METODI DINAMICI: Velocità radiali

La tecnica delle velocità radiali ha permesso la prima osservazione di un esopianeta attorno a una stella simile al Sole. Questo rivelamento è stato effettuato all'Osservatorio di Haute-Provence con lo spettrografo Elodie dagli astronomi svizzeri Michel Mayor e Dider Queloz attorno alla stella 51 Peg b, che è la 51esima stella più brillante della costellazione di Pegaso.

 Evolution de la vitesse radiale de 51 Peg, publiée dans Mayor & Queloz 1995, Nature.

Qui sopra, la curva storica presenta l'evoluzione della velocità radiale di 51 Peg così com'è stata presentata da Mayor & Queloz nella rivista Nature nel 1995. Il tempo è ridotto qui a un Glossary Link periodo di rivoluzione della stella (e del pianeta) Φ (vedere disegno qui sotto).

La velocità radiale VR è la proiezione del vettore velocità delle stella sulla "linea di vista" che collega la stella all'osservatore. Questa curva permette di conoscere il periodo di rivoluzione del pianeta e il prodotto della massa del pianeta, M_{pl} per sin(i), dove i è l'angolo tra il piano dell'orbita del pianeta e il piano del cielo.

 

spectro

 

In questa animazione, si vede

  • a sinistra: la stella e il pianeta, che ruotano attorno al loro centro di gravità, sono osservati dal Glossary Link telescopio. Per semplificare, il piano dell'orbita qui è perpendicolare al piano del cielo (i=90° e sin(i)=1).
  • in basso a destra: la luce della stella, diffusa dallo spettrometro. Le linee spettrali (ce ne sono 4 qui, in realtà, ce ne sono migliaia) si spostano alternativamente verso il rosso e verso il blu quando la stella si allontana e si avvicina dall'osservatore. Confrontando la lunghezza d'onda delle linee osservate nello spettro della stella con la posizione delle stesse linee misurate in laboratorio (tratti blu), si calcola la velocità radiale di allontanamento/avvicinamento della stella.
  • in alto a destra: la curva rappresenta la velocità radiale della stella. Si tratta di una sinusoide. Quando l'orbita del pianeta è ellittica, la sinusoide è deformata. L'ampiezza di questa curva e il periodo permettono di calcolare M_{pl}*sin(i)

 Quando il piano dell'orbita è nel piano del cielo, la velocità radiale è sempre nulla, e questa tecnica non permette di misurare la massa della stella.

Se si osserva la stella unicamente con la tecnica delle velocità radiali, non si può conoscere il valore di i. Si accede solamente al valore di M_{pl}*sin(i) e quindi a un valore superiore della massa del pianeta.

Questa tecnica ha permesso ad oggi di scoprire 735 esopianeti attorno a 547 stelle.

Vantaggi

Inconvenienti

  • permette di stimare la massa del pianeta

  • permette di studiare i pianeti vicini alla loro stella

  • permette di osservare pianeti Glossary Link tellurici

  • la massa è conosciuta al limite di un fattore sin(i) (in base all'inclinazione)

  • non permette di osservare pianeti lontani dalla loro stella, il cui periodo è troppo lungo.

  • necessita di spettri con una precisione molto elevata, quindi di stelle molto brillanti