Espectroscopia Doppler

Diagrama que muestra cómo un objeto más pequeño (como un planeta extrasolar ) que orbita un objeto más grande (como una estrella ) podría producir cambios en la posición y velocidad de este último a medida que orbitan su centro de masa común (cruz roja).

La espectroscopia Doppler detecta cambios periódicos en la velocidad radial al registrar variaciones en el color de la luz de la estrella anfitriona. Cuando una estrella se mueve hacia la Tierra, su espectro se desplaza al azul, mientras que se desplaza al rojo cuando se aleja de nosotros. Al analizar estos cambios espectrales, los astrónomos pueden deducir la influencia gravitacional de los planetas extrasolares.

La espectroscopia Doppler (también conocida como método de velocidad radial , o coloquialmente, método de oscilación ) es un método indirecto para encontrar planetas extrasolares y enanas marrones a partir de mediciones de velocidad radial mediante la observación de cambios Doppler en el espectro de la estrella madre del planeta . .

Se descubrieron 880 planetas extrasolares (aproximadamente el 21,0% del total) mediante espectroscopia Doppler, hasta febrero de 2020. ^[1]

Historia

Exoplanetas descubiertos por año (a partir de febrero de 2014). Los descubiertos usando velocidad radial se muestran en negro, mientras que todos los demás métodos están en gris claro.

Otto Struve propuso en 1952 el uso de espectrógrafos potentes para detectar planetas distantes. Describió cómo un planeta muy grande, tan grande como Júpiter , por ejemplo, haría que su estrella madre se tambaleara ligeramente cuando los dos objetos orbitan alrededor de su centro de masa. ^[2] Él predijo que los pequeños cambios Doppler a la luz emitida por la estrella, causados ​​por su velocidad radial continuamente variable, serían detectables por los espectrógrafos más sensibles como pequeños desplazamientos al rojo y al azul en la emisión de la estrella. Sin embargo, la tecnología de la época producía mediciones de velocidad radial con errores de 1.000  m / so más, lo que las hacía inútiles para la detección de planetas en órbita.^[3] Los cambios esperados en la velocidad radial son muy pequeños: Júpiter hace que el Sol cambie la velocidad en aproximadamente 12,4 m / s durante un período de 12 años, y el efecto de la Tierra es de solo 0,1 m / s durante un período de 1 año. por lo quese requierenobservaciones a largo plazo con instrumentos de muy alta resolución . ^{[3] [4]}

Los avances en la tecnología de los espectrómetros y las técnicas de observación en las décadas de 1980 y 1990 produjeron instrumentos capaces de detectar el primero de muchos planetas extrasolares nuevos. El espectrógrafo ELODIE , instalado en el Observatorio de Haute-Provence en el sur de Francia en 1993, podría medir cambios de velocidad radial tan bajos como 7 m / s, lo suficientemente bajos como para que un observador extraterrestre detecte la influencia de Júpiter en el Sol. ^[5] Con este instrumento, los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz identificaron 51 Pegasi b , un " Júpiter caliente " en la constelación de Pegaso. ^[6] Aunque previamente se habían detectado planetas orbitando púlsares, 51 Pegasi b fue el primer planeta encontrado orbitando una estrella de secuencia principal y el primero detectado mediante espectroscopía Doppler.

En noviembre de 1995, los científicos publicaron sus hallazgos en la revista Nature ; desde entonces, el artículo ha sido citado más de 1.000 veces. Desde esa fecha, se han identificado más de 700 exoplanetas candidatos, y la mayoría han sido detectados por programas de búsqueda Doppler basados ​​en los observatorios Keck , Lick y Anglo-Australian (respectivamente, las búsquedas de planetas de California, Carnegie y Anglo-Australian), y los equipos basado en la Búsqueda de Planetas Extrasolares de Ginebra . ^[7]

A principios de la década de 2000, una segunda generación de espectrógrafos de búsqueda de planetas permitió mediciones mucho más precisas. El espectrógrafo HARPS , instalado en el Observatorio La Silla en Chile en 2003, puede identificar cambios de velocidad radial tan pequeños como 0.3 m / s, suficiente para localizar muchos planetas rocosos similares a la Tierra. ^[8] Se espera que una tercera generación de espectrógrafos entre en línea en 2017. Con errores de medición estimados por debajo de 0.1 m / s, estos nuevos instrumentos permitirían a un observador extraterrestre detectar incluso la Tierra. ^[9]

Procedimiento

Propiedades (masa y semieje mayor) de planetas descubiertos hasta 2013 usando velocidad radial, comparados (gris claro) con planetas descubiertos usando otros métodos.

