都卜勒光譜學
(
Doppler spectroscopy
),或者是
徑向速度
量測是以
光??
方式搜尋
太陽系外行星
。該法是以觀測?星光譜中
譜線
的
都卜勒效應
以尋?是否有行星環繞。
因?距離的關係,從地球上所見的系外行星光度極弱,難以直接觀察,雖然在2004和2005年已有直接觀察到太陽系外行星的聲明。因此必須以間接方式觀測太陽系外行星,因?其母星所受到影響更容易觀察。目前成功的方式包含都卜勒光譜、
天體測量
、
微引力透?
、
脈衝星
計時法、
凌日
法。直到2011年9月15日,超過 90% 已知系外行星都由都卜勒光譜學法發現
[1]
。
歷史
[
??
]
?托·斯特??
在1952年時曾建議使用?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?兩個天體會以兩者質心?中心旋轉
[2]
。他推測由連續性變化的徑向速度造成的都卜勒效應小幅度變化會在?星光譜中出現,可使用?力攝譜儀在?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 1,000
m/s
以上,無法用來偵測行星
[3]
。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
光學解析度
的儀器進行觀測
[3]
[4]
。
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
就是以都卜勒光譜學法發現
[5]
。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?
以都卜勒光譜學法發現
[5]
。
貝葉斯-克卜勒
週期圖法
(Bayesian Kepler periodogram)是一個數學
演算法
,已可成功在徑向速度量測上偵測?星周圍環繞一或多顆行星。該演算法涉及徑向速度資料的
??斯推?
,必須設定一或多個克卜勒軌道參數以進行
先??率
的
?率分布
空間。這種分析可能必須使用
馬可夫?
蒙地?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周期約1000日行星,但這也可能是?星活動造成的假象
[6]
[7]
。本法也應用在
HD 11964
行星系,該系統被認?有一個運轉週期一年的行星,但?未在簡化的資料中發現其證據
[8]
[9]
,這可能是地球繞太陽公轉造成的假象
[來源請求]
。
步驟
[
??
]
必須要有一系列步驟將?星發出的光形成光譜。?星光譜的週期變化可能會被偵測到,主要是特定
譜線
的波長周期性增加或減少。這些變化可以指示?星的徑向速度因?行星的存在而改變,在光譜中?生都卜勒效應。
如果行星確實存在,可以從?星徑向速度的變化得知行星的質量。以下時間和徑向速度關係圖就是一個特定的曲線(在圓周運動中是
正弦曲線
),曲線的振幅可讓我們得知行星的質量。
範例
[
??
]
右圖是以都卜勒光譜學法觀測有行星環繞的?星,其徑向速度變化的
正弦曲線
。實際觀察?星時可能會有類似的圖形,雖然行星的
軌道離心率
可能使曲線變形,使其形狀比右圖更複雜。
本理論中?星的徑向速度以 ±1m/s 以上變化時代表有物體繞行?星,在?星上?生拉力。根據
?普勒定律
,所觀測到的行星軌道週期(相等於觀測到的?星光譜變化週期)可使用以下公式確定行星和其母星的距離(
):
在此:
- r
是行星和?星的距離
- G
是萬有引力常數
- M
star
是?星質量
- P
star
是觀測到的?星光譜變化週期
確定距離
之後,可使用
牛頓萬有引力定律
和
軌道方程式
計算行星繞行?星的速度:
這裡
是行星繞行?星的軌道速度。
行星質量可藉由算出的行星軌道速度求出:
這裡
是母星的軌道速度。觀測到的都卜勒效應位移速度是
,這裡
i
是行星軌道面和觀察者
視線
的垂直線之間
夾角
。
因此,根據行星軌道傾角和?星質量,觀測到的?星徑向速度變化可用以計算
系外行星
質量。
徑向速度比較列表
[
??
]
行星
[10]
行星質量
|
距離
(
AU
)
|
徑向速度
(m/s)
|
木星
|
1
|
28.4
|
木星
|
5
|
12.7
|
海王星
|
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
|
地球
|
1
|
0.09
|
適居帶有行星的紅矮星
[11]
?星質量
(
太陽質量
)
|
行星質量
(地球質量)
|
光度
(L
0
)
|
光譜類型
|
紅矮星適居帶
(
AU
)
|
徑向速度
(cm/s)
|
軌道週期
(日)
|
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
|
限制
[
??
]
都卜勒光譜學的主要問題是?只能量測沿著觀測者視線的運動,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,?星徑向速度變化的量測將是??;但如果軌道面和觀測者視線有夾角,那行星對?星運動的實際量將會比量測到的?星徑向速度大,因?量測?只是平行視線的一個分量,因此行星實際質量比量測?大。
?了修正此效應以測定系外行星實際質量,徑向速度量測必須結合
天體測量
的?,也就是?星在天球運動方向。天體測量讓?究員可以檢察天體是大質量行星或
棕矮星
[3]
。
進一步的問題是某些種類?星外圍有氣體層圍繞,且氣體層會膨脹和收縮;以及一些?星是
變星
。這些?星的光譜會因??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?接近母?星的大質量行星,?
熱木星
,因?大質量行星對母星的重力影響大,可?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?比
,增加觀測到較低質量和較遠行星的機會,但目前的儀器仍無法偵測質量相當地球的系外行星。
參見
[
??
]
參考資料
[
??
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- ^
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.
[
失效連結
]
外部連結
[
??
]