Astronomia

Como posso encontrar o raio de um exoplaneta usando espectroscopia Doppler

Como posso encontrar o raio de um exoplaneta usando espectroscopia Doppler


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Eu tenho a massa estelar e do planeta, a velocidade do planeta, a velocidade radial da estrela, o semi-eixo principal estelar.

Como devo proceder para encontrar o raio deste exoplaneta?


Em geral, você não pode. A espectroscopia fala sobre as propriedades da estrela e as propriedades da órbita e dá algumas informações sobre a massa do planeta ($ M sin i $, Onde $ i $ é a inclinação orbital).

Se a espectroscopia fosse superprecisa e com sinal-ruído extremamente alto e alta resolução de tempo, então você poderia mapear o efeito Rossiter-McLaughlin com tal precisão que você pode estimar o raio do planeta. No entanto, isso só funcionaria se o planeta estivesse transitando na frente da estrela-mãe - nesse caso, você poderia muito bem ter usado a fotometria de trânsito em primeiro lugar.

Outra possibilidade é pesquisar nos espectros para a luz estelar espalhada deslocada por Doppler da atmosfera planetária (por exemplo, Martins et al. 2015). No entanto, a amplitude disso é pequeno depende de Ambas o raio do planeta e seu albedo / composição atmosférica.


O poder da oscilação: Encontrando exoplanetas na mudança da luz das estrelas

Diagrama detalhando o método de Velocidade Radial (também conhecido como Doppler Shift). Crédito: Observatório Las Cumbres

Dizem que há mais de uma maneira de tirar a pele de um gato interestelar e, em astronomia, há mais de uma maneira de encontrar exoplanetas alienígenas orbitando uma estrela distante. Com o recente encerramento da prolífica missão Kepler da NASA e suas descobertas inesperadas, é hora de olhar para o futuro e para alternativas.

Dançando com a Estrela

A espaçonave Kepler, e seu sucessor TESS, dependem de encontrar exoplanetas por um alinhamento fortuito. Se a órbita de um planeta estranho cruzar nossa visão de sua estrela-mãe, o planeta ocasionalmente cruzará nossa linha de visão, causando um eclipse minúsculo, mas mensurável - uma queda reveladora no brilho da estrela que revela a presença de o planeta.

Obviamente, a maioria dos sistemas solares não terá esses alinhamentos da sorte, então essas missões passam muito tempo olhando inutilmente para muitas estrelas. Além do mais, esses métodos de trânsito revelam uma demografia tendenciosa do universo. Para aumentar melhor as chances de um alinhamento feliz, é melhor se o exoplaneta estiver perto de sua estrela se o planeta estiver longe, então ele tem que ter muita sorte para que sua órbita caia ao longo de nossa linha de visão. Portanto, os tipos de planetas encontrados por uma missão como o Kepler fornecerão um retrato injusto de todos os tipos de planetas que realmente existem.

É bom que haja mais de uma maneira de encontrar um exoplaneta.

Todos nós sabemos que as correntes da gravidade prendem um planeta à sua estrela. A enorme influência gravitacional dessa estrela mantém sua família planetária em órbita. Mas a gravidade funciona nos dois sentidos: à medida que os planetas giram em torno de suas órbitas, eles puxam suas estrelas-mãe para frente e para trás, fazendo com que essas estrelas balancem.

Todos os planetas fazem isso até certo ponto. No caso da Terra, o efeito é quase insignificante, mas a maior parte de Júpiter é capaz de puxar nossa estrela para uma distância maior que o raio do próprio sol. Apenas devido a Júpiter, nosso Sol atinge uma velocidade de cerca de 12 metros por segundo, levando mais de dez anos para repetir seu ciclo. Um feito bastante medíocre para um planeta humilde.

Exceto em casos extremamente raros, nunca chegamos a ver as estrelas balançar e balançar para frente e para trás sob as sugestões gravitacionais de seus exoplanetas. Mas podemos ver a luz dessas estrelas, e os objetos em movimento mudarão sua luz.

Exatamente da mesma forma que uma sirene muda de tom para cima e para baixo conforme a ambulância passa por você, a luz pode ficar mais vermelha ou mais azul dependendo de seu movimento: uma fonte de luz movendo-se em sua direção parecerá ligeiramente mais azul e uma luz recuando parece um pouco mais vermelho.

Portanto, embora não possamos ver a estrela em movimento, podemos detectar a pequena mudança em seu padrão de luz à medida que o planeta faz com que ela se mova cada vez mais para longe de nós. Este método funciona melhor quando o planeta está diretamente ao longo de nossa linha de visão (assim como com o método de trânsito), mas também pode dar um sinal detectável quando não está perfeitamente alinhado. Enquanto a estrela tiver uma quantidade decente de idas e vindas em nossa direção, a luz mudará.

É claro que as próprias estrelas estão em movimento no espaço, causando um deslocamento geral da luz, e medições sólidas são difíceis de obter, uma vez que as superfícies estelares são caldeirões em ebulição - não exatamente a melhor fonte para obter medições precisas dos movimentos. Mas os movimentos regulares, rítmicos e repetidos devido à influência de um planeta em órbita destacam-se de maneira muito óbvia, assumindo a forma de uma curva característica, mesmo que não tenhamos observado o sistema durante toda a órbita de um exoplaneta.