Se hace una serie de observaciones del espectro de luz emitida por una estrella. Se pueden detectar variaciones periódicas en el espectro de la estrella, con la longitud de onda de las líneas espectrales características en el espectro aumentando y disminuyendo regularmente durante un período de tiempo. Luego, se aplican filtros estadísticos al conjunto de datos para cancelar los efectos del espectro de otras fuentes. Usando técnicas matemáticas de mejor ajuste , los astrónomos pueden aislar la onda sinusoidal periódica reveladora que indica un planeta en órbita. ^[6]

Si se detecta un planeta extrasolar, se puede determinar una masa mínima para el planeta a partir de los cambios en la velocidad radial de la estrella. Para encontrar una medida más precisa de la masa se requiere conocer la inclinación de la órbita del planeta. Un gráfico de la velocidad radial medida en función del tiempo dará una curva característica (curva sinusoidal en el caso de una órbita circular), y la amplitud de la curva permitirá calcular la masa mínima del planeta utilizando la función de masa binaria .

El periodograma bayesiano de Kepler es un algoritmo matemático que se utiliza para detectar planetas extrasolares únicos o múltiples a partir de sucesivas mediciones de velocidad radial de la estrella que orbitan. Implica un análisis estadístico bayesiano de los datos de velocidad radial, utilizando una distribución de probabilidad previa sobre el espacio determinada por uno o más conjuntos de parámetros orbitales keplerianos. Este análisis puede implementarse utilizando el método de cadena de Markov Monte Carlo (MCMC).

El método se ha aplicado al sistema HD 208487 , dando como resultado una detección aparente de un segundo planeta con un período de aproximadamente 1000 días. Sin embargo, esto puede ser un artefacto de actividad estelar. ^{[10] [11]} El método también se aplica al sistema HD 11964 , donde encontró un planeta aparente con un período de aproximadamente 1 año. Sin embargo, este planeta no se encontró en datos re-reducidos, ^{[12] [13]} sugiriendo que esta detección fue un artefacto del movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol. ^{[ cita requerida ]}

Aunque la velocidad radial de la estrella solo da la masa mínima de un planeta, si las líneas espectrales del planeta se pueden distinguir de las líneas espectrales de la estrella, entonces se puede encontrar la velocidad radial del planeta en sí y esto da la inclinación de la órbita del planeta y, por lo tanto, se puede determinar la masa real del planeta. El primer planeta no en tránsito que encontró su masa de esta manera fue Tau Boötis b en 2012 cuando se detectó monóxido de carbono en la parte infrarroja del espectro. ^[14]

Ejemplo

El gráfico de la derecha ilustra la curva sinusoidal usando espectroscopía Doppler para observar la velocidad radial de una estrella imaginaria que está siendo orbitada por un planeta en una órbita circular. Las observaciones de una estrella real producirían un gráfico similar, aunque la excentricidad en la órbita distorsionará la curva y complicará los cálculos a continuación.

La velocidad de esta estrella teórica muestra una variación periódica de ± 1 m / s, lo que sugiere una masa en órbita que está creando una atracción gravitacional sobre esta estrella. Usando la tercera ley del movimiento planetario de Kepler , el período observado de la órbita del planeta alrededor de la estrella (igual al período de las variaciones observadas en el espectro de la estrella) se puede usar para determinar la distancia del planeta a la estrella ( ) usando lo siguiente ecuación:${\displaystyle r}$

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

dónde:

• r es la distancia del planeta a la estrella
• G es la constante gravitacional
• M _estrella es la masa de la estrella
• La _estrella P es el período observado de la estrella.

Habiendo determinado , la velocidad del planeta alrededor de la estrella puede ser calculada usando Newton 's ley de la gravedad , y la ecuación de la órbita :${\displaystyle r}$

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

donde esta la velocidad del planeta.${\displaystyle V_{\mathrm {PL} }}$

La masa del planeta se puede encontrar a partir de la velocidad calculada del planeta:

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

donde es la velocidad de la estrella madre. La velocidad Doppler observada , donde i es la inclinación de la órbita del planeta a la línea perpendicular a la línea de visión .${\displaystyle V_{\mathrm {star} }}$${\displaystyle K=V_{\mathrm {star} }\sin(i)}$

Así, asumiendo un valor para la inclinación de la órbita del planeta y para la masa de la estrella, los cambios observados en la velocidad radial de la estrella pueden usarse para calcular la masa del planeta extrasolar.

