Efekt Rossitera-McLaughlina
Efekt Rossitera-McLauglina (efekt RM) – zjawisko astronomiczne, obserwowane dla gwiazd zmiennych zaćmieniowych i niektórych pozasłonecznych układów planetarnych, polegające na zmianie kształtu profilu i położenia wierzchołka linii widmowej gwiazdy podczas tranzytu słabszego składnika. Efekt ten odkryli w 1924 roku R.A. Rossiter, podczas obserwacji gwiazdy Beta Lyrae i D.B. McLaughlin, badający Algola.
Mechanizm edytuj
Na skutek obrotu gwiazdy wokół własnej osi, światło docierające z brzegu tarczy zbliżającego się do obserwatora jest przesunięte ku fioletowi, a z brzegu odalającego się od niego – ku czerwieni. Zsumowanie tych efektów prowadzi do poszerzenia linii widmowych w świetle gwiazdy. Ciało przechodzące przed tarczą gwiazdy przesłania kolejne jej fragmenty, odcinając najpierw część światła przesuniętego ku fioletowi, a później ku czerwieni. Kształt profilu obserwowanej linii widmowej ulega zmianie i wraz z ruchem ciała na tle tarczy gwiazdy wierzchołek linii przesuwa się w stronę czerwieni, a następnie fioletu. Odwrotna sytuacja ma miejsce w przypadku tranzytującego składnika na orbicie wstecznej.
Efekt jest najsilniejszy, gdy składnik zaćmiewający krąży w płaszczyźnie równika gwiazdy i słabnie ze wzrostem nachylenia orbity. Jeśli dodatkowo oś obserwacji nie leży w płaszczyźnie orbity, efekt staje się niesymetryczny (ciało przesłania większą część jednej półkuli niż drugiej). Pozwala to wyznaczyć kąt nachylenia płaszczyzny orbity względem płaszczyzny równika gwiazdy (zwykle oznaczany λ).
W układach planetarnych edytuj
Efekt ten został zaobserwowany do 2011 roku w 30 pozasłonecznych układach planetarnych[1]. Obserwacje ujawniły dużą różnorodność orbit: przykładowo planeta HD 209458 b krąży w płaszczyźnie równika gwiazdy (λ= 0,1 ± 2,4°), planeta Kepler-8b ma wyraźnie nachyloną orbitę (λ=−26,4 ± 10,1°), natomiast WASP-17b krąży po nachylonej orbicie ruchem wstecznym (λ= 148,5° +5,1−4,2)[2].
Wyniki tych obserwacji mają duży wpływ na modele powstawania planet. Model tworzenia się gorących jowiszy poprzez migrację wynikającą z oddziaływania z dyskiem protoplanetarnym, konkurował z modelem rozpraszania na skutek silnych oddziaływań grawitacyjnych między kilkoma planetami. Odkrycie dużego odsetku planet o nachylonych orbitach jest uznawane za argument przeciwko modelowi migracji, ze względu na to, że w tym modelu orbity zachowują początkowe nachylenie dysku, podczas gdy oddziaływania kilku ciał mogą zmieniać nachylenie orbit. Jednak istnieją alternatywne wyjaśnienia tego zjawiska – oś samego dysku mogła być nachylona względem osi rotacji gwiazdy, lub też niestabilność przepływu plazmy mogła zmienić oś obrotu gwiazdy[1].
Przypisy edytuj
- ↑ a b J.N. Winn. The Rossiter-McLaughlin effect for exoplanets. „EPJ Web of Conferences”. 11, s. 05002, 2011. DOI: 10.1051/epjconf/20101105002.
- ↑ A.H.M.J. Triaud, A. Collier Cameron, D. Queloz, D. R. Anderson i inni. Spin-orbit angle measurements for six southern transiting planets – New insights into the dynamical origins of hot Jupiters. „A&A”. 524, s. A25, 2010. DOI: 10.1051/0004-6361/201014525.
Bibliografia edytuj
- B. Scott Gaudi, The Rossiter-McLaughlin Effect [online], 2007.
- Y. Ohta, A. Taruya, Y. Suto. The Rossiter-McLaughlin effect and analytic radial velocity curves for transiting extrasolar planetary systems. „The Astrophysical Journal”. 622 (2), s. 1118–1135, 2005. DOI: 10.1086/428344. arXiv:astro-ph/0410499.