Sim, os astrônomos são muito bons.

Verifique novamente os exoplanetas

Isso não quer dizer que este método (chamado por vários nomes técnicos divertidos como "velocidade radial" e "espectroscopia Doppler") seja absolutamente perfeito e desbloqueie instantaneamente todos os segredos científicos de um mundo alienígena. Longe disso. Como qualquer outra técnica pendurada no cinto de ferramentas científicas, existem deficiências e limitações.

Por um lado, a mudança de luz por si só não é suficiente para revelar totalmente os detalhes da órbita exoplanetária. Estamos vendo um planeta relativamente pequeno perfeitamente alinhado com nossa linha de visão? Ou um planeta muito maior com uma órbita inclinada? Ambos os casos levariam ao mesmo sinal - precisamos de um árbitro.

Com as centenas de exoplanetas candidatos na bolsa usando o método da velocidade radial, quantos deles também transitam na frente de sua estrela? Mais especificamente, agora que vimos um planeta uma vez com uma técnica, podemos pegá-lo novamente em uma continuação com algo como a missão TESS?

Um acompanhamento não apenas confirmaria os detalhes do planeta (densidade, raio, etc.), mas também revelaria novos. Além do mais, esses tipos de verificação cruzada são absolutamente cruciais para ajudar a descobrir tendências ocultas e fraquezas nos respectivos métodos. Os métodos de velocidade radial e trânsito sempre concordam com as propriedades dos exoplanetas que encontram? Se não, porque não? Para melhor usar os métodos de forma independente, temos que examinar cuidadosamente os resultados quando eles são usados ​​simultaneamente.

Infelizmente, não podemos esperar muitos cruzamentos de caça a planetas. Um estudo recente calculou os números: começando com centenas de candidatos marcados com o método da velocidade radial, apenas algumas dúzias também deveriam ter a sorte de estar em trânsito. Destes, apenas cerca de uma dúzia será medida pelo TESS durante sua execução de observação de dois anos. E desses, apenas cerca de três serão trânsitos nunca antes vistos.

Embora não sejam muitas amostras, os dados preciosos que obtivermos ainda serão inestimáveis ​​para pesquisas futuras e compreensão futura de nossos vizinhos exoplanetários.


Este instrumento pesa exoplanetas observando seus efeitos gravitacionais

Os pesquisadores mostraram os primeiros resultados de um novo instrumento para calcular o peso de exoplanetas distantes. As Investigações de Exoplanetas NN-EXPLORE com espectroscopia Doppler, ou NEID, é um instrumento montado no telescópio WIYN no Observatório Nacional Kitt Peak e é financiado pela NASA e pela National Science Foundation.

Ferramentas como o telescópio TESS de caça a planetas funcionam observando a luz que vem das estrelas e ver se há quedas periódicas nos níveis de luz. Se houver, isso indica que um planeta pode estar passando entre a estrela e a Terra. Se essa queda acontecer em um horário fixo, isso sugere um planeta em órbita.

A forma como o NEID investiga planetas distantes é diferente: ele procura um indicador & # 8220wobble & # 8221 das estrelas em torno das quais os planetas orbitam. A mesma coisa acontece em nosso sistema solar & # 8212 quando um planeta massivo como Júpiter se move ao redor do Sol, sua forte gravidade faz com que o Sol se mova para frente e para trás a aproximadamente 43 pés por segundo (13 metros por segundo). A Terra também produz esse efeito, embora, por ser menor e menos massivo, causa apenas uma oscilação de 0,3 pés por segundo (0,1 metros por segundo). Quanto maior o planeta em relação à estrela, quanto mais próximo, mais oscilação causa.

Outros instrumentos podem detectar oscilações de 3 pés (1 metro) por segundo, mas o NEID é mais sensível e pode detectar com três vezes a precisão dos instrumentos anteriores. Isso significa que ele pode encontrar planetas rochosos orbitando em torno de estrelas menores que o nosso Sol, além de ter uma chance maior de localizar planetas menores do tamanho da Terra.

Ao observar estrelas e oscilações # 8217, os pesquisadores podem trabalhar todos os tipos de informações sobre os planetas em órbita, incluindo seu diâmetro, massa e densidade. A densidade mostra se o planeta é rochoso ou gasoso, e a distância da estrela dá uma indicação da temperatura da superfície. Eventualmente, os pesquisadores podem ser capazes de localizar planetas semelhantes à Terra em órbita ao redor de estrelas semelhantes ao Sol a uma distância que permitiria a existência de água líquida em suas superfícies.

A imagem & # 8220primeira luz & # 8221 do NEID foi exibida esta semana na 235ª reunião da American Astronomical Society em Honolulu, ilustrando a luz detectada da estrela semelhante ao Sol 51 Pegasi na constelação de Pegasus.