Tablas de comparación de velocidad radial

Masa planetaria	Distancia AU	Velocidad radial de la estrella debido al planeta ( v radial )	aviso
Júpiter	1	28,4 m / s
Júpiter	5	12,7 m / s
Neptuno	0,1	4,8 m / s
Neptuno	1	1,5 m / s
Supertierra (5 M⊕)	0,1	1,4 m / s
Alfa Centauri Sib (1,13 ± 0,09 M⊕;)	0,04	0,51 m / s	(1 [15] ) nota 1
Supertierra (5 M⊕)	1	0,45 m / s
tierra	0,09	0,30 m / s
tierra	1	0,09 m / s

Ref: ^[16] Aviso 1: Las mediciones _radiales v más precisas jamás registradas. ESO 's HARPS se utilizó el espectrógrafo. ^[15]

nota 1: no confirmado y disputado

Planetas ^[16]

Planeta	Tipo de planeta	Eje semimayor ( AU )	Periodo orbital	Velocidad radial de la estrella debida al planeta (m / s)	Detectable por:
51 Pegasi b	Júpiter caliente	0,05	4,23 días	55,9 [17]	Espectrógrafo de primera generación
55 Cancri d	Gas gigante	5.77	14,29 años	45,2 [18]	Espectrógrafo de primera generación
Júpiter	Gas gigante	5,20	11,86 años	12,4 [19]	Espectrógrafo de primera generación
Gliese 581c	Super-Tierra	0,07	12,92 días	3,18 [20]	Espectrógrafo de segunda generación
Saturno	Gas gigante	9.58	29,46 años	2,75	Espectrógrafo de segunda generación
Alpha Centauri Bb ; no confirmado y disputado	Planeta terrestre	0,04	3,23 días	0.510 [21]	Espectrógrafo de segunda generación
Neptuno	Gigante de hielo	30.10	164,79 años	0,281	Espectrógrafo de tercera generación
tierra	Planeta habitable	1,00	365,26 días	0,089	Espectrógrafo de tercera generación (probable)
Plutón	Planeta enano	39,26	246,04 años	0,00003	Indetectable

Para estrellas tipo MK con planetas en la zona habitable

^[22]

Masa estelar ( M ☉ )	Masa planetaria ( M ⊕ )	Lum. (L 0 )	Tipo	RHAB ( AU )	RV (cm / s)	Periodo (días)
0,10	1.0	8 × 10 - 4	M8	0,028	168	6
0,21	1.0	7,9 × 10 - 3	M5	0,089	sesenta y cinco	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

Limitaciones

La principal limitación de la espectroscopia Doppler es que solo puede medir el movimiento a lo largo de la línea de visión, por lo que depende de una medición (o estimación) de la inclinación de la órbita del planeta para determinar la masa del planeta. Si el plano orbital del planeta coincide con la línea de visión del observador, entonces la variación medida en la velocidad radial de la estrella es el valor verdadero. Sin embargo, si el plano orbital se inclina lejos de la línea de visión, entonces el verdadero efecto del planeta sobre el movimiento de la estrella será mayor que la variación medida en la velocidad radial de la estrella, que es solo el componente a lo largo de la estrella. línea de visión. Como resultado, la verdadera masa del planeta será mayor que la medida.

Para corregir este efecto, y así determinar la verdadera masa de un planeta extrasolar, las mediciones de velocidad radial se pueden combinar con observaciones astrométricas , que siguen el movimiento de la estrella a través del plano del cielo, perpendicular a la línea de visión. . Las mediciones astrométricas permiten a los investigadores comprobar si los objetos que parecen ser planetas de gran masa tienen más probabilidades de ser enanas marrones . ^[3]

Otra desventaja es que la envoltura de gas alrededor de ciertos tipos de estrellas puede expandirse y contraerse, y algunas estrellas son variables . Este método no es adecuado para encontrar planetas alrededor de este tipo de estrellas, ya que los cambios en el espectro de emisión estelar causados ​​por la variabilidad intrínseca de la estrella pueden inundar el pequeño efecto causado por un planeta.

El método es mejor para detectar objetos muy masivos cerca de la estrella madre, los llamados " Júpiter calientes ", que tienen el mayor efecto gravitacional en la estrella madre y, por lo tanto, provocan los cambios más grandes en su velocidad radial. Los Júpiter calientes tienen el mayor efecto gravitacional en sus estrellas anfitrionas porque tienen órbitas relativamente pequeñas y masas grandes. La observación de muchas líneas espectrales separadas y muchos períodos orbitales permite aumentar la relación señal / ruido de las observaciones, aumentando la posibilidad de observar planetas más pequeños y más distantes, pero planetas como la Tierra permanecen indetectables con los instrumentos actuales.

Izquierda: una representación de una estrella en la órbita de un planeta. Todo el movimiento de la estrella se realiza a lo largo de la línea de visión del espectador; La espectroscopia Doppler dará un valor real de la masa del planeta.
Derecha : En este caso, ninguno de los movimientos de la estrella se realiza a lo largo de la línea de visión del espectador y el método de espectroscopia Doppler no detectará el planeta en absoluto.

