Tervetuloa takaisin Exoplanet-Hunting-menetelmien sarjaamme! Tänään tarkastelemme toista laajalti käytettyä ja suosittua eksoplaneettojen havaitsemismenetelmää, joka tunnetaan nimellä Radial Velocity (alias Doppler Spectroscopy) -menetelmä.
Metsästys Auringon ulkopuoliset planeetat on varmasti lämmennyt viimeisen vuosikymmenen aikana! Instrumentointiin ja metodologiaan tehtyjen parannusten ansiosta löydettyjen eksoplaneettojen määrä (al 1. joulukuuta 2017 ) on saavuttanut 3 710 planeettaa 2 780 tähtijärjestelmässä, joista 621:ssä on useita planeettoja. Valitettavasti tähtitieteilijät joutuvat kamppailemaan rajoituksista johtuen, ja suurin osa on löydetty epäsuorilla menetelmillä.
Mitä tulee näihin epäsuoriin menetelmiin, yksi suosituimmista ja tehokkaimmista on Radial Velocity Method – joka tunnetaan myös nimellä Doppler-spektroskopia. Tämä menetelmä perustuu spektrin tähtien havainnointiin 'heilumisen' merkkien varalta, jolloin tähden havaitaan liikkuvan kohti Maata ja poispäin siitä. Tämä liike johtuu planeettojen läsnäolosta, jotka vaikuttavat gravitaatioon omaan aurinkoonsa.
Kuvaus:
Pohjimmiltaan Radial Velocity Method ei koostu planeettojen itsensä merkkien etsimisestä, vaan tähden havainnoinnin liikkeen merkkejä. Tämä päätellään käyttämällä spektrometriä mittaamaan tapaa, jolla tähden spektriviivat siirtyvät Doppler-ilmiö – eli kuinka tähdestä tuleva valo siirtyy kohti spektrin punaista tai sinistä päätä (punasiirtymä/sinisiirto).
Kaavio, joka esittää yksityiskohtaisesti radiaalisen nopeuden (alias Doppler Shift) -menetelmän. Luotto: Las Cumbresin observatorio
Nämä siirtymät ovat merkkejä siitä, että tähti on siirtymässä pois (punasiirtymä) tai kohti (sinisiirto) Maata. Tähtitieteilijät voivat määrittää planeetan tai planeettajärjestelmän olemassaolon tähden nopeuden perusteella. Nopeus, jolla tähti liikkuu massakeskipisteensä ympärillä, joka on paljon pienempi kuin planeetan, on kuitenkin mitattavissa nykypäivän spektrometreillä.
Vuoteen 2012 asti tämä menetelmä oli tehokkain tapa havaita eksoplaneetat, mutta sittemmin se on korvattu Kuljetusfotometria . Siitä huolimatta se on edelleen erittäin tehokas menetelmä, ja siihen luotetaan usein yhdessä kauttakulkumenetelmän kanssa eksoplaneettojen olemassaolon vahvistamiseksi ja niiden koon ja massan rajoittamiseksi.
Edut:
Radial Velocity -menetelmä oli ensimmäinen onnistunut menetelmä eksoplaneettojen havaitsemiseen, ja sillä on ollut korkea onnistumisprosentti eksoplaneettojen tunnistamisessa molemmissa lähellä ( Seuraava b ja TRAPPIST-1 seitsemän planeettaa) ja kaukaiset tähtijärjestelmät ( COROT-7c ). Yksi tärkeimmistä eduista on, että sen avulla planeetan kiertoradan epäkeskisyys voidaan mitata suoraan.
