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多普勒光譜學
鎖定
多普勒光譜學歷史背景
奧托·斯特魯維在1952年時曾建議使用強力的攝譜儀偵測系外行星。他指出一個如木星大小的巨大行星會使其母星輕微振動,這是因為兩個天體會以兩者質心為中心旋轉。他推測由連續性變化的徑向速度造成的多普勒效應小幅度變化會在恆星光譜中出現,可使用強力攝譜儀在恆星光譜中看到紅移和藍移。但當時的技術所量測的誤差高達 1,000m/s以上,無法用來偵測行星。徑向速度的預期變化非常小,例如木星在12年公轉週期中使太陽徑向速度的變化只有 13 m/s,地球一年公轉週期中使太陽徑向速度變化更只有 0.1 m/s,因此必須要以長時間和高光學分辨率的儀器進行觀測。
光譜儀和觀測技術在1980和1990年代的進步讓天文學家發現了首顆太陽系外行星。於1995年10月被偵測到的首顆系外行星飛馬座51b就是以多普勒光譜學法發現。在那之後確認了超過 300 個太陽系外行星被發現,其中大部分都是在凱克天文台、利克天文台、英澳天文台和日內瓦系外行星搜尋計劃以多普勒光譜學法發現。
貝葉斯-開普勒週期圖法(Bayesian Kepler periodogram)是一個數學算法,已可成功在徑向速度量測上偵測恆星周圍環繞一或多顆行星。該算法涉及徑向速度資料的貝葉斯推斷,必須設定一或多個開普勒軌道參數以進行先驗概率的概率分佈空間。這種分析可能必須使用馬可夫鏈蒙地卡羅方法實現。
本法已應用在HD 208487行星系,檢測系統內可能的公轉週期約1000日行星,但這也可能是恆星活動造成的假象。本法也應用在HD 11964行星系,該系統被認為有一個運轉週期一年的行星,但並未在簡化的資料中發現其證據,這可能是地球繞太陽公轉造成的假象。
[1]
多普勒光譜學步驟
必須要有一系列步驟將恆星發出的光形成光譜。恆星光譜的週期變化可能會被偵測到,主要是特定譜線的波長週期性增加或減少。這些變化可以指示恆星的徑向速度因為行星的存在而改變,在光譜中產生多普勒效應。
多普勒光譜學徑向速度比較列表
行星質量 | 距離 (AU) | (m/s) |
---|---|---|
1 | 28.4 | |
木星 | 5 | 12.7 |
0.1 | 4.8 | |
海王星 | 1 | 1.5 |
超級地球(5倍地球質量) | 0.1 | 1.4 |
超級地球(5倍地球質量) | 1 | 0.45 |
1 | 0.09 |
恆星質量 (太陽質量) | 行星質量 (地球質量) | (L0) | 光譜類型 | 紅矮星適居帶 (AU) | (cm/s) | (日) |
---|---|---|---|---|---|---|
0.10 | 1.0 | 8×10 | M8 | 0.028 | 168 | 6 |
0.21 | 1.0 | 7.9×10 | M5 | 0.089 | 65 | 21 |
0.47 | 1.0 | 6.3×10 | M0 | 0.25 | 26 | 67 |
0.65 | 1.0 | 1.6×10 | K5 | 0.40 | 18 | 115 |
0.78 | 2.0 | 4.0×10 | K0 | 0.63 | 25 | 209 |
多普勒光譜學限制
多普勒光譜學的主要問題是它只能量測沿着觀測者視線的運動,因此行星質量的測定取決於行星軌道傾角的量測(或預測)。如果行星的軌道面平行觀測者視線,恆星徑向速度變化的量測將是真值;但如果軌道面和觀測者視線有夾角,那行星對恆星運動的實際量將會比量測到的恆星徑向速度大,因為量測值只是平行視線的一個分量,因此行星實際質量比量測值大。
進一步的問題是某些種類恆星外圍有氣體層圍繞,且氣體層會膨脹和收縮;以及一些恆星是變星。這些恆星的光譜會因為恆星內部因素而改變,而行星的運動對光譜影像相較之下過小,因此不適合用本法。
本法較適合偵測極為接近母恆星的大質量行星,即熱木星,因為大質量行星對母星的重力影響大,可產生明顯的徑向速度變化。觀測多個分離的譜線和多個行星公轉週期可以增加觀測的信噪比,增加觀測到較低質量和較遠行星的機會,但儀器仍無法偵測質量相當地球的系外行星。
[2]
多普勒光譜學參見
- Systemic (業餘天文學家系外行星搜尋)
- 參考資料
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- 1. P.C. Gregory. A Bayesian periodogram finds evidence for three planets in HD 11964. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2007, 381 (4): 1607–1616. Bibcode:2007MNRAS.381.1607G. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12361.x.
- 2. P.C. Gregory. A Bayesian Kepler periodogram detects a second planet in HD 208487. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2007, 374 (4): 1321–1333. Bibcode:2007MNRAS.374.1321G. arXiv:astro-ph/0609229. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11240.x.
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