A técnica de velocidade radial permitiu a primeira detecção de um exoplaneta ao redor de uma estrela parecida com o Sol. Esta detecção foi realizada no observatório de Haute-Provence com o espectrógrafo Elodie pelos astrônomos suiços Michel Mayor e Dider Queloz. O planeta foi detectado ao redor da estrela 51 Peg b, que é a 51a. estrela da constelação de Pégasus.
Na figura, a curva histórica apresenta a evolução da velocidade radial de 51 Peg, a que foi apresentada por Mayor & Queloz na revista Nature em 1995. O tempo está normalizado pelo período de revolução da estrela (e do planeta), Φ.
A velocidade radial VR é a projeção do vetor "velocidade da estrela" na linha de visada que liga a estrela ao observador. Esta curva permite conhecer o período de revolução do planeta e o produto da massa do planeta com o ângulo i entre o plano da órbita do planeta e o plano do céi : M_{pl} x sin(i)
Na animação podemos ver :
- à esquerda : a estrela e o planeta que giram em torno do centro de gravidade vistos por um observador com telescópio. Para simplificar, o plano da órbita aqui é perpendicular ao plano do céu (i=90° e sin(i)=1).
- Em cima à direita : a curva representa a velocidade radial da estrela. Note que possui um comportamento senoidal. Quando a órbita do planeta é elíptica, esta curva fica "deformada". A amplitude desta curva permite calcular M_{pl}*sin(i).
- Em baixo à direita : a luz da estrela disperso por um espectrógrafo. Os raios espectrais (note que há 4 aqui, mas na realidade são milhares!) se deslocam alternativamente na direção do vermelho ou azul, dependendo de quando a estrela se aproxima ou se afasta do observador. Comparando o comprimento de onda onde estas bandas são observadas no espectro da estrela e comparando com as mesmas bandas observadas em laboratório (traços azul claro), é possível calcular a velocidade radial de afastamento/aproximação da estrela.
Quando o plano da órbita está no plano do céu, a velocidade radial é sempre nula e, por isso, essa técnica não permite calcular a massa da estrela.
Se observamos a estrela somente por velocidade radial, não se pode também conhecer o valor de i. Só é possível ter acesso ao valor conjunto de M_{pl}*sin(i), com um valor superior para a massa do planeta.
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Vantagens |
Desvantagens |
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