도플러 분광법

Doppler spectroscopy
큰 물체(별 등)를 공전하는 작은 물체(외계 행성 등)가 공통 질량 중심(적십자)을 공전할 때 위치 및 속도의 변화를 일으키는 방법을 보여주는 다이어그램.
도플러 분광법은 주성으로부터의 빛의 색상의 변화를 기록함으로써 반지름 속도의 주기적인 변화를 감지한다.별이 지구를 향해 움직일 때, 그 스펙트럼은 파란색으로 변하는 반면, 우리로부터 멀어지면 빨간색으로 바뀝니다.이러한 스펙트럼 변화를 분석함으로써 천문학자들은 외계 행성의 [1]중력 영향을 추론할 수 있다.

도플러 분광법(또는 구어체로는 워블법)은 행성 모항성의 스펙트럼에서 도플러 변화를 관찰하여 반경 속도 측정에서 외계 행성과 갈색 왜성을 찾는 간접적인 방법입니다.

도플러 분광법을 사용하여 2020년 2월 현재 [2]880개의 외계 행성(전체 중 약 21.0%)이 발견되었다.

역사

연도별로 발견된 외계 행성(2014년 2월 기준).반경 속도를 사용하여 발견된 방법은 검은색으로 표시되고 다른 방법은 모두 옅은 회색으로 표시됩니다.

오토 스트루브는 1952년에 먼 행성을 탐지하기 위해 강력한 분광기를 사용하는 것을 제안했다.그는 목성과 같은 매우 큰 행성이 두 물체가 [3]질량 중심을 공전할 때 어떻게 모항성을 약간 흔들리게 하는지 설명했다.그는 작은 도플러가 지속적으로 변화하는 반지름 속도로 인해 별에 의해 방출되는 빛으로 이동하며, 가장 민감한 분광기로 별의 방출에서 작은 적색 편이와 푸른 편이를 감지할 수 있을 것이라고 예측했다.그러나 당시 기술로는 1000m/s 이상의 오차로 반경속도 측정이 가능해져 궤도를 도는 행성 [4]탐지에 무용지물이 됐다.예상되는 반지름 속도의 변화는 매우 작다. 목성은 12년 동안 태양의 속도를 약 12.4m/s 변화시키고 지구의 효과는 1년 동안 0.1m/s에 불과하기 때문에 매우 높은 분해능을 가진 기구를 통한 장기적인 관찰이 필요하다.[4][5]

1980년대와 1990년대 분광계 기술과 관측 기술의 발전은 많은 새로운 외계 행성 중 첫 번째 행성을 탐지할 수 있는 기구를 만들었다.1993년 프랑스 남부 오뜨 프로방스 천문대에 설치된 ELODIE 분광기는 [6]태양에 미치는 목성의 영향을 외계 관찰자가 감지할 수 있을 만큼 낮은 반경-속도 변화를 측정할 수 있다.이 기구를 사용하여, 천문학자 Michel Mayor와 Didier Queloz는 페가수스자리에 있는 "뜨거운 목성"인 페가수스자리 [7]51 b를 확인했다.펄서 주위를 도는 행성들이 이전에 발견되었지만, 51 페가수스 b는 주계열성 주위를 도는 것으로 확인된 최초의 행성이었으며 도플러 [8]분광법을 사용하여 처음으로 발견되었다.

1995년 11월, 과학자들은 그들의 연구 결과를 네이처 저널에 발표했다; 그 이후로 그 논문은 1,000번 이상 인용되었다.그 날 이후로 700개 이상의 외계 행성 후보들이 확인되었고, 대부분은 멕, 릭, 앵글로-오스트레일리아 천문대(각각 캘리포니아, 카네기, 앵글로-오스트레일리아 행성 탐사)에 기반을 둔 도플러 탐색 프로그램과 제네바 외계 행성 [9]탐사 팀에 의해 발견되었다.

2000년대 초반부터, 2세대 행성 탐사 분광기는 훨씬 더 정확한 측정을 가능하게 했다.2003년 칠레 라실라 천문대에 설치된 HARPS 분광기는 0.3m/s의 작은 속도 변화를 확인할 수 있으며, 이는 많은 바위가 많고 지구와 비슷한 [10]행성들을 찾을 수 있을 만큼 충분히 작다.3세대 스펙트로그래프는 2017년에 온라인으로 출시될 예정이다.측정 오차가 0.1m/s 미만으로 추정되는 이 새로운 기구는 외계 관측자가 [11]지구조차 탐지할 수 있게 해준다.

절차.

2013년까지 방사 속도를 사용하여 발견된 행성의 특성(질량 및 반조르 축)과 다른 방법으로 발견된 행성(연회색)을 비교합니다.

별에서 방출되는 빛의 스펙트럼에 대한 일련의 관찰이 이루어집니다.스펙트럼의 특징적인 스펙트럼 라인의 파장이 일정 기간에 걸쳐 정기적으로 증가하고 감소하면서 별의 스펙트럼에서 주기적인 변화가 검출될 수 있다.그런 다음 통계 필터를 데이터 세트에 적용하여 다른 소스로부터의 스펙트럼 효과를 상쇄한다.수학적으로 가장 적합한 기술을 사용하여 천문학자들은 [7]궤도에 있는 행성을 나타내는 명백한 주기적인 사인파를 분리할 수 있다.

만약 외계 행성이 발견된다면, 행성의 최소 질량은 별의 반지름 속도 변화로부터 결정될 수 있다.질량을 더 정확하게 측정하기 위해서는 행성의 궤도 기울기에 대한 지식이 필요하다.측정된 반경 속도 대 시간의 그래프는 특성 곡선(원형 궤도의 경우 사인 곡선)을 제공하며, 곡선의 진폭을 통해 2진수 질량 함수를 사용하여 행성의 최소 질량을 계산할 수 있습니다.

베이지안 케플러 주기도는 수학적인 알고리즘으로, 공전 중인 별의 연속적인 반지름 속도 측정에서 단일 또는 여러 개의 외계 행성을 탐지하는 데 사용됩니다.이는 하나 이상의 케플러 궤도 매개변수에 의해 결정된 공간에 대한 사전 확률 분포를 사용하여 반경-속도 데이터의 베이지안 통계 분석을 포함한다.이 분석은 마르코프 연쇄 몬테카를로(MCMC) 방법을 사용하여 구현할 수 있다.

이 방법은 HD 208487 시스템에 적용되어 약 1000일의 주기로 두 번째 행성을 발견한 것으로 보입니다.그러나 이것은 항성 [12][13]활동의 인공물일 수 있습니다.이 방법은 HD 11964 시스템에도 적용되어 약 1년의 주기로 보이는 행성을 발견했다.그러나 이 행성은 재축소된 [14][15]데이터에서는 발견되지 않았으며,[citation needed] 이는 이 발견이 태양 주위를 도는 지구의 궤도 운동의 인공물임을 암시한다.

별의 반지름 속도는 행성의 최소 질량을 줄 뿐이지만, 행성의 스펙트럼 선과 별의 스펙트럼 선을 구별할 수 있다면 행성 자체의 반지름 속도를 찾을 수 있으며, 이것은 행성의 궤도의 기울기를 제공하므로 행성의 실제 질량을 결정할 수 있습니다.이러한 방식으로 질량을 발견한 최초의 비통과 행성은 2012년 스펙트럼의 [16]적외선 부분에서 일산화탄소가 검출된 타우 목동 b였다.

예

Doppler Shift vs Time.svg

오른쪽 그래프는 도플러 분광법을 사용하여 행성이 원형 궤도로 공전하는 가상 별의 반경 속도를 관측하는 사인 곡선을 보여줍니다.궤도의 이심률이 곡선을 왜곡하고 아래 계산을 복잡하게 하지만 실제 별을 관측하면 비슷한 그래프를 만들 수 있습니다.

이 이론상의 별의 속도는 ±1m/s의 주기적인 변화를 나타내며, 이는 이 별에 중력을 발생시키는 공전 질량을 암시합니다.케플러의 행성 운동 제3법칙을 사용하여 항성 주위를 도는 행성의 궤도 관측 주기(별 스펙트럼에서 관측된 변동 주기와 동일)를 사용하여 다음 방정식을 사용하여 항성으로부터의 행성 거리( r를 결정할 수 있습니다.

여기서:

  • r은 별에서 행성까지의 거리입니다.
  • G는 중력 상수이다.
  • M은star 별의 질량이다.
  • P는star 별의 관측 주기이다.

r{\ r을 결정하면 뉴턴의 중력의 법칙과 궤도 방정식을 사용하여 항성 주위를 도는 행성의 속도를 계산할 수 있습니다.

서 V P 은 행성의 속도입니다.

행성의 질량은 계산된 행성의 속도에서 찾을 수 있습니다.

서 V s r\ 은 모항성의 속도입니다.관측된 도플러 속도, s r sinδ () { K{star 여기서 i는 가시선에 수직인 선에 대한 행성 궤도의 기울기이다.

따라서 행성 궤도의 기울기와 별의 질량에 대한 값을 가정하면 관측된 별의 반지름 속도 변화를 사용하여 외계 행성의 질량을 계산할 수 있습니다.

