espectroscopia Doppler

La espectroscopia Doppler (también conocida como método de velocidad radial o, coloquialmente, método de oscilación ) es un método indirecto para encontrar planetas extrasolares y enanas marrones a partir de mediciones de velocidad radial mediante la observación de desplazamientos Doppler en el espectro de la estrella madre del planeta . Hasta enero de 2026, se habían descubierto más de 1100 planetas extrasolares conocidos (aproximadamente el 19,0 % del total) utilizando la espectroscopia Doppler. ^{[ 2 ]}

Otto Struve propuso en 1952 el uso de espectrógrafos potentes para detectar planetas distantes. Describió cómo un planeta muy grande, como Júpiter , por ejemplo, provocaría una ligera oscilación en su estrella madre a medida que ambos orbitan alrededor de su centro de masa. ^{[ 3 ]} Predijo que los pequeños desplazamientos Doppler en la luz emitida por la estrella, causados ​​por su velocidad radial en constante variación, serían detectables por los espectrógrafos más sensibles como pequeños desplazamientos al rojo y al azul en la emisión estelar. Sin embargo, la tecnología de la época producía mediciones de velocidad radial con errores de 1000 m/s o más, lo que las hacía inútiles para la detección de planetas en órbita. ^{[ 4 ]} Los cambios esperados en la velocidad radial son muy pequeños: Júpiter provoca que el Sol cambie su velocidad en aproximadamente 12,4 m/s durante un período de 12 años, y el efecto de la Tierra es de solo 0,1 m/s durante un período de 1 año; por lo tanto, se requieren observaciones a largo plazo con instrumentos de muy alta resolución . ^{[ 4 ] [ 5 ]}   

Los avances en la tecnología de espectrómetros y las técnicas de observación en las décadas de 1980 y 1990 produjeron instrumentos capaces de detectar el primero de muchos nuevos planetas extrasolares. El espectrógrafo ELODIE , instalado en el Observatorio de Haute-Provence en el sur de Francia en 1993, podía medir cambios de velocidad radial tan bajos como 7  m/s, lo suficientemente bajos como para que un observador extraterrestre detectara la influencia de Júpiter en el Sol. ^{[ 6 ]} Usando este instrumento, los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz identificaron 51 Pegasi b , un " Júpiter caliente " en la constelación de Pegaso. ^{[ 7 ]} Aunque ya se habían detectado planetas orbitando púlsares , 51 Pegasi b fue el primer planeta confirmado orbitando una estrella de la secuencia principal , y el primero detectado usando espectroscopia Doppler. ^{[ 8 ]}

En noviembre de 1995, los científicos publicaron sus hallazgos en la revista Nature ; desde entonces, el artículo ha sido citado más de 1000 veces. Desde esa fecha, se han identificado miles de candidatos a exoplanetas, muchos de los cuales han sido detectados por programas de búsqueda Doppler con sede en los observatorios Keck , Lick y Anglo-Australiano (respectivamente, las búsquedas de planetas de California, Carnegie y Anglo-Australiano), y equipos con sede en la Búsqueda de Planetas Extrasolares de Ginebra . ^{[ 9 ]}

A principios de la década de 2000, una segunda generación de espectrógrafos para la búsqueda de planetas permitió mediciones mucho más precisas. El espectrógrafo HARPS , instalado en el Observatorio La Silla en Chile en 2003, puede identificar cambios en la velocidad radial de tan solo 0,3  m/s, suficientes para localizar muchos planetas posiblemente rocosos, similares a la Tierra. ^{[ 10 ]} Se espera que una tercera generación de espectrógrafos entre en funcionamiento en 2017.Con errores de medición estimados por debajo de 0,1  m/s, estos nuevos instrumentos permitirían a un observador extraterrestre detectar incluso la Tierra. ^{[ 11 ]}