Ver también

• Métodos de detección de exoplanetas.
• Sistémico (proyecto de búsqueda de planetas extrasolares de aficionados)

Referencias

1. "Catálogo" . exoplanet.eu/catalog/ . Consultado el 16 de febrero de 2020 .
2. O. Struve (1952). "Propuesta de proyecto de trabajo de velocidad radial estelar de alta precisión". El Observatorio . 72 (870): 199–200. Bibcode : 1952Obs .... 72..199S .
3. "Método de velocidad radial" . La enciclopedia científica de Internet . Consultado el 27 de abril de 2007 .
4. A. Wolszczan (primavera de 2006). "Espectroscopia y astrometría Doppler - Teoría y práctica de las mediciones de la órbita planetaria" (PDF) . ASTRO 497: "Astronomía de planetas extrasolares" notas de conferencias . Universidad Penn State . Archivado desde el original (PDF) el 17 de diciembre de 2008 . Consultado el 19 de abril de 2009 .
5. "Una guía del usuario para los productos de datos de archivo de Elodie" . Observatorio de la Alta Provenza. Mayo de 2009 . Consultado el 26 de octubre de 2012 .
6. Alcalde, Michel; Queloz, Didier (1995). "Un compañero de masa de Júpiter para una estrella de tipo solar". Naturaleza . 378 (6555): 355–359. Código Bibliográfico : 1995Natur.378..355M . doi : 10.1038 / 378355a0 . ISSN 1476-4687 . OCLC 01586310 .  
7. RP Butler ; et al. (2006). "Catálogo de exoplanetas cercanos" (PDF) . Revista astrofísica . 646 (2–3): 25–33. arXiv : astro-ph / 0607493 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 646..505B . doi : 10.1086 / 504701 . Archivado desde el original (PDF) el 2007-07-07.
8. Alcalde; et al. (2003). "Estableciendo nuevos estándares con HARPS" (PDF) . ESO Messenger . 114 : 20. Bibcode : 2003Msngr.114 ... 20M .
9. "ESPRESSO - Buscando otros mundos" . Centro de Astrofísica da Universidade do Porto. 2009-12-16. Archivado desde el original el 17 de octubre de 2010 . Consultado el 26 de octubre de 2010 .
10. PC Gregory (2007). "Un periodograma Bayesiano Kepler detecta un segundo planeta en HD 208487". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 374 (4): 1321-1333. arXiv : astro-ph / 0609229 . Código bibliográfico : 2007MNRAS.374.1321G . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11240.x .
11. Wright, JT; Marcy, GW; Fischer, D. A; Mayordomo, RP; Vogt, SS; Tinney, CG; Jones, HRA; Carter, BD; et al. (2007). "Cuatro nuevos exoplanetas y pistas de compañeros subestelares adicionales a estrellas anfitrionas de exoplanetas" . El diario astrofísico . 657 (1): 533–545. arXiv : astro-ph / 0611658 . Código bibliográfico : 2007ApJ ... 657..533W . doi : 10.1086 / 510553 .
12. PC Gregory (2007). "Un periodograma bayesiano encuentra evidencia de tres planetas en HD 11964". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 381 (4): 1607–1616. arXiv : 0709.0970 . Código bibliográfico : 2007MNRAS.381.1607G . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12361.x .
13. Wright, JT; Upadhyay, S .; Marcy, GW; Fischer, DA; Ford, Eric B .; Johnson, John Asher (2009). "Diez sistemas de planetas múltiples nuevos y actualizados y un estudio de sistemas exoplanetarios". El diario astrofísico . 693 (2): 1084–1099. arXiv : 0812.1582 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 693.1084W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 693/2/1084 .
14. Pesando el Júpiter caliente sin tránsito Tau BOO b , Florian Rodler, Mercedes Lopez-Morales, Ignasi Ribas, 27 de junio de 2012
15. "Planeta encontrado en el sistema estelar más cercano a la Tierra" . Observatorio Europeo Austral . 16 de octubre de 2012 . Consultado el 17 de octubre de 2012 .
16. "ESPRESSO y CODEX la próxima generación de cazadores de planetas RV en ESO" . Academia de Ciencias de China . 2010-10-16. Archivado desde el original el 4 de julio de 2011 . Consultado el 16 de octubre de 2010 .
17. "51 Peg b" . Explorador de datos de exoplanetas.
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20. "GJ 581 c" . Explorador de datos de exoplanetas.
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Enlaces externos

• Búsqueda de planetas extrasolares de California y Carnegie
• La ecuación de velocidad radial en la búsqueda de exoplanetas (la espectroscopia Doppler o el método de oscilación)