¿Podemos conocer los planos orbitales de los cuerpos planetarios extraterrestres?

Supongo que lo que quieres decir es ¿cómo se compara el plano de la órbita con el plano de rotación ecuatorial de la estrella?

La respuesta es que puedes estimar esto usando algo llamado efecto Rossiter-McLaughlin (ver también Rossiter 1924 ; McLaughlin 1924 ).

Puede encontrar mucha información en la web; agregaré un par de enlaces cuando tenga un momento, pero para resumir:

La rotación de una estrella amplía sus líneas de absorción espectral. El hemisferio que viene hacia nosotros emite una luz que se desplaza hacia el azul, el hemisferio que retrocede se desplaza hacia el rojo. Si ahora tomamos un planeta en tránsito , durante el eclipse cruza el disco de la estrella y oscurece las regiones que están desplazadas hacia el azul o el rojo en varias cantidades.

Ahora lo que haces es medir la velocidad de la línea de visión de la estrella. Durante el tránsito, no esperaría que esto varíe debido al "bamboleo Doppler" causado por el exoplaneta, excepto que si el planeta oscurece una porción desplazada hacia el azul del disco estelar, la línea de absorción espectral neta que permanece se desplaza hacia el rojo, y viceversa. El patrón de cambio al rojo, luego al azul (o viceversa) a medida que avanza el tránsito se conoce como el efecto Rossiter-Mclaughlin.

Un esquema que muestra cómo funciona el efecto Rossiter-McLaughlin y cómo una geometría de tránsito diferente con respecto al eje de rotación de la estrella conduce a una firma de velocidad de línea de visión diferente en las líneas espectrales de la estrella. (Crédito de la imagen: Telescopio Subaru, Observatorios Nacionales de Japón).

Si el planeta orbita en el mismo plano y en la misma dirección que la rotación estelar (como casi lo hacen los planetas de nuestro sistema solar), entonces la rama desplazada hacia el azul de la estrella madre se oscurece primero, seguida de una cantidad igual de desplazamiento hacia el rojo como los planetas se mueven para oscurecer la extremidad estelar que retrocede (ver imagen arriba, izquierda). Así, las líneas de absorción estelar muestran un desplazamiento hacia el rojo seguido de un desplazamiento hacia el azul simétrico. Si el planeta estuviera retrógrado, sería simétrico pero ocurriría en el orden opuesto. Una órbita polar no mostraría efecto RM. Las órbitas inclinadas tendrían un efecto RM asimétrico, es decir, quizás más desplazamiento hacia el azul que hacia el rojo (ver imagen arriba, a la derecha).

El efecto RM no puede dar una orientación exacta, da el ángulo proyectado entre los ejes orbital y de rotación en el plano del cielo. Sin embargo, eso es suficiente para que sepamos que muchos de los exoplanetas en tránsito tienen ejes de rotación estelares y orbitales muy desalineados.

¿Hay alguna forma de encontrar el ángulo del plano orbital del exoplaneta que orbita alrededor de su estrella madre? No está claro qué es exactamente lo que estás preguntando. El planeta estará orbitando (con muy buena aproximación) en una órbita kepleriana (elipse cerrada cofocal con la estrella madre). Tal órbita tiene dos ángulos relevantes . Uno es el ángulo entre el plano orbital y la línea de visión de la Tierra (a menudo llamado ángulo de inclinación).$i$); el otro es la dirección del periapsis orbital (generalmente medido como el ángulo en el plano orbital entre la línea de nodos y el periapsis).

En caso de detecciones de tránsito,$i\sim 90^\circ$(porque de lo contrario, no habrá eclipse/tránsito), pero no puede (generalmente) inferirse para detecciones de velocidad radial. Dado que la amplitud de la velocidad radial observada es proporcional a$M\sin i$, esto implica que la masa del planeta es limitada pero podría ser mayor que para$i=90^\circ$.