detecção era um artefato do movimento orbital da Terra ao redor do sol.

Embora a velocidade radial da estrela forneça apenas a massa mínima de um planeta, se as linhas espectrais do planeta podem ser distinguidas das linhas espectrais da estrela, então a velocidade radial do próprio planeta pode ser encontrada e isso dá a inclinação da órbita do planeta e, portanto, a massa real do planeta pode ser determinada. O primeiro planeta sem trânsito a ter sua massa encontrada dessa forma foi Tau Boötis b em 2012, quando o monóxido de carbono foi detectado na parte infravermelha do espectro.

Exemplo

Doppler Shift vs Time.svg

O gráfico à direita ilustra a curva seno usando espectroscopia Doppler para observar a velocidade radial de uma estrela imaginária que está sendo orbitada por um planeta em uma órbita circular. As observações de uma estrela real produziriam um gráfico semelhante, embora a excentricidade na órbita distorça a curva e complique os cálculos abaixo.

A velocidade desta estrela teórica mostra uma variação periódica de ± 1 m / s, sugerindo uma massa orbital que está criando uma atração gravitacional nesta estrela. Usando Kepler 's terceira lei do movimento planetário , o período observado de órbita do planeta em torno da estrela (igual ao período das variações observadas no espectro da estrela) pode ser usado para determinar a distância do planeta da estrela ( ) usando o seguinte equação:

Onde:

  • r é a distância do planeta da estrela
  • G é a constante gravitacional
  • Estrela M é a massa da estrela
  • Estrela P é o período observado da estrela

Tendo determinado , a velocidade do planeta em torno da estrela pode ser calculada usando Newton 's lei da gravitação , ea equação órbita :

onde está a velocidade do planeta.

A massa do planeta pode então ser encontrada a partir da velocidade calculada do planeta:

onde está a velocidade da estrela-mãe. A velocidade Doppler observada , onde i é a inclinação da órbita do planeta em relação à linha perpendicular à linha de visão .

Assim, assumindo um valor para a inclinação da órbita do planeta e para a massa da estrela, as mudanças observadas na velocidade radial da estrela podem ser usadas para calcular a massa do planeta extra-solar.

Tabelas de comparação de velocidade radial

Massa do planeta Distância
AU
Velocidade radial da estrela devido ao planeta
( v radial )
Aviso prévio
Júpiter 1 28,4 m / s
Júpiter 5 12,7 m / s
Netuno 0,1 4,8 m / s
Netuno 1 1,5 m / s
Super-Terra (5 M⊕) 0,1 1,4 m / s
Alpha Centauri Bb (1,13 ± 0,09 M⊕;) 0,04 0,51 m / s (1) nota 1
Super-Terra (5 M⊕) 1 0,45 m / s
Terra 0,09 0,30 m / s
Terra 1 0,09 m / s

Ref: Aviso 1: As medições v radiais mais precisas já registradas. ESO 's HARPS foi usado espectrógrafo.

nota 1: não confirmado e contestado

Planetas
Planeta Tipo de planeta
Eixo semimaior
( AU )
Período orbital
Velocidade radial da estrela devido ao planeta
(m / s)
Detectável por:
51 Pegasi b Júpiter Quente 0,05 4,23 dias 55,9 Espectrógrafo de primeira geração
55 Cancri d Gigante de gás 5,77 14,29 anos 45,2 Espectrógrafo de primeira geração
Júpiter Gigante de gás 5,20 11,86 anos 12,4 Espectrógrafo de primeira geração
Gliese 581c Super-Earth 0,07 12,92 dias 3,18 Espectrógrafo de segunda geração
Saturno Gigante de gás 9,58 29,46 anos 2,75 Espectrógrafo de segunda geração
Alpha Centauri Bb ; não confirmado e contestado Planeta terrestre 0,04 3,23 dias 0,510 Espectrógrafo de segunda geração
Netuno Gigante de gelo 30,10 164,79 anos 0,281 Espectrógrafo de terceira geração
Terra Planeta habitável 1,00 365,26 dias 0,089 Espectrógrafo de terceira geração (provável)
Plutão Planeta dos anões 39,26 246,04 anos 0,00003 Não detectável

Para estrelas do tipo MK com planetas na zona habitável

Massa estelar
( M )
Massa planetária
( M )
Lum.
(L 0 )
Tipo RHAB
( AU )
RV
(cm / s)
Período
(dias)
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

Limitações

A principal limitação da espectroscopia Doppler é que ela só pode medir o movimento ao longo da linha de visão e, portanto, depende de uma medição (ou estimativa) da inclinação da órbita do planeta para determinar a massa do planeta. Se o plano orbital do planeta se alinhar com a linha de visão do observador, então a variação medida na velocidade radial da estrela é o valor verdadeiro. No entanto, se o plano orbital for inclinado para longe da linha de visão, o verdadeiro efeito do planeta no movimento da estrela será maior do que a variação medida na velocidade radial da estrela, que é apenas o componente ao longo do linha de visão. Como resultado, a verdadeira massa do planeta será maior do que a medida.

Para corrigir esse efeito, e assim determinar a verdadeira massa de um planeta extra-solar, as medições de velocidade radial podem ser combinadas com observações astrométricas , que rastreiam o movimento da estrela no plano do céu, perpendicular à linha de visão . Medidas astrométricas permitem que os pesquisadores verifiquem se os objetos que parecem planetas de alta massa têm maior probabilidade de serem anãs marrons .

Outra desvantagem é que o envelope de gás em torno de certos tipos de estrelas pode expandir e contrair, e algumas estrelas são variáveis . Este método não é adequado para encontrar planetas ao redor desses tipos de estrelas, já que mudanças no espectro de emissão estelar causadas pela variabilidade intrínseca da estrela podem sufocar o pequeno efeito causado por um planeta.

O método é melhor para detectar objetos muito massivos perto da estrela-mãe - os chamados " Júpiteres quentes " - que têm o maior efeito gravitacional na estrela-mãe e, portanto, causam as maiores mudanças em sua velocidade radial. Júpiteres quentes têm o maior efeito gravitacional em suas estrelas hospedeiras porque têm órbitas relativamente pequenas e grandes massas. A observação de muitas linhas espectrais separadas e muitos períodos orbitais permite que a relação sinal-ruído das observações seja aumentada, aumentando a chance de observar planetas menores e mais distantes, mas planetas como a Terra permanecem indetectáveis ​​com os instrumentos atuais.

Esquerda: Uma representação de uma estrela orbitada por um planeta. Todo o movimento da estrela segue a linha de visão do observador; A espectroscopia Doppler fornecerá um valor real da massa do planeta.
Certo : Neste caso, nenhum movimento da estrela está ao longo da linha de visão do observador e o método de espectroscopia Doppler não detectará o planeta de forma alguma.

Veja também

Referências

links externos