All posts by Pale Red Dot

Szanse i przeszkody dla życia na Proximie b

Autor: Prof. Rory Barnes, University of Washington

Odkrycie Proximy b to największe wydarzenie egzoplanetarne od czasu odkrycia egzoplanet. Proxima b jest trochę większa od Ziemi i znajduje się w ekosferze najbliższej gwiezdnej sąsiadki Słońca. Planeta ta może okazać się najlepszą okazją dla ludzkości do poszukiwania życia pośród gwiazd. Czy na Proxima b powstało jednak życie? Czy jest zamieszkała? Odpowiedź na te pytania nie jest obecnie możliwa, gdyż wiemy o planecie bardzo mało. Możemy jednak ekstrapolować dane ze światów naszego Układu Słonecznego oraz zastosować teoretyczne modele ewolucji galaktycznej, gwiezdnej i planetarnej, aby stworzyć realne scenariusze historii Proximy b. Możliwości są rozmaite i zależą od zjawisk zwykle badanych przez naukowców pracujących w dziedzinach uważanych za odrębne, ale zintegrowana perspektywa – perspektywa astrobiologiczna – może zapewnić realną ocenę możliwości powstania i przetrwania życia na najbliższej nam ezgoplanecie.

Jako astrobiolog i astronom na University of Washington oraz członek NASA Virtual Plenatary Lab od lat badam możliwości życia na planetach krążących wokół czerwonych karłów. Moje badania obejmują tworzenie modeli komputerowych symulujących ewolucję planet i ich atmosfer oraz to, jak z czasem zmieniają się gwiazdy i jak różnią się między sobą orbity planetarne. Odkrycie Proximy b jest dla mnie bardzo ekscytujące, jednak to, że jest wielkości Ziemi i znajduje się w ekosferze to jedynie dwa pierwsze warunki konieczne do tego, aby na planecie mogło istnieć życie, a ich lista jest znacznie dłuższa dla planet krążących wokół czerwonych karłów, niż dla gwiazd w rodzaju naszego Słońca. Jeśli Proxima b rzeczywiście znajduje się w ekosferze, czyli jest na niej woda w stanie płynnym, a być może nawet jest zamieszkała, to musiała przejść zupełnie inną ścieżkę ewolucyjną niż Ziemia. Ta różnica jest frustrująca, gdyż pierwsze interpretacje będą dla nas wyzwaniem, a jednocześnie fascynująca, ponieważ daje możliwość zobaczenia, jak ewoluują we wszechświecie planety wielkości Ziemi. Bez względu na to, czy Proxima b jest jałowym nieużytkiem, czy życie na niej kwitnie, rozpoczynamy właśnie bezprecedensowy etap odkrywania, który być może dostarczy odpowiedzi na od dawna zadawane pytanie: Czy jesteśmy sami?

Aby ocenić możliwość istnienia życia na Proximie b musimy zacząć od jedynej zamieszkałej planety, jaką znamy, czyli od Ziemi. Życie na Ziemi występuje w niezwykle różnorodnych środowiskach, na przykład w źródłach termalnych, w największych oceanicznych głębinach, w mikroskopijnych kanalikach w lodzie morskim, czy w najgłębszych poziomach skorupy ziemskiej. Bez względu na to, jak środowisko jest ekstremalne, całe życie na Ziemi wymaga trzech podstawowych składników: energii, substancji odżywczych i wody w stanie płynnym. Pierwsze dwa składniki występują we wszechświecie bardzo powszechnie, tak jak cząsteczka wody. Czynnikiem ograniczającym z punktu widzenia astrofizyki jest to, że woda musi być w postaci płynnej. Ekosfera to mapa obszaru, na którym woda mogłaby istnieć na powierzchni skalistych, podobnych do Ziemi planet, stąd jej status pierwszego warunku, jaki planeta musi spełniać, aby istniało na niej życie. Życie potrzebuje również wystarczająco dużo czasu do tego, aby powstać i ewoluować, a na Ziemi jest ono odporne na katastrofy tak trywialne, albo tak traumatyczne, jak burza. Różnorodność i uporczywość życia powstałego na Ziemi zachęca astrobiologów do wyobrażania sobie, że życie może istnieć nie tylko na egzoplanatach podobnych do Ziemi, ale również w dziwnych, egzotycznych światach.

Cóż więc mamy sądzić o Proximie b? Jest przynajmniej tak masywna jak Ziemia, a może być kilkakrotnie masywniejsza. Jej „rok” trwa trochę ponad 11 dni, a jej orbita może być kołowa lub znacząco wydłużona. Jej rodzima gwiazda posiada jedynie 12% masy Słońca, 0.1% jego jasności i wiemy o niej, że rozbłyska. Może być związana grawitacyjnie z gwiazdami Alpha Centauri A i B, które oddalone są od niej o 15 000 jednostek astronomicznych. Wszystkie trzy zawierają zdecydowanie więcej ciężkich pierwiastków niż Słońce, jednak wiemy bardzo niewiele o składzie Proximy b, czy też o tym, jak powstała. Nowe dane wskazują na obecność drugiej planety w tym systemie, której obieg wokół gwiazdy zajmuje prawie 200 dni, jednak jej istnienie nie może być na razie potwierdzone. Te fakty znamy i na ich podstawie musimy wydedukować, czy na Proximie b jest życie.

Proxima b została odkryta poprzez pomiary prędkości kątowej, które nie wiążą się z bezpośrednimi kalkulacjami jej masy, a jedynie dostarczają informację o masie minimalnej. A zatem pierwsze pytanie, na które chcielibyśmy odpowiedzieć to: Czy masa planety jest na tyle mała, aby być planetą skalistą, jak Ziemia? Jeśli planeta jest znacznie większa, może być bardziej podobna do Neptuna z grubą, gazową powłoką. Nie wiemy gdzie leży linia dzieląca egzoplanety na skaliste i gazowe, jednak modele powstawania planet i analiza planet odkrytych przez misję Keplera sugerują, że linia dzieląca znajduje się pomiędzy masą 5 a 10 razy większą od masy Ziemi. Zaledwie około 5% możliwych orbit Proximy b umieszcza ją ponad 5 masami Ziemi, więc jest bardzo prawdopodobne, że planeta należy do skalistych.

Kolejnym pytaniem, jakie musimy sobie zadać jest to, czy planeta powstała razem z wodą. Woda składa się z wodoru i tlenu, pierwszego i trzeciego pierwiastka z najpopularniejszych w naszej galaktyce, więc powinniśmy się spodziewać jej wszędzie. Jednak w małej odległości od gwiazd, czyli tam, gdzie znajduje się Proxima b, woda podgrzewana jest do stanu gazowego podczas tworzenia się planety, więc trudnym dla niej jest tