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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.

  Evolução da velocidade radial da estrela 51 Peg, publicado por Mayor & Queloz 1995, Nature.

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)

 

spectro

 

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.

 

Vantagens

Desvantagens

  • permite restringir a massa do planeta

  • permite estudar planetas próximos da estrela

  • permite detectar planetas telúricos

  • A massa é conhecida com um fator sin(i)  (depende da inclinação da órbita que não é conhecida somente com velocidade radial)

  • Não permite detectar planetas distantes da estrela (ou com período muito longo)

  • Necessita de espectros de altíssima resolução, portanto de estrelas muito brilhantes