Se realiza una serie de observaciones del espectro de luz emitido por una estrella. Se pueden detectar variaciones periódicas en el espectro estelar, donde la longitud de onda de las líneas espectrales características aumenta y disminuye regularmente a lo largo del tiempo. Posteriormente, se aplican filtros estadísticos al conjunto de datos para eliminar los efectos espectrales de otras fuentes. Mediante técnicas matemáticas de ajuste óptimo , los astrónomos pueden aislar la característica onda sinusoidal periódica que indica la presencia de un planeta en órbita. ^{[ 7 ]}

Si se detecta un planeta extrasolar, se puede determinar su masa mínima a partir de las variaciones en la velocidad radial de la estrella. Para obtener una medida más precisa de la masa, es necesario conocer la inclinación de la órbita del planeta. Un gráfico de la velocidad radial medida en función del tiempo proporcionará una curva característica ( una curva sinusoidal en el caso de una órbita circular), y la amplitud de esta curva permitirá calcular la masa mínima del planeta mediante la función de masa binaria .

El periodograma bayesiano de Kepler es un algoritmo matemático que se utiliza para detectar planetas extrasolares, ya sean individuales o múltiples, a partir de mediciones sucesivas de la velocidad radial de la estrella que orbitan. Consiste en un análisis estadístico bayesiano de los datos de velocidad radial, utilizando una distribución de probabilidad a priori sobre el espacio determinado por uno o más conjuntos de parámetros orbitales keplerianos. Este análisis puede implementarse mediante el método de Monte Carlo de cadena de Markov (MCMC).

El método se aplicó al sistema HD 208487 , lo que resultó en una aparente detección de un segundo planeta con un período de aproximadamente 1000 días. Sin embargo, esto podría ser un artefacto de la actividad estelar. ^{[ 12 ] [ 13 ]} El método también se aplicó al sistema HD 11964 , donde se encontró un aparente planeta con un período de aproximadamente 1 año. Sin embargo, este planeta no se encontró en los datos reducidos nuevamente, ^{[ 14 ] [ 15 ]} lo que sugiere que esta detección fue un artefacto del movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol.

Aunque la velocidad radial de la estrella solo proporciona la masa mínima de un planeta, si las líneas espectrales del planeta se pueden distinguir de las de la estrella, se puede determinar la velocidad radial del planeta, lo que a su vez permite calcular la inclinación de su órbita y, por lo tanto, su masa real. El primer planeta no transitorio cuya masa se determinó de esta manera fue Tau Boötis b en 2012, cuando se detectó monóxido de carbono en la región infrarroja del espectro. ^{[ 16 ]}

Ejemplo

El gráfico de la derecha ilustra la curva sinusoidal obtenida mediante espectroscopia Doppler para observar la velocidad radial de una estrella imaginaria orbitada por un planeta en una órbita circular. Las observaciones de una estrella real producirían un gráfico similar, aunque la excentricidad de la órbita distorsionaría la curva y complicaría los cálculos posteriores.

La velocidad de esta estrella teórica muestra una variación periódica de ±1  m/s, lo que sugiere una masa orbital que está creando una atracción gravitatoria sobre esta estrella. Usando la tercera ley de Kepler del movimiento planetario , el período observado de la órbita del planeta alrededor de la estrella (igual al período de las variaciones observadas en el espectro de la estrella) se puede usar para determinar la distancia del planeta a la estrella (${\displaystyle r}$) utilizando la siguiente ecuación:

${\displaystyle r^{3}={\frac {GM_{\mathrm {estrella} }}{4\pi ^{2}}}P_{\mathrm {estrella} }^{2}\,}$

dónde:

• r es la distancia del planeta a la estrella.
• G es la constante gravitacional
• M _estrella es la masa de la estrella
• P _estrella es el período observado de la estrella

Habiendo determinado${\displaystyle r}$La velocidad del planeta alrededor de la estrella se puede calcular utilizando la ley de gravitación de Newton y la ecuación de la órbita :

${\displaystyle V_{\mathrm {PL} }={\sqrt {GM_{\mathrm {estrella} }/r}}\,}$

dónde${\displaystyle V_{\mathrm {PL} }}$es la velocidad del planeta.

