Wykrywanie egzoplanet — metoda prędkości radialnych

Co się właśnie stało?

Zwiększyłeś masę planety, a gwiazda zaczęła mocniej „chybotać" wokół wspólnego środka masy. Jej prędkość radialna oscyluje z większą amplitudą, więc linia widmowa mocniej przeskakuje ku czerwieni i ku błękitowi.

Wspólny środek masy:

Planeta i gwiazda krążą wokół tego samego punktu. Im masywniejsza planeta ($m_p$), tym większa orbita gwiazdy ($a_\star$) i tym szybciej gwiazda się porusza.

Amplituda prędkości radialnej:

Przy ustalonej gwieździe i okresie obiegu amplituda $K$ jest wprost proporcjonalna do masy planety. To sygnał, którego szukamy.

Efekt Dopplera — jak to mierzymy?

Gdy gwiazda ucieka, linie widmowe przesuwają się ku czerwieni; gdy się zbliża — ku błękitowi. Naprzemienne, okresowe przesunięcie zdradza obecność niewidocznej planety. Tak Mayor i Queloz odkryli w 1995 r. 51 Pegasi b (Nagroda Nobla 2019). Ciekawostka: Jowisz rozkołysuje Słońce o mniej więcej jeden jego promień.

Po co Ci to na maturze:

To modelowy przykład ruchu wokół środka masy + efektu Dopplera + zasad zachowania. Chwyt: zapamiętaj, że sygnał $K$ rośnie z masą planety, a przesunięcie linii wprost z prędkości radialnej.

Zapamiętaj: masywniejsza planeta → większe chwianie gwiazdy → większa amplituda prędkości radialnej → większe przesunięcie dopplerowskie. K ∝ m_p.