¿Cuál de los planetas podríamos detectar hoy solo con los movimientos del sol?

Obtener números concretos sobre la precisión de las medidas que podemos obtener de los sistemas actuales, adaptados al Sol en lugar de a estrellas lejanas, es difícil, casi imposible. Pero podemos obtener datos sobre la dificultad relativa de los planetas del sistema solar.

En primer lugar, podemos hacer algunas trampas para Mercurio y Venus, ya que ocasionalmente van frente al Sol. Dado su lapso de observación de 20 años, ha observado múltiples tránsitos de Mercurio. Los tránsitos de Venus , por otro lado, ocurren aproximadamente dos veces por siglo y, por lo tanto, ha tenido menos del 50% de posibilidades de observar uno, aunque ha tenido dos en las últimas dos décadas.

La detección Doppler se basa en que el planeta hace que su estrella se mueva ligeramente de un lado a otro, lo que hace que la luz que emite varíe en longitud de onda.

Por lo tanto, para que un planeta sea fácil de detectar, queremos que la diferencia del Sol acercándose y alejándose de nosotros sea lo más grande posible. La distancia de los objetos más grandes al baricentro está determinada por la parte de la masa de los objetos más pequeños. ( el µ ) Los objetos del sistema solar tienen una masa insignificante en comparación con el Sol, por lo que el radio de la órbita del Sol alrededor del baricentro es proporcional a la masa del planeta ya la distancia del Sol. En un sistema de dos cuerpos, los dos cuerpos y el baricentro siempre están en línea recta, por lo que la velocidad real también es proporcional a la del planeta. La combinación de estos parámetros para todos los planetas del sistema solar da la siguiente lista de desplazamientos Doppler relativos: Júpiter: 1,00 Saturno: 0,41









Neptuno: 0,13
Urano: 0,088
Tierra: 0,0014
Venus: 0,00095
Marte: 0,00018
Mercurio: 0,000047

A modo de comparación, los valores de Plutón y Ceres son 0,000019 y 0,00000034 respectivamente.

Los parámetros del relativamente pequeño Gliese 581c dan alrededor de 0,25 en esta escala, lo que indica que los extraterrestres con las capacidades de la tecnología actual de la Tierra podrían detectar a Júpiter y Saturno en nuestro sistema solar.

Una nota importante es que desde Saturno hacia afuera, no es posible observar todo el ciclo de cambio Doppler en 20 años debido a sus largos períodos orbitales. También puede obtener datos de múltiples revoluciones de los planetas interiores, lo que facilita la confirmación de las observaciones.

Dividir la señal combinada de todos los planetas del sistema solar entre sí es una tarea que requiere una transformada de Fourier.

Masajeé algunos números sin procesar de https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/

Para cada par cuerpo-Sol, la velocidad del Sol es la velocidad del planeta multiplicada por la relación de las masas, ya que orbitan alrededor de su centro de masa. La profundidad del eclipse es solo la relación de los diámetros.

Júpiter da como resultado la mayor velocidad con diferencia, aunque la amplitud del movimiento de los otros tres sigue siendo bastante grande, aunque no se puede detectar fácilmente si se tratara de un sistema solar distante.

Para los tránsitos, los cuatro planetas exteriores tienen cada uno profundidades de eclipse de aproximadamente 1,3 a 10,6 partes por mil.

                      Mercury   Venus    Earth    Mars   Jupiter  Saturn  Uranus  Neptune

mass (e+24 kg)         0.330    4.87     5.97     0.642    1898     568    86.8    102 
orbit (e+08 km)        0.58     1.08     1.50     2.28     7.79    14.3   28.7    45.0
speed (km/s)           47.4     35.0     29.8     24.1     13.1     9.7    6.8     5.4
diameter (km)          4879   12,104   12,756     6792  142,984 120,536 51,118  49,528

mass ratio (e-07)      1.66     24.5     30.0     3.23     9542    2856    436.    5.13
Sun's vel   (m/s)      0.008,   0.086    0.089   0.0078    12.5    2.77     0.30   0.28 
Sun's orbit (e+08 km)  0.0001   0.0026   0.0045  0.0007     7.43   4.09     1.25   2.31 
eclipse depth (ppm)    12       7.6      84      24       10,566   7,509   1,350  1,268

Velocidad Radial (Doppler)

Según las velocidades radiales como método de descubrimiento de exoplanetas

Desde entonces, esta técnica se ha llevado a extremos. Actualmente, los velocímetros radiales estables de última generación controlan la vibración, la temperatura y la presión de los espectrógrafos con una precisión exquisita utilizando criostatos y cámaras de vacío. Los cambios inevitables restantes en el espectrógrafo (desde, por ejemplo, cambios lentos en la estructura cristalina de los metales involucrados o salidas térmicas irregulares de la electrónica del detector) se rastrean a través de fuentes de emisión como peines de frecuencia láser, que están sincronizados con relojes atómicos. y proporcionar referencias de longitud de onda esencialmente perfectas.

Hoy en día, el estado del arte lo representan los espectrógrafos HARPS (Queloz et al 2001b) y ESPRESSO (Pepe et al 2010) de ESO, que son estables por debajo del nivel de 1 m/s (este último aspira a una precisión de 10 cm/s). .)

Por lo tanto, parece que Júpiter, Saturno y Urano posiblemente podrían detectarse con mediciones a largo plazo (del orden del siglo 1), pero los planetas interiores serían difíciles.

Recuerda que la velocidad radial máxima también está escalada por el coseno de la inclinación de la órbita con respecto a la dirección de observación. Si alguien mira normal al plano de la eclíptica, verá solo una fracción muy pequeña de la velocidad radial que se vería desde el plano de la eclíptica.

Fotometría de tránsito (Eclipse)

El umbral de sensibilidad del telescopio Kepler varía según el brillo de la estrella y el período de observación. Pero podría estimarse un umbral del orden de 10 a 100 ppm.

En este caso los resultados son similares. Los planetas exteriores (de Júpiter a Neptuno) serían fácilmente observables, pero los interiores supondrían un desafío importante.

Las restricciones en el ángulo son mucho más severas, hay una posibilidad mucho menor de que la orientación del sistema solar resulte en un tránsito geométrico, por lo que, en promedio, es muy poco probable que los tránsitos sean observables desde una posición aleatoria en el espacio.