Como posso encontrar o raio de um exoplaneta usando espectroscopia Doppler - Astronomia

As pessoas há muito se perguntam sobre os planetas ao redor de outras estrelas, aqueles que agora chamamos de exoplanetas ou planetas extrasolares. No entanto, demorou até o final do século 20 para encontrar os primeiros.

Não é surpreendente que tenha demorado tanto. As estrelas estão tão distantes que até mesmo a luz dos cem vizinhos mais próximos leva até vinte anos para chegar aqui. Além disso, devemos lembrar que vemos os planetas do Sistema Solar refletindo a luz do sol. Se estivéssemos a 24 trilhões de milhas de distância - a distância até a próxima estrela - até Júpiter estaria submerso na luz do Sol.

Isso significa que os astrônomos não encontram planetas extra-solares simplesmente apontando seus telescópios para estrelas próximas. Na verdade, foi apenas em 2005 que tivemos a primeira imagem de um planeta extrasolar. A tecnologia de imagem melhorou a ponto de algumas dezenas de planetas extrasolares terem sido descobertos por imagem direta. No entanto, não são muitos dos mais de cinco mil atualmente conhecidos ou suspeitos.

Então, como eles encontram os planetas se não podem vê-los? Geralmente é detectando a influência de um planeta em sua estrela.

Espectroscopia Doppler
O método que permitiu a descoberta da maioria dos planetas extrasolares nos primeiros quinze anos de descobertas é a espectroscopia Doppler. É também chamado de método da velocidade radial ou, popularmente, método de oscilação.

Ondas sonoras
Pense em como o som da sirene de um veículo de emergência muda à medida que se aproxima e passa por você. Conforme o veículo se aproxima, ele agrupa as ondas sonoras. Isso aumenta a frequência das ondas, tornando a nota mais alta. Depois que ele passa e está se afastando, ocorre o oposto e o tom cai. Este é o efeito Doppler.

Ondas de luz
O efeito Doppler também se aplica a ondas de luz. Na imagem superior, vemos uma linha do espectro de uma galáxia. Na imagem do meio, a galáxia está se afastando de nós. As ondas de luz são esticadas e, como as ondas mais longas são mais vermelhas, a linha se moveu em direção à extremidade vermelha do espectro - foi deslocada para o vermelho. Na imagem inferior, a galáxia está vindo em nossa direção. As ondas de luz são comprimidas, então a linha se moveu em direção à extremidade de comprimento de onda mais curto (azul) do espectro - ela foi deslocada para o azul.

Orbitando planetas
Estritamente falando, os planetas não orbitam estrelas. Por meio de uma atração gravitacional mútua, a estrela e o planeta orbitam seu centro de gravidade comum. Este centro está dentro da estrela, então a interação faz a estrela oscilar ligeiramente. Se o planeta em órbita fizer com que a estrela se mova alternadamente em nossa direção e para longe de nós, um telescópio sensível pode detectar mudanças alternadas de azul e vermelho no espectro de luz. A frequência das mudanças mostra o período orbital do planeta e o tamanho das mudanças nos informa sobre a massa.

Finalmente sucesso
Em 1995, os astrônomos suíços Michel Mayor e Didier Queloz descobriram o primeiro exoplaneta orbitando uma estrela semelhante ao sol. Foi uma grande surpresa, pois tinha pelo menos metade da massa de Júpiter, mas estava em uma órbita mais próxima do Sol que a de Mercúrio. Este foi o primeiro dos "Júpiteres quentes".

Júpiteres quentes não são os planetas mais comuns na Galáxia, mas foram os mais fáceis de encontrar. Maciço e próximo da estrela, sua influência gravitacional é maximizada. E não leva muito tempo para que observações repetidas estabeleçam o tempo orbital. Em contraste, o próprio Júpiter leva doze anos para orbitar ao redor do sol.

Nos primeiros anos de descoberta de exoplanetas, quase todas as descobertas foram feitas pelo método da velocidade radial. No entanto, em 2010, metade das descobertas veio por meios diferentes - o método de trânsito.

O método de trânsito
Um trânsito ocorre quando um planeta cruza o disco de sua estrela. Isso causa uma pequena queda no brilho da estrela. O tamanho do mergulho fornece evidências do diâmetro do planeta, e o período orbital é determinado a partir do tempo dos declínios. Como existem muitas causas para a variação da luz das estrelas, os trânsitos são frequentemente confirmados por vários métodos de acompanhamento. Desde 2011, a maioria das descobertas de exoplanetas ocorreu por meio do método de trânsito.

Kepler e K2
A maior contribuição para as descobertas de exoplanetas até agora foi a missão Kepler da NASA. Foi lançado em março de 2009 e monitorou um pequeno e populoso campo de estrelas. Não estando sujeito à distorção da atmosfera terrestre, seu fotômetro sensível foi capaz de detectar os trânsitos de planetas menores. Um dos objetivos da missão era encontrar planetas do tamanho da Terra. Não encontrou um gêmeo da Terra, mas há quase três dezenas de descobertas confirmadas que têm menos do que o dobro do tamanho da Terra e estão nas zonas habitáveis ​​de suas estrelas.