반지름-속도 비교표

행성 덩어리 거리
AU 		행성으로 인한 별의 반지름 속도
(vradial)		 공지
목성 1 28.4 m/s
목성 5 12.7 m/s
해왕성 0.1 4.8 m/s
해왕성 1 1.5 m/s
슈퍼 어스 (5🜨 M) 0.1 1.4 m/s
센타우루스자리 알파 Bb(1.13 ± 0.09🜨 M;) 0.04 0.51 m/s (1[17]) 주 1
슈퍼 어스 (5🜨 M) 1 0.45 m/s
지구 0.09 0.30 m/s
지구 1 0.09 m/s

참조:[18] 주의 1: 지금까지 기록된 가장 정확한radial v 측정치.ESO의 HARPS 분광기를 사용했다.[17]

주 1: 확인되지 않은 논쟁

행성[18]
행성 행성 유형
 세미마조르 축
(AU)		 궤도 주기
 행성으로 인한 별의 반지름 속도
(m/s)		 검출 대상자:
51 페가시 b 뜨거운 목성 0.05 4.23일 55.9[19] 제1세대 분광기
55 캔크리 d 거대 가스 회사 5.77 14.29세 45.2[20] 제1세대 분광기
목성 거대 가스 회사 5.20 11.86년 12.4[21] 제1세대 분광기
글리제 581c 슈퍼어스 0.07 12.92일 3.18[22] 제2세대 분광기
토성 거대 가스 회사 9.58 29.46세 2.75 제2세대 분광기
센타우루스자리 알파 Bb; 확인되지 않고 논란이 되고 있다. 지구형 행성 0.04 3.23일 0.510[23] 제2세대 분광기
해왕성 얼음의 거인 30.10 164.79세 0.281 제3세대 분광기
지구 생명체가 살 수 있는 행성 1.00 365.26일 0.089 제3세대 스펙트로그래프(유사)
명왕성 왜행성 39.26 246.04년 0.00003 검출 불가

거주 가능 영역에 행성이 있는 MK형 별의 경우

[24]
별의 질량
(M☉ )		 행성 질량
(MEarth )		 럼.
(L0)		 유형 하드 디스크
(AU)		 RV
(cm/s)		 기간
(일)
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

제한 사항

도플러 분광법의 가장 큰 한계는 시야선을 따라 움직이는 것만 측정할 수 있다는 것이고, 따라서 행성의 질량을 결정하기 위해 행성의 궤도의 기울기를 측정하는 것(또는 추정치)에 의존합니다.만약 행성의 궤도면이 관측자의 가시선과 일직선이 된다면, 별의 반지름 속도의 측정된 변화가 진정한 값입니다.그러나 궤도면이 시야에서 멀어질 경우 별의 움직임에 대한 행성의 진정한 영향은 측정된 별의 반경 속도 변화보다 클 것이며, 이는 가시선을 따라 있는 구성 요소일 뿐입니다.그 결과 행성의 실제 질량은 측정된 것보다 클 것이다.

이 효과를 보정하고 외계 행성의 실제 질량을 결정하기 위해 시선 속도 측정과 천체 측정기법을 조합하여 시야선에 수직인 하늘의 평면을 가로지르는 별의 움직임을 추적할 수 있습니다.천문학적 측정을 통해 연구자들은 질량이 큰 행성으로 보이는 물체가 [4]갈색왜성일 가능성이 더 높은지 여부를 확인할 수 있다.

또 다른 단점은 특정 유형의 별 주위의 가스 외피가 팽창하고 수축할 수 있으며, 일부 별들은 변동성이 있다는 것입니다.이 방법은 별의 본질적인 변동으로 인한 항성 방출 스펙트럼의 변화가 행성으로 인한 작은 영향을 잠글 수 있기 때문에 이러한 유형의 별 주변에서 행성을 찾는 데 적합하지 않습니다.

이 방법은 모항성에 가장 큰 중력 효과를 가지고 반지름 속도에 가장 큰 변화를 일으키는 모항성에 가까운 매우 무거운 물체(이른바 '뜨거운 목성')를 탐지하는 데 가장 적합합니다.뜨거운 목성은 상대적으로 궤도가 작고 질량이 크기 때문에 모항성에 가장 큰 중력 영향을 미칩니다.많은 분리된 스펙트럼 선과 많은 궤도 주기의 관측은 관측의 신호 대 잡음 비를 증가시켜 더 작고 더 먼 행성을 관측할 수 있는 가능성을 증가시키지만, 지구와 같은 행성은 현재 기구로는 탐지할 수 없는 상태로 남아 있습니다.

왼쪽: 행성이 공전하는 별의 그림.별의 모든 움직임은 관찰자의 시야를 따라 이루어지며, 도플러 분광법은 행성의 질량에 대한 진정한 값을 제공할 것입니다.
오른쪽: 이 경우 별의 움직임 중 어느 것도 관찰자의 시야를 따라 있지 않으며 도플러 분광법은 행성을 전혀 감지하지 못합니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크