Velocidad radial de la estrella
PLANETAS EXTRASOLARES

Velocidad radial

Principal

Las mediciones del efecto Doppler en el espectro de la estrella permiten cuantificar la velocidad radial de la estrella. A partir de la variación con el tiempo de dicha velocidad radial se pueden obtener muchos datos sobre la estrella y los posibles astros que haya girando a su alrededor.

Al representar la velocidad radial de la estrella en función del tiempo se obtiene una gráfica como la siguiente:

Velocidad sinuidal

Como los desplazamientos son muy pequeños, los detectores deben ser muy precisos para cuantificar con precisión la velocidad de la estrella. Además, el efecto es mayor si el planeta tiene una masa mayor y si se encuentra cerca de la estrella. Esto quiere decir que utilizando este método no es posible detectar, por ejemplo,  planetas de pequeña masa y/o que estén muy alejados de la estrella.

Obs. Doppler

A partir de estas mediciones se puede deducir, por tanto, un límite inferior para la masa del planeta (para conocer la masa real hace falta saber, además, cuál es la inclinación de la órbita vista desde la Tierra), así como el período de traslación del planeta, su distancia media a la estrella y la excentricidad de la órbita. Sorprende el hecho de que muchos planetas extrasolares tienen una excentricidad bastante elevada, pues en muchos planetas del Sistema Solar la excentricidad tiene un valor próximo a cero. Es decir, las órbitas de los planetas extrasolares descubiertos son mucho más alargadas, en general, que las de los planetas del Sistema Solar.

Gráfica sinuidal

Gráfica no sinuidal

Si las variaciones observadas en la velocidad radial de la estrella tienen forma sinusoidal, entonces puede deducirse que la órbita del planeta es circular.

Si la forma de la gráfica no es sinusoidal, entonces la órbita no es circular. A partir de la forma de la gráfica puede deducirse, por tanto, la excentricidad de la órbita.

Principal Primaria

Principal ] Primaria ]

Principio de Página

© David Sánchez Gómez, 2000