La masa del planeta se puede obtener a partir de la velocidad calculada del planeta:

${\displaystyle M_{\mathrm {PL} }={\frac {M_{\mathrm {estrella} }V_{\mathrm {estrella} }}{V_{\mathrm {PL} }}}\,}$

dónde${\displaystyle V_{\mathrm {estrella} }}$es la velocidad de la estrella madre. La velocidad Doppler observada,${\displaystyle K=V_{\mathrm {estrella} }\sin(i)}$, donde i es la inclinación de la órbita del planeta con respecto a la línea perpendicular a la línea de visión .

De este modo, asumiendo un valor para la inclinación de la órbita del planeta y para la masa de la estrella, los cambios observados en la velocidad radial de la estrella pueden utilizarse para calcular la masa del planeta extrasolar.

Ref: ^{[ 18 ]}

La principal limitación de la espectroscopia Doppler es que solo puede medir el movimiento a lo largo de la línea de visión, por lo que depende de una medición (o estimación) de la inclinación de la órbita del planeta para determinar su masa. Si el plano orbital del planeta coincide con la línea de visión del observador, la variación medida en la velocidad radial de la estrella es el valor real. Sin embargo, si el plano orbital está inclinado con respecto a la línea de visión, el efecto real del planeta sobre el movimiento de la estrella será mayor que la variación medida en la velocidad radial de la estrella, que solo considera la componente a lo largo de la línea de visión. En consecuencia, la masa real del planeta será mayor que la medida.

Para corregir este efecto y determinar así la masa real de un planeta extrasolar, se pueden combinar mediciones de velocidad radial con observaciones astrométricas , que registran el movimiento de la estrella a través del plano del cielo, perpendicular a la línea de visión. Las mediciones astrométricas permiten a los investigadores comprobar si los objetos que parecen ser planetas de gran masa tienen más probabilidades de ser enanas marrones . ^{[ 4 ]}

Otra desventaja es que la envoltura gaseosa alrededor de ciertos tipos de estrellas puede expandirse y contraerse, y algunas estrellas son variables . Este método no es adecuado para encontrar planetas alrededor de este tipo de estrellas, ya que los cambios en el espectro de emisión estelar causados ​​por la variabilidad intrínseca de la estrella pueden enmascarar el pequeño efecto que produce un planeta.

El método es más eficaz para detectar objetos muy masivos cercanos a la estrella madre —los llamados " Júpiter calientes "— que ejercen el mayor efecto gravitatorio sobre ella y, por lo tanto, provocan los mayores cambios en su velocidad radial. Los Júpiter calientes ejercen el mayor efecto gravitatorio sobre sus estrellas anfitrionas debido a sus órbitas relativamente pequeñas y sus grandes masas. La observación de numerosas líneas espectrales y periodos orbitales permite aumentar la relación señal-ruido de las observaciones, incrementando así la probabilidad de observar planetas más pequeños y distantes; sin embargo, planetas como la Tierra siguen siendo indetectables con los instrumentos actuales. A partir de 2025, la espectroscopia Doppler ha logrado operar en el infrarrojo cercano (nIR) con una precisión inferior al metro por segundo. ^{[ 24 ]}

Otra limitación en las mediciones de velocidad radial es el impacto de la actividad estelar de la estrella anfitriona, que puede enmascarar o incluso imitar las señales planetarias. Un método para abordar la actividad estelar consiste en utilizar el modelado de procesos gaussianos para modelar la serie temporal de velocidad radial junto con los indicadores de actividad estelar, que posteriormente se pueden usar para separar la actividad estelar de las señales planetarias dentro de la serie temporal. ^{[ 25 ]}

Izquierda: Representación de una estrella orbitada por un planeta. Todo el movimiento de la estrella se produce en la línea de visión del observador; la espectroscopia Doppler proporcionará el valor real de la masa del planeta. Derecha : En este caso, ninguno de los movimientos de la estrella se produce en la línea de visión del observador y el método de espectroscopia Doppler no detectará el planeta.

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