Planeta może zdradzić swoją obecność, wprawiając gwiazdę w mierzalne „kołysanie”
Planeta nie krąży wokół całkowicie nieruchomej gwiazdy. Oba ciała poruszają się wokół wspólnego barycentrum, więc gwiazda wykonuje małą orbitę refleksową. Jeśli część tego ruchu jest skierowana ku Ziemi i od niej, linie w widmie gwiazdy przesuwają się okresowo wskutek efektu Dopplera. To metoda prędkości radialnych, jedna z podstawowych technik wykrywania egzoplanet. Im masywniejsza planeta i im silniej oddziałuje z gwiazdą na krótkiej orbicie, tym zwykle większy sygnał. W ten sposób grawitację niewidocznej planety można wykryć, obserwując ruch znacznie jaśniejszej gwiazdy.
Gwiazda też ma orbitę
Jeśli planeta ma masę m, a gwiazda M, barycentrum leży bliżej gwiazdy, ale nie musi pokrywać się z jej środkiem. Podczas gdy planeta wykonuje duży obieg, gwiazda zatacza znacznie mniejszą orbitę. Dla bardzo lekkiej planety ruch może być minimalny, lecz nie jest dokładnie zerowy. To ta sama fizyka co subtelne „kołysanie” Ziemi wywoływane przez Księżyc.
Jak zamienić ruch w sygnał widmowy
Gdy gwiazda porusza się nieco w naszą stronę, jej linie widmowe przesuwają się ku krótszym falom; gdy oddala się — ku dłuższym. Astronomowie nie muszą więc zobaczyć planety jako osobnej kropki. Wystarczy regularny wzór zmian prędkości radialnej gwiazdy. Okres sygnału zdradza okres orbitalny, a amplituda wraz z informacją o gwieździe pozwala wyznaczać ograniczenia na masę planety.
Dlaczego pierwsze sukcesy dotyczyły wielkich planet
Duża planeta mocniej przesuwa barycentrum i daje gwieździe większą prędkość refleksową. Krótki okres oznacza dodatkowo częste powtarzanie sygnału. Dlatego wczesne przeglądy prędkości radialnych łatwiej znajdowały masywne „gorące Jowisze” blisko gwiazd niż analogi Ziemi na rocznych orbitach. Rozwój stabilnych spektrografów stopniowo przesuwa granicę ku coraz mniejszym sygnałom.
Metoda mierzy przede wszystkim składową wzdłuż linii widzenia
Jeśli orbita jest ustawiona tak, że ruch gwiazdy odbywa się głównie w płaszczyźnie nieba, składowa ku nam i od nas jest mała. Dlatego sama prędkość radialna zwykle daje minimalną masę planety zależną od nieznanego nachylenia orbity. Połączenie z tranzytem, astrometrią lub innymi danymi pozwala często usunąć część tej niepewności.
Gwiazda sama też „hałasuje”
Powierzchnia gwiazdy ma plamy, konwekcję, oscylacje i aktywność magnetyczną, które mogą przesuwać linie widmowe lub zmieniać ich kształt. Wyszukiwanie małych planet wymaga więc odróżnienia prawdziwego ruchu barycentrycznego od sygnałów astrofizycznych. To jeden z powodów, dla których wykrycie ziemskich mas wokół aktywnych gwiazd jest trudne mimo ogromnej precyzji instrumentów.
Grawitacja jako teleskop pośredni
Najciekawsze jest to, że planeta może być całkowicie niewidoczna w obrazie, a mimo to zdradza swoją masę poprzez wpływ na ruch gwiazdy. Metoda nie „widzi” planety — widzi reakcję partnera na wspólną grawitację. To elegancka realizacja zasady, że w mechanice nie istnieje idealnie jednostronne „krążenie”: każde ciało reaguje na każde inne, a różnica mas tylko określa skalę odpowiedzi.
Widmo gwiazdy zamienia kołysanie w prędkość
W metodzie prędkości radialnych nie trzeba widzieć bocznego przesunięcia gwiazdy na obrazie. Gdy jej ruch wokół barycentrum ma składową wzdłuż naszej linii widzenia, linie absorpcyjne w widmie okresowo przesuwają się ku czerwieni i ku błękitowi na skutek efektu Dopplera. Z okresu i amplitudy tego sygnału można wnioskować o orbicie oraz minimalnej masie towarzyszącej planety. To piękne połączenie dwóch działów fizyki: grawitacja wywołuje ruch gwiazdy, a optyka pozwala go wykryć z odległości wielu lat świetlnych. Metoda ma też naturalne ograniczenie geometryczne. Jeśli orbita planety jest ustawiona niemal „twarzą” do nas, większość ruchu gwiazdy zachodzi poprzecznie do linii widzenia i sygnał prędkości radialnej jest mały. Dlatego pomiar daje zwykle minimalną masę planety zależną od nieznanego nachylenia. Łączenie prędkości radialnej z tranzytami lub astrometrią może usunąć część tej degeneracji i dostarczyć pełniejszy obraz układu.