A principal missão do Kepler terminou em 2013, quando um segundo estabilizador falhou, deixando-o incapaz de realizar alvos de precisão. No entanto, ainda há uma grande quantidade de dados para analisar e novas descobertas a serem feitas. Além disso, em 2014 foi encontrada uma solução engenhosa que permitiu ao Kepler realizar uma nova missão, chamada K2.

Em julho de 2018, as duas missões encontraram 2.650 exoplanetas confirmados e 2.500 exoplanetas candidatos.

Novas missões e programas baseados em solo estão ampliando a pesquisa.

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Um exoplaneta a apenas 26 anos-luz de distância parece um dos melhores que já encontramos para perscrutar a atmosfera de mundos alienígenas.

Chamado de Gliese 486 b, o exoplaneta é um mundo rochoso que os astrônomos acham que pode ser semelhante a Vênus & # 8211 rochoso, quente e possivelmente com uma atmosfera (embora seja muito mais fino do que Vênus & # 8217). E atende a todos os critérios que procuramos ao tentar encontrar atmosferas exoplanetárias para sondar com a próxima geração de telescópios.

Não apenas está próximo, mas também passa entre nós e sua estrela, uma anã vermelha relativamente fria e calma, o que permitirá que sua atmosfera seja iluminada por trás. Também está no ponto ideal de temperatura para espectroscopia, para analisar a composição atmosférica.

& # 8220 Desde o primeiro momento, percebemos que este planeta é uma joia: orbitando uma estrela brilhante próxima e passando na frente dela do nosso ponto de vista aqui na Terra, & # 8221 disse o astrofísico Juan Carlos Morales, do Instituto de Estudos Espaciais da Catalunha.

& # 8220Estamos nos esforçando ao máximo para determinar com precisão suas propriedades e estamos nos preparando para uma caracterização adicional. Este planeta pode se tornar um trampolim para entender a estrutura e evolução das atmosferas de exoplanetas. & # 8221

Desde a descoberta do primeiro exoplaneta, ou planeta fora do Sistema Solar, foi confirmada na década de 1990, os astrônomos passaram a identificar milhares deles na galáxia da Via Láctea.

O que descobrimos até agora é uma imagem incompleta, sujeita a limitações tecnológicas, mas mesmo assim, pudemos aprender muito sobre os diferentes planetas lá fora & # 8211, seus tamanhos e massas, suas densidades, como orbitam suas estrelas, esse tipo de coisa.

As atmosferas são muito mais complicadas. Geralmente, detectamos exoplanetas usando dois métodos baseados no efeito que os exoplanetas têm em suas estrelas.

Há espectroscopia Doppler do & # 8217s: detecta um movimento oscilante muito fraco de uma estrela à medida que se move em um pequeno círculo devido à interação gravitacional com o exoplaneta.

E há a fotometria de trânsito, que detecta mudanças muito tênues na luz das estrelas à medida que um exoplaneta transita ou se move na frente da estrela.

Para estudar a atmosfera de um exoplaneta, os astrônomos procuram por mudanças minúsculas no espectro de comprimento de onda de uma estrela à medida que um exoplaneta se move em torno dela. Alguns comprimentos de onda serão absorvidos ou emitidos por elementos na atmosfera, mostrando como linhas mais escuras ou mais brilhantes no espectro, estas podem ser usadas para determinar a composição química daquela atmosfera.

Como você pode imaginar, isso é bastante desafiador. Os exoplanetas estão muito distantes e os sinais de que estamos falando são muito fracos.

Idealmente, para ser capaz de estudar uma atmosfera, você precisa de algumas coisas importantes. Quanto mais próximo, melhor será. Uma estrela brilhante cuja luz deve retornar um espectro forte é outra. E, é claro, existe o próprio exoplaneta em trânsito, idealmente em uma órbita curta para que vários trânsitos possam ser observados em um curto espaço de tempo e depois empilhados para amplificar o sinal.

As órbitas do exoplaneta podem ter qualquer direção e, se a órbita for curta, o exoplaneta está muito próximo da estrela, o que pode torná-lo muito quente para observações espectroscópicas.

Gliese 486 b, medido com alta precisão usando espectroscopia Doppler e fotometria de trânsito, foi encontrado para marcar todas essas caixas.

& # 8220A proximidade de Gliese 486 b nos permitiu medir sua massa com precisão sem precedentes, graças às observações feitas com os instrumentos CARMENES e MAROON-X, & # 8221 o astrônomo Trifon Trifonov do Instituto Max Planck de Astronomia explicou ao ScienceAlert.

& # 8220Além disso, o planeta também cruzou periodicamente o disco estelar pela espaçonave Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) da NASA, o que é um evento raro. A combinação de uma massa planetária bem caracterizada e configuração orbital de dados Doppler e raio planetário preciso e período orbital de trânsitos para um exoplaneta tão próximo são o que o torna uma descoberta excepcional. & # 8221

O exoplaneta, determinou a equipe de pesquisa, tem cerca de 1,3 vezes o tamanho da Terra e cerca de 2,8 vezes sua densidade. Isso sugere uma composição terrestre, rica em metais, como a Terra ou Vênus. Também está muito perto de sua estrela, em uma órbita de apenas 1,5 dias.