Säteittäinen nopeussignaali on etäisyydestä riippumaton, mutta vaatii korkean signaali-kohinasuhteen spektrin korkean tarkkuuden saavuttamiseksi. Sellaisenaan sitä käytetään yleensä etsimään pienimassaisia planeettoja tähtien ympäriltä, jotka ovat 160 valovuoden etäisyydellä Maasta, mutta voivat silti havaita kaasujättiläisiä jopa muutaman tuhannen valovuoden päässä.
https://exoplanets.nasa.gov/5_ways_content/vid/radial_velocity.mp4Radiaalinopeustekniikka pystyy havaitsemaan planeettoja pienimassaisten tähtien ympäriltä, kuten M-tyypin (punainen kääpiö) tähtiä. Tämä johtuu siitä tosiasiasta, että planeettojen painovoima vaikuttaa enemmän pienimassaisiin tähtiin ja koska tällaiset tähdet yleensä pyörivät hitaammin (johtaen selkeämpiin spektriviivoihin). Tämä tekee Radial Velocity Methodista erittäin hyödyllisen kahdesta syystä.
Ensinnäkin M-tyypin tähdet ovat yleisimpiä universumissa, ja niiden osuus spiraaligalaksien tähdistä on 70 prosenttia ja elliptisten galaksien tähdistä 90 prosenttia. Toiseksi viimeaikaiset tutkimukset ovat osoittaneet, että pienimassaiset M-tyypin tähdet ovat todennäköisin paikka löytää maanpäällisiä (eli kivisiä) planeettoja. Radial Velocity Method soveltuu siksi hyvin Maan kaltaisten planeettojen tutkimiseen, jotka kiertävät lähellä punaisia kääpiöaurinkoja (omilla asumisalueillaan).
Toinen suuri etu on tapa, jolla Radial Velocity Method pystyy asettamaan tarkkoja rajoituksia planeetan massalle. Vaikka tähden säteittäinen nopeus voi antaa vain arvioita planeetan vähimmäismassasta, planeetan omien spektrilinjojen erottaminen tähden spektrilinjoista voi antaa mittauksia planeetan säteittäisnopeudesta.
Näin tähtitieteilijät voivat määrittää planeetan kiertoradan kaltevuuden, mikä mahdollistaa planeetan todellisen massan mittaamisen. Tämä tekniikka sulkee pois myös väärät positiiviset tulokset ja tarjoaa tietoa planeetan koostumuksesta. Pääasia on, että tällainen havaitseminen on mahdollista vain, jos planeetta kiertää suhteellisen kirkkaan tähden ympärillä ja jos planeetta heijastaa tai säteilee paljon valoa.
Auringon ulkopuolisten planeettojen löytöjen määrä vuodessa syyskuuhun 2014 asti, värit osoittavat tunnistusmenetelmän – säteittäinen nopeus (sininen), läpikulku (vihreä), ajoitus (keltainen), suora kuvantaminen (punainen), mikrolinssi (oranssi). Luotto: Julkinen
Joulukuusta 2017 alkaen 662 kaikista eksoplaneettojen löydöistä (sekä ehdokkaat että ne, jotka on vahvistettu) havaittiin käyttämällä pelkästään radiaalinopeusmenetelmää – lähes 30 % kokonaismäärästä.
Haitat:
Radial Velocity -menetelmällä on kuitenkin myös joitain merkittäviä haittoja. Ensinnäkin, ei ole mahdollista tarkkailla satoja tai jopa tuhansia tähtiä samanaikaisesti yhdellä kaukoputkella – kuten Transit Photometriassa tehdään. Lisäksi joskus Doppler-spektrografia voi tuottaa vääriä signaaleja, erityisesti usean planeetan ja monen tähden järjestelmissä.
Tämä johtuu usein magneettikentistä ja tietyntyyppisestä tähtien aktiivisuudesta, mutta voi myös johtua riittävien tietojen puutteesta, koska tähtiä ei yleensä havaita jatkuvasti. Näitä rajoituksia voidaan kuitenkin lieventää yhdistämällä radiaalinopeusmittaukset toiseen menetelmään, joista suosituin ja tehokkain on Transit Photometria.
