Können wir die Orbitalebenen außerirdischer Planetenkörper kennen?

Ich nehme an, Sie meinen, wie ist die Ebene der Umlaufbahn im Vergleich zur äquatorialen Rotationsebene des Sterns?

Die Antwort ist, Sie können dies irgendwie abschätzen, indem Sie den sogenannten Rossiter-McLaughlin- Effekt verwenden (siehe auch Rossiter 1924 ; McLaughlin 1924 ).

Sie können viele Informationen im Internet finden - ich werde ein paar Links hinzufügen, wenn ich einen Moment Zeit habe - aber um zusammenzufassen:

Die Rotation eines Sterns verbreitert seine spektralen Absorptionslinien. Die uns entgegenkommende Hemisphäre sendet blauverschobenes Licht aus, die zurückweichende rotverschobene. Nehmen wir nun einen vorbeiziehenden Planeten, so überquert dieser während der Sonnenfinsternis die Scheibe des Sterns und verdunkelt verschieden stark blau- oder rotverschobene Regionen.

Jetzt messen Sie die Sichtliniengeschwindigkeit des Sterns. Während des Transits würden Sie nicht erwarten, dass sich dies aufgrund des vom Exoplaneten verursachten "Doppler-Wobbelns" ändert, außer dass, wenn der Planet einen blauverschobenen Teil der Sternscheibe verdeckt, sich die verbleibende Netto-Spektralabsorptionslinie nach Rot verschiebt, und und umgekehrt. Das Muster der Rot-, dann Blauverschiebung (oder umgekehrt) während des Transits ist als Rossiter-Mclaughlin-Effekt bekannt.

Ein Schema, das zeigt, wie der Rossiter-McLaughlin-Effekt funktioniert und wie eine andere Transitgeometrie in Bezug auf die Rotationsachse des Sterns zu einer anderen Sichtlinien-Geschwindigkeitssignatur in den Spektrallinien des Sterns führt. (Bildnachweis: Subaru Telescope, National Observatories of Japan.)

Wenn der Planet in der gleichen Ebene und in der gleichen Richtung wie die Sternrotation umkreist (wie es die Planeten in unserem Sonnensystem fast tun), dann wird zuerst der blauverschobene Rand des Muttersterns verdeckt, gefolgt von einer gleichen Rotverschiebung wie Die Planeten bewegen sich, um den zurückweichenden Sternrand zu verdecken (siehe Bild oben links). Daher zeigen die stellaren Absorptionslinien eine Rotverschiebung gefolgt von einer symmetrischen Blauverschiebung. Wenn der Planet rückläufig wäre, wäre er symmetrisch, würde aber in umgekehrter Reihenfolge auftreten. Eine polare Umlaufbahn würde keinen RM-Effekt zeigen. Geneigte Umlaufbahnen hätten einen asymmetrischen RM-Effekt – dh vielleicht mehr Blauverschiebung als Rotverschiebung (siehe Bild oben rechts).

Der RM-Effekt kann keine genaue Orientierung geben, er gibt den projizierten Winkel zwischen Orbital- und Rotationsachsen auf der Ebene des Himmels an. Trotzdem reicht uns das aus, um zu wissen, dass viele der vorbeiziehenden Exoplaneten stark falsch ausgerichtete Orbital- und Sternrotationsachsen haben.

Gibt es eine Möglichkeit, den Winkel der Umlaufebene des Exoplaneten zu bestimmen, der seinen Mutterstern umkreist? Es ist unklar, was genau Sie fragen. Der Planet wird (in sehr guter Näherung) auf einer Kepler-Umlaufbahn (geschlossene Ellipse, kofokal mit dem Mutterstern) umkreisen. Eine solche Umlaufbahn hat zwei relevante Winkel . Der eine ist der Winkel zwischen der Umlaufbahnebene und der Sichtlinie zur Erde (oft als Inklination bezeichnet).$i$); die andere ist die Richtung der Orbitalperiapse (normalerweise gemessen als Winkel in der Orbitalebene zwischen der Knotenlinie und der Periapse).

Im Falle von Transitdetektionen,$i\sim 90^\circ$(denn sonst wird es keine Finsternis/Transit geben), aber es kann (normalerweise) nicht für Radialgeschwindigkeitsdetektionen gefolgert werden. Da die Amplitude der beobachteten Radialgeschwindigkeit proportional ist$M\sin i$, dies impliziert, dass die Planetenmasse nur begrenzt ist, aber größer sein könnte als für$i=90^\circ$.