Como essa estrela é uma anã vermelha fria, a temperatura de equilíbrio do exoplaneta & # 8217s é de apenas 700 Kelvin. Isso pode soar tremendamente inóspito para nós, mas é perfeito para observações atmosféricas.

& # 8220A proximidade com a anã vermelha Gliese 486 aquece o planeta significativamente a cerca de 430 graus Celsius (806 graus Fahrenheit ou 700 Kelvin), tornando sua paisagem quente e seca, intercalada com vulcões e rios de lava brilhantes. Nesse contexto, Gliese 486 b é mais semelhante a Vênus do que à Terra, & # 8221 Trifonov explicou.

Isso é o que o torna adequado para espectroscopia de emissão & # 8211 quando o exoplaneta está próximo à estrela, refletindo sua luz & # 8211 e estudos que envolvem mudanças na luz das estrelas em busca de uma atmosfera.

& # 8220Se a temperatura fosse cem graus mais fria, não seria adequada para observações posteriores, ao passo que se fosse cem graus mais quente, toda a superfície do planeta seria lava, portanto, sua atmosfera consistiria principalmente de rochas vaporizadas , que não nos dirá nada sobre a atmosfera primordial, & # 8221 Trifonov observou.

Em todos os aspectos adequados para a compreensão da atmosfera de um exoplaneta, o Gliese 486 b está no ponto ideal. E se nenhuma atmosfera for descoberta? Bem, isso nos ajudará a entender o quão bem os exoplanetas rochosos retêm sua atmosfera quando orbitam muito perto de suas estrelas.

O Telescópio Espacial James Webb, cuja missão inclui o estudo de atmosferas exoplanetárias, será lançado ainda este ano. Esperançosamente, Gliese 486 b estará no menu.


Emissões de rádio de um exoplaneta foram detectadas

Encontrar planetas no universo é muito difícil. Digo isso apesar do fato de que dois planetas no céu da Terra e # 8217 se alinharão amanhã para formar um dos objetos mais brilhantes que podem ser vistos em centenas de anos. Mas, embora os brilhantes Júpiter e Saturno sejam sempre visíveis a olho nu, Netuno não foi observado diretamente até 1846, apesar de estar presente em nosso sistema solar. Não estamos começando a descobrir planetas No exterior O sistema solar até 150 anos após Netuno. Como Netuno, nós o encontramos (embora indiretamente) por meio da luz visível. No entanto, uma equipe internacional de pesquisadores pode ter acabado de fazer a primeira descoberta de um planeta extrasolar por meio de emissões de rádio das auroras do planeta.

Atualmente, temos algumas maneiras de descobrir mundos distantes fora de nosso sistema solar. Os mais bem-sucedidos são a espectroscopia Doppler (ou método de velocidade radial) e o método de cruzamento. Você está familiarizado com o efeito do Doppler nas ondas sonoras. A sirene da ambulância emite um bipe mais alto ao se aproximar, mas menos ao se afastar. As ondas de luz também são expostas ao efeito Doppler. Quando um objeto se aproxima de nós, sua luz muda para uma parte azulada do espectro visível. À medida que o corpo se afasta de nós, sua luz muda para a parte mais vermelha do espectro. As estrelas planetárias mostram uma luz azul e vermelha em movimento porque literalmente oscilam para frente e para trás enquanto são puxadas pela atração gravitacional dos planetas ao seu redor. A oscilação é medida como a & # 8220velocidade radial & # 8221 da estrela ou a velocidade na qual ela viaja em nossa direção ou para longe de nós durante o curso da oscilação.

A detecção de emissões de rádio adiciona uma nova maneira possível de pesquisar exoplanetas. Dos três sistemas solares observados, o sistema estelar Tau Boötis mostrou um resultado promissor que a equipe acredita ser uma emissão de rádio de um planeta. Tau Boötis está localizado a 51 anos-luz da Terra, na constelação de Boötes. O sistema contém um arquivo de estrela de classe F (Tau Boötis A) que é cerca de 50% maior que o nosso sol e 3 vezes mais brilhante. A estrela tem uma anã vermelha companheira de classe M (Tau Boötis B) orbitando a uma distância de 220 UA. Mais de 7 vezes a distância que Netuno orbita nosso sol. A estrela F principal tem um conhecido exoplaneta gigante de gás chamado Tau Boötis Ab. Tau Boötis Ab foi na verdade um dos primeiros exoplanetas descobertos em 1996 usando espectroscopia Doppler.

Há fortes evidências de que o sinal de rádio do sistema Tau Boötis está sendo emitido pelo próprio planeta. Tau Boötis Ab é um gigante gasoso & # 8220hot Júpiter & # 8221 orbitando Sete A distância que Mercúrio orbita em torno de nosso sol. Seu ano é de apenas 3 dias. A proximidade com a estrela Tau Boötis Ab é um candidato ideal para monitoramento de transmissão de rádio. O campo magnético do planeta & # 8217s está intimamente entrelaçado no plasma estelar, dando origem às emissões de rádio A. um milhão de vezes Júpiter & # 8217s planeta mais poderoso.

