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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 . . En noviembre de 2022, alrededor del 19,5% de los planetas extrasolares conocidos (1.018 del total) se han descubierto mediante espectroscopia Doppler. [2]
Otto Struve propuso en 1952 el uso de potentes espectrógrafos 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 orbitaran alrededor de su centro de masa. [3] Predijo que los pequeños cambios Doppler en la luz emitida por la estrella, causados por su velocidad radial que varía continuamente, serían detectables por los espectrógrafos más sensibles como pequeños corrimientos 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/s o más, lo que las hacía inútiles para la detección de planetas en órbita. [4] 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 sólo 0,1 m/s durante un período de 1 año. por lo que se requieren observaciones a largo plazo mediante instrumentos de muy alta resolución . [4] [5]
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 nuevos planetas extrasolares. El espectrógrafo ELODIE , instalado en el Observatorio de Alta Provenza en el sur de Francia en 1993, podía medir cambios de velocidad radial de hasta 7 m/s, lo suficientemente bajos como para que un observador extraterrestre detecte la influencia de Júpiter sobre el Sol. [6] Utilizando este instrumento, los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz identificaron 51 Pegasi b , un " Júpiter caliente " en la constelación de Pegaso. [7] Aunque anteriormente se habían detectado planetas orbitando púlsares , 51 Pegasi b fue el primer planeta confirmado que orbita una estrella de la secuencia principal , y el primero detectado mediante espectroscopía Doppler. [8]
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 1.000 candidatos a exoplanetas, muchos de los cuales han sido detectados por programas de búsqueda Doppler basados en los observatorios Keck , Lick y Anglo-Australia (respectivamente, las búsquedas de planetas de California, Carnegie y Anglo-Australia), y equipos basados en la Búsqueda de Planetas Extrasolares de Ginebra . [9]
A principios de la década de 2000, una segunda generación de espectrógrafos cazadores de planetas permitió realizar 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, suficientes para localizar muchos planetas rocosos similares a la Tierra. [10] Se espera que una tercera generación de espectrógrafos entre en funcionamiento en 2017. [ necesita actualización ] Con errores de medición estimados por debajo de 0,1 m/s, estos nuevos instrumentos permitirían a un observador extraterrestre detectar incluso la Tierra. [11]
Se realiza 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 espectrales de otras fuentes. Utilizando técnicas matemáticas de mejor ajuste , los astrónomos pueden aislar la reveladora onda sinusoidal periódica que indica un planeta en órbita. [7]
Si se detecta un planeta extrasolar, se puede determinar una masa mínima del planeta a partir de los cambios en la velocidad radial de la estrella. Para encontrar una medida más precisa de la masa es necesario conocer la inclinación de la órbita del planeta. Una gráfica de la velocidad radial medida versus el 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 uno o varios planetas extrasolares a partir de mediciones sucesivas de la velocidad radial de la estrella que orbitan. Implica un análisis estadístico bayesiano de los datos de velocidad radial, utilizando una distribución de probabilidad previa en el espacio determinada por uno o más conjuntos de parámetros orbitales keplerianos. Este análisis se puede implementar utilizando el método Monte Carlo de la cadena de Markov (MCMC).
El método se ha aplicado al sistema HD 208487 , dando como resultado una aparente detección de un segundo planeta con un período de aproximadamente 1000 días. Sin embargo, esto puede ser un artefacto de actividad estelar. [12] [13] 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 los datos reducidos, [14] [15], lo que sugiere que esta detección fue un artefacto del movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol. [ cita necesaria ]
Aunque la velocidad radial de la estrella sólo 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 mismo 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 cuya masa se encontró de esta manera fue Tau Boötis b en 2012, cuando se detectó monóxido de carbono en la parte infrarroja del espectro. [dieciséis]
El gráfico de la derecha ilustra la curva sinusoidal utilizando 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 siguientes.
La velocidad teórica de esta estrella 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 la siguiente ecuación:
dónde:
Una vez determinada , la velocidad del planeta alrededor de la estrella se puede calcular utilizando la ley de gravitación de Newton y la ecuación de la órbita :
¿ Dónde está la velocidad del planeta?
La masa del planeta se puede entonces encontrar a partir de la velocidad calculada del planeta:
¿ Dónde está la velocidad de la estrella madre? La velocidad Doppler observada, donde i es la inclinación de la órbita del planeta con respecto a la línea perpendicular a la línea de visión .
Así, suponiendo 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 utilizarse para calcular la masa del planeta extrasolar.
Árbitro: [18]
La principal limitación de la espectroscopía Doppler es que sólo puede medir el movimiento a lo largo de la línea de visión y, por tanto, depende de una medición (o estimación) de la inclinación de la órbita del planeta para determinar su masa. Si el plano orbital del planeta se alinea 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 está inclinado 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 sólo la componente a lo largo de la trayectoria. línea de visión. Como resultado, la verdadera masa del planeta será mayor que la medida.
Para corregir este efecto y determinar así la verdadera masa de un planeta extrasolar, las mediciones de velocidad radial se pueden combinar con observaciones astrométricas , que rastrean 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 . [4]
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 anular 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 sobre la estrella madre y, por tanto, provocan los mayores cambios en su velocidad radial. Los Júpiter calientes tienen el mayor efecto gravitacional sobre 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 distantes, pero planetas como la Tierra siguen siendo indetectables con los instrumentos actuales.
