多普勒光谱学(Doppler spectroscopy),以
光谱学方式搜寻
太阳系外行星。该法是以观测恒星光谱中
谱线的
多普勒效应以寻找是否有行星环绕。
奥托·斯特鲁维在1952年时曾建议使用强力的
摄谱仪侦测系外行星。他指出一个如木星大小的巨大行星会使其母星轻微振动,这是因为两个天体会以两者质心为中心旋转。他推测由连续性变化的径向速度造成的
多普勒效应小幅度变化会在恒星光谱中出现,可使用强力摄谱仪在恒星光谱中看到
红移和
蓝移。但当时的技术所量测的误差高达 1,000m/s以上,无法用来侦测行星。径向速度的预期变化非常小,例如
木星在12年公转周期中使太阳
径向速度的变化只有 13 m/s,地球一年公转周期中使太阳径向速度变化更只有 0.1 m/s,因此必须要以长时间和高
光学分辨率的仪器进行观测。
光谱仪和观测技术在1980和1990年代的进步让天文学家发现了首颗
太阳系外行星。于1995年10月被侦测到的首颗系外行星
飞马座51b就是以多普勒光谱学法发现。在那之后确认了超过 300 个太阳系外行星被发现,其中大部分都是在
凯克天文台、
利克天文台、
英澳天文台和日内瓦系外行星搜寻计划以多普勒光谱学法发现。
贝叶斯-开普勒
周期图法(Bayesian Kepler periodogram)是一个数学
算法,已可成功在径向速度量测上侦测恒星周围环绕一或多颗行星。该算法涉及径向速度资料的
贝叶斯推断,必须设定一或多个开普勒轨道参数以进行
先验概率的
概率分布空间。这种分析可能必须使用
马可夫链蒙地卡罗方法实现。
本法已应用在HD 208487行星系,检测系统内可能的公转周期约1000日行星,但这也可能是恒星活动造成的假象。本法也应用在
HD 11964行星系,该系统被认为有一个运转周期一年的行星,但并未在简化的资料中发现其证据,这可能是
地球绕太阳公转造成的假象。
必须要有一系列步骤将恒星发出的光形成光谱。恒星光谱的周期变化可能会被侦测到,主要是特定
谱线的波长周期性增加或减少。这些变化可以指示恒星的径向速度因为行星的存在而改变,在光谱中产生多普勒效应。
如果行星确实存在,可以从恒星径向速度的变化得知行星的质量。以下时间和径向速度关系图就是一个特定的曲线(在圆周运动中是
正弦曲线),曲线的振幅可让我们得知行星的质量。
多普勒光谱学的主要问题是它只能量测沿着观测者视线的运动,因此行星质量的测定取决于行星轨道倾角的量测(或预测)。如果行星的轨道面平行观测者视线,恒星径向速度变化的量测将是真值;但如果轨道面和观测者视线有夹角,那行星对恒星运动的实际量将会比量测到的恒星径向速度大,因为量测值只是平行视线的一个分量,因此行星实际质量比量测值大。
为了修正此效应以测定系外行星实际质量,径向速度量测必须结合
天体测量的值,也就是恒星在天球运动方向。天体测量让研究员可以检察天体是大质量行星或
棕矮星。
进一步的问题是某些种类恒星外围有气体层围绕,且气体层会膨胀和收缩;以及一些恒星是
变星。这些恒星的光谱会因为恒星内部因素而改变,而行星的运动对光谱影像相较之下过小,因此不适合用本法。
本法较适合侦测极为接近母恒星的大质量行星,即
热木星,因为大质量行星对母星的重力影响大,可产生明显的径向速度变化。观测多个分离的谱线和多个行星公转周期可以增加观测的
信噪比,增加观测到较低质量和较远行星的机会,但仪器仍无法侦测质量相当地球的系外行星。