As emissões de rádio planetárias podem ser mais poderosas do que a emissão de uma estrela que as distingue. O sinal detectado também mostrou uma polarização de pontuação Emissão de rádio planetária auroral prevista que também é diferente de outros objetos astronômicos. No entanto, flares e explosões estelares podem às vezes ser polarizadas no sentido de que a fonte de rádio poderia se originar de Tau Boötis B, a estrela anã companheira, onde estrelas anãs M são conhecidas como violentas erupções solares. A equipe observa: & # 8220Notas de acompanhamento são necessárias para confirmar a presença desse sinal fraco e, assim, verificar sua origem. & # 8221

Invólucros magnéticos habitáveis

Se o sinal realmente se originou de Tau Boötis Ab, poderíamos testemunhar uma nova era de descoberta de exoplanetas. Adequado para entrar nesta nova era por Tau Boötis Ab. Os Júpiteres quentes estavam entre os primeiros a serem descobertos por espectroscopia Doppler porque sua massa e órbita próxima de suas estrelas tornavam o & # 8220wiggle & # 8221 daquelas estrelas-mãe mais aparentes. Eu também tenho uma afinidade pessoal com este planeta como um observatório quando comecei minha carreira na divulgação científica & # 8211 Troutier Observatory na Simon Fraser University & # 8211 Repetindo notas Doppler que mostraram a presença de Júpiter quente em Tau Boötis A.

O que antes era domínio de observatórios profissionais décadas atrás, poderia ser reproduzido em maior escala com escopos em todo o mundo, como os da SFU. Talvez nas próximas décadas, centros menores também experimentarão a mesma hierarquia na tecnologia baseada em LOFAR quando ouvimos auroras de mundos distantes em observatórios de conscientização pública ou mesmo em casa. Além da nova ferramenta de detecção, a implicação dessa descoberta é que temos um método para determinar a força da magnetosfera do mundo distante & # 8211 relacionado à habitabilidade. A atmosfera da Terra & # 8217s é protegida por nosso campo magnético que impede que o vento solar carregue nossa atmosfera para o espaço & # 8211 literalmente soprado pelo sol & # 8211 como aconteceu. A atmosfera de Marte e # 8217 era mais densa.

Enquanto isso, enquanto trabalhamos no ajuste fino de novas maneiras de encontrar planetas no universo, certifique-se de tentar capturar a conjunção Júpiter / Saturno aqui em nosso sistema solar em 21 de dezembro. VOCÊ . A Universe Today está hospedando uma Virtual Star Party (esperançosamente) transmitindo uma visão clara de algum lugar do planeta que podemos experimentar indiretamente, devido ao nosso clima aqui no noroeste do Pacífico. Você pode entrar em contato com o grupo Virtual Star usando o link abaixo. (O horário de início ainda está terminando. Verifique o link de transmissão para atualizações).


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Formação, detecção e caracterização de planetas habitáveis ​​extra-solares. S293. ed. Cambridge University Press, 2012. p. 403-406 (Proceedings of the International Astronomical Union Vol. 8, No. S293).

Resultado da pesquisa: Capítulo no livro / Relatório / Procedimento da conferência ›Contribuição da conferência

T1 - Espectrógrafos doppler de extrema precisão de modo único

AU - Betters, Christopher H.

N1 - Copyright: Copyright 2014 Elsevier B.V., Todos os direitos reservados.

N2 - O 'Santo Graal' da pesquisa de exoplanetas hoje é a detecção de um planeta semelhante à Terra: um planeta rochoso na zona habitável em torno de uma estrela da sequência principal. A espectroscopia Doppler extremamente precisa é uma ferramenta indispensável para encontrar e caracterizar planetas semelhantes à Terra. No entanto, para encontrar esses planetas em torno de estrelas do tipo solar, precisamos de quase uma ordem de magnitude melhor velocidade radial (RV) de precisão do que os melhores espectrógrafos atuais fornecem. Desenvolvimentos recentes em astrofotônica (Bland-Hawthorn & amp Horton 2006, Bland-Hawthorn et al. 2010) e óptica adaptativa (AO) permitem espectrógrafos de alta resolução alimentados por fibra de modo único (SMF), que podem realizar o próximo passo em precisão. Os feeds SMF têm vantagens intrínsecas sobre a fibra multimodo ou espectrógrafos acoplados por fenda: a distribuição de intensidade na saída da fibra é extremamente estável e, como resultado, a função de propagação de linha de um espectrógrafo bem projetado é totalmente desacoplada das condições de acoplamento de entrada, como orientar ou ver variações (Ihle et al. 2010). O ruído modal, um fator limitante nos instrumentos atuais de alimentação de fibra multimodo (Baudrand & amp Walker 2001), pode ser eliminado por um design adequado, e a entrada limitada de difração para o espectrógrafo permite designs de instrumentos muito compactos, que fornecem excelente estabilidade optomecânica. Um SMF é a interface ideal para calibradores de comprimento de onda novos e muito precisos, como pentes de frequência de laser (Steinmetz et al. 2008, Osterman et al. 2012) ou Fabry-Perot Etalons baseado em SMF (Halverson et al. 2013). Em comprimentos de onda próximos ao infravermelho, essas tecnologias estão prontas para serem implementadas em instrumentos no céu, ou já em uso. Discutimos um novo conceito para esse espectrógrafo.

AB - O 'Santo Graal' da pesquisa de exoplanetas hoje é a detecção de um planeta semelhante à Terra: um planeta rochoso na zona habitável em torno de uma estrela da sequência principal. A espectroscopia Doppler extremamente precisa é uma ferramenta indispensável para encontrar e caracterizar planetas semelhantes à Terra. No entanto, para encontrar esses planetas em torno de estrelas do tipo solar, precisamos de quase uma ordem de magnitude melhor velocidade radial (RV) de precisão do que os melhores espectrógrafos atuais fornecem. Desenvolvimentos recentes em astrofotônica (Bland-Hawthorn & amp Horton 2006, Bland-Hawthorn et al. 2010) e óptica adaptativa (AO) permitem espectrógrafos de alta resolução alimentados por fibra de modo único (SMF), que podem realizar o próximo passo em precisão. Os feeds SMF têm vantagens intrínsecas sobre a fibra multimodo ou espectrógrafos acoplados por fenda: a distribuição de intensidade na saída da fibra é extremamente estável e, como resultado, a função de propagação de linha de um espectrógrafo bem projetado é totalmente desacoplada das condições de acoplamento de entrada, como orientar ou ver variações (Ihle et al. 2010). O ruído modal, um fator limitante nos instrumentos atuais de alimentação de fibra multimodo (Baudrand & amp Walker 2001), pode ser eliminado por um design adequado, e a entrada limitada de difração para o espectrógrafo permite designs de instrumentos muito compactos, que fornecem excelente estabilidade optomecânica. Um SMF é a interface ideal para calibradores de comprimento de onda novos e muito precisos, como pentes de frequência de laser (Steinmetz et al. 2008, Osterman et al. 2012) ou Fabry-Perot Etalons baseado em SMF (Halverson et al. 2013). Em comprimentos de onda próximos ao infravermelho, essas tecnologias estão prontas para serem implementadas em instrumentos no céu, ou já em uso. Discutimos um novo conceito para esse espectrógrafo.

M3 - Contribuição da Conferência

T3 - Procedimentos da União Astronômica Internacional

BT - Formação, Detecção e Caracterização de Planetas Habitáveis ​​Extrassolares


Lente Gravitacional

Fig. 8 Diagrama que mostra a luz proveniente de uma estrela fonte e sendo curvada por uma estrela de lente conforme a luz viaja para a Terra.
Crédito: Grant Christie.

Lentes gravitacionais são baseadas na teoria geral da relatividade de Einstein. Uma das consequências da teoria é que, à medida que a luz passa por um corpo celeste, a gravidade desse corpo dobrará a luz levemente. Lentes gravitacionais aplicam isso para detectar um aumento no brilho de uma estrela distante incrivelmente longe da Terra que um planeta passa na frente. O processo envolve duas estrelas - uma distante (a estrela de origem) e outra mais próxima da Terra (a estrela da lente) - e um planeta que orbita a estrela da lente. Se essas duas estrelas se alinharem da perspectiva da Terra, a luz emitida pela estrela fonte será curvada pela estrela da lente.

As the two stars form a perfect line, the brightness that we observe through a telescope is amplified. Telescopes allow us to see clearer images because they a higher resolving power than the human eye. A high resolving power allows an observer to see finer detail because more information (light) is packed into a smaller area. This condensing of light does not, however, allow an observer to differentiate between two different sources of light. As a result, the only image we can see is that of amplified brightness. In some cases, the light ‘from’ the lensing star is amplified by up to 1000x. This lasts until the lensing star and the source star lose alignment, which happens naturally as galaxies both move and rotate in the universe. The lensing which can take anywhere from a few weeks to a few months. 15

During the alignment of the lens and source stars, light bends around the lensing star two distinct streams of light reach Earth—the light originating from the source star and from the lens star. But as light also travels past the planet, another stream of light appears. Keep in mind that light is a type of energy, we cannot physically ‘see’ the light that arrives at Earth, but we can detect when these streams of light are combined because their brightness appears amplified. What is important is that we can detect when the light is being bent by the lens star and when it is being bent by the exoplanet. The light bent by the planet appears to us as a temporary spike in brightness. It may last for a couple of hours or multiple days. The duration and intensity of the planet’s bent light can be used to be used to determine a planet’s mass, orbit, and period with a high accuracy and probability. 16

Like all methods of discovering exoplanets, gravitational lensing has inherent advantages and disadvantages. It can be used to discover planets incredibly far away from Earth—sometime thousands of light years away. 16 Since gravitational lensing boils down to setting up a large telescope and watching for changes in flux measured, it is possible to examine massive search areas. We are essentially targeting tens of thousands of stars at the same time. However, the nature of the method has specific draw backs, particularly concerning repeatability and the accuracy of measurements. Due to the particular conditions that need to be met (that a lens star, with a planet, and source star line up from our perspective on Earth) to detect an exoplanet through gravitational lensing, it is unlikely to repeat these observations after stars fall out of alignment. If scientists’ measurements are even slightly inaccurate any error is greatly amplified and the results will not correspond to reality in any meaningful capacity.


Procedure

A series of observations is made of the spectrum of light emitted by a star. Periodic variations in the star's spectrum may be detected, with the wavelength of characteristic spectral lines in the spectrum increasing and decreasing regularly over a period of time. Statistical filters are then applied to the data set to cancel out spectrum effects from other sources. Using mathematical best-fit techniques, astronomers can isolate the tell-tale periodic sine wave that indicates a planet in orbit. [6]

If an extrasolar planet is detected, a minimum mass for the planet can be determined from the changes in the star's radial velocity. To find a more precise measure of the mass requires knowledge of the inclination of the planet's orbit. A graph of measured radial velocity versus time will give a characteristic curve (sine curve in the case of a circular orbit), and the amplitude of the curve will allow the minimum mass of the planet to be calculated using the binary mass function.

The Bayesian Kepler periodogram is a mathematical algorithm, used to detect single or multiple extrasolar planets from successive radial-velocity measurements of the star they are orbiting. It involves a Bayesian statistical analysis of the radial-velocity data, using a prior probability distribution over the space determined by one or more sets of Keplerian orbital parameters. This analysis may be implemented using the Markov chain Monte Carlo (MCMC) method.

The method has been applied to the HD 208487 system, resulting in an apparent detection of a second planet with a period of approximately 1000 days. However, this may be an artifact of stellar activity. [10] [11] The method is also applied to the HD 11964 system, where it found an apparent planet with a period of approximately 1 year. However, this planet was not found in re-reduced data, [12] [13] suggesting that this detection was an artifact of the Earth's orbital motion around the Sun. [ citação necessária ]

Although radial-velocity of the star only gives a planet's minimum mass, if the planet's spectral lines can be distinguished from the star's spectral lines then the radial-velocity of the planet itself can be found and this gives the inclination of the planet's orbit and therefore the planet's actual mass can be determined. The first non-transiting planet to have its mass found this way was Tau Boötis b in 2012 when carbon monoxide was detected in the infra-red part of the spectrum. [14]

Exemplo

The graph to the right illustrates the sine curve created using Doppler spectroscopy to observe the radial velocity of an imaginary star which is being orbited by a planet in a circular orbit. Observations of a real star would produce a similar graph, although eccentricity in the orbit will distort the curve and complicate the calculations below.

This theoretical star's velocity shows a periodic variance of ±1 m/s, suggesting an orbiting mass that is creating a gravitational pull on this star. Using Kepler's third law of planetary motion, the observed period of the planet's orbit around the star (equal to the period of the observed variations in the star's spectrum) can be used to determine the planet's distance from the star () using the following equation:

  • r is the distance of the planet from the star
  • G is the gravitational constant
  • MEstrela is the mass of the star
  • PEstrela is the observed period of the star

Having determined , the velocity of the planet around the star can be calculated using Newton's law of gravitation, and the orbit equation:

Onde is the velocity of planet.

The mass of the planet can then be found from the calculated velocity of the planet:

Onde is the velocity of parent star. The observed Doppler velocity, , where eu is the inclination of the planet's orbit to the line perpendicular to the line-of-sight.

Thus, assuming a value for the inclination of the planet's orbit and for the mass of the star, the observed changes in the radial velocity of the star can be used to calculate the mass of the extrasolar planet.


Title: STRONG CONSTRAINTS TO THE PUTATIVE PLANET CANDIDATE AROUND VB 10 USING DOPPLER SPECTROSCOPY

We present new radial velocity (RV) measurements of the ultra-cool dwarf VB 10, which was recently announced to host a giant planet detected with astrometry. The new observations were obtained using optical spectrographs (MIKE/Magellan and ESPaDOnS/CFHT) and cover 65% of the reported period of 270 days. The nominal precision of the new Doppler measurements is about 150 m s while their standard deviation is 250 m s. However, there are indications that such a larger variation is due to uncontrolled systematic errors. We apply least-squares periodograms to identify the most significant signals and evaluate their false alarm probabilities (FAPs). We show that this method is the proper generalization to astrometric data because (1) it mitigates the coupling of the orbital parameters with the parallax and proper motion, and (2) it permits a direct generalization to include nonlinear Keplerian parameters in a combined fit to astrometry and RV data. Our analysis of the astrometry alone uncovers the reported 270 day period and an even stronger signal at 50 days. We estimate the uncertainties in the parameters using a Markov chain Monte Carlo approach. Although the new data alone cannot rule out the presence of a candidate, when combined withmore » published RV measurements, the FAPs of the best solutions grow to unacceptable levels strongly suggesting that the observed astrometric wobble is not due to an unseen companion. The new measurements put an upper limit of m sin i 2.5 m for a companion with a period shorter than one year and moderate eccentricities. « less