Vaikka tähden ja planeetan spektrilinjojen erottaminen voi mahdollistaa parempien rajoitusten asettamisen planeetan massalle, tämä on yleensä mahdollista vain, jos planeetta kiertää suhteellisen kirkasta tähteä ja planeetta heijastaa tai lähettää paljon valoa. Lisäksi planeetat, joilla on erittäin kalteva kiertorata (suhteessa tarkkailijan näkölinjaan), tuottavat pienempiä näkyvää huojuntaa, ja siksi niitä on vaikea havaita.
Loppujen lopuksi Radial Velocity Method on tehokkain yhdistettynä Transit Photometrian kanssa, erityisesti jälkimmäisellä menetelmällä tehtyjen havaintojen vahvistamiseksi. Kun molempia menetelmiä käytetään yhdessä, planeetan olemassaoloa ei voida vain vahvistaa, vaan sen säteestä ja todellisesta massasta voidaan tehdä tarkkoja arvioita.
Esimerkkejä säteittäisnopeusmittauksista:
Radial Velocity -menetelmää käyttäviä observatorioita ovat muun muassa European Southern Observatory's (ESO) Observatorion puheenjohtaja Chilessä. Tämä laitos suorittaa eksoplaneettojen metsästystutkimuksia käyttämällä 3,6-metristä teleskooppiaan, joka on varustettu Suuren tarkkuuden radiaalinopeuden planeettahakulaite (HARPS) spektrometri. Siellä on myös kaukoputket Keckin observatorio Mauna Kei, Havaijilla, jotka luottavat Korkean resoluution Echelle-spektrometri (HIRES) spektrometri.
Siellä on myös Haute-Provencen observatorio Etelä-Ranskassa, jossa käytettiin ELODIE-spektrografi havaita 51 Pegasi s – ensimmäinen ”Hot Jupiter”, jonka havaittiin kiertävän pääsarjan tähteä – vuonna 1995. Vuonna 2006 ELODIE poistettiin käytöstä ja korvattiin SOPHIE-spektrografi .
Radial Velocity Methodiin perustuvien eksoplaneettojen metsästystutkimuksien odotetaan hyödyttävän suuresti James Webbin avaruusteleskooppi (JWST), joka on suunniteltu vuodelle 2019. Kun operaatio on toiminnassa, se saa Doppler-mittauksia tähdistä käyttämällä kehittynyttä infrapunainstrumenttia määrittääkseen eksoplaneettaehdokkaiden läsnäolon. Jotkut näistä vahvistetaan sitten käyttämällä Transitive Exoplanet Survey -satelliitti (TESS) – joka otetaan käyttöön vuonna 2018.
Teknologian ja metodologian parannusten ansiosta eksoplaneettojen löytäminen on kasvanut harppauksin viime vuosina. Kun tuhansia eksoplaneettoja on vahvistettu, painopiste on vähitellen siirtynyt näiden planeettojen karakterisointiin saadakseen lisätietoja niiden ilmakehästä ja pinnan olosuhteista. Tulevina vuosikymmeninä, osittain uusien tehtävien käyttöönoton ansiosta, odotetaan tekevän erittäin syvällisiä löytöjä!
Meillä on monia mielenkiintoisia artikkeleita eksoplaneettojen metsästyksestä täällä Universe Today -sivustolla. Tässä Mitä ylimääräiset aurinkoplaneetat ovat? , Mikä on kuljetusmenetelmä? , Mikä on suorakuvausmenetelmä? , Mikä on gravitaatiomikrolinssimenetelmä? , ja Keplerin universumi: galaksissamme on enemmän planeettoja kuin tähtiä .
Astronomy Castilla on myös mielenkiintoisia jaksoja aiheesta. Tässä Jakso 366: HARPS-spektrografi .
Lisätietoja saat NASAn sivuilta Eksoplaneetan tutkimus , Planetary Societyn sivu Auringon ulkopuoliset planeetat ja NASA/Caltech Eksoplaneetan arkisto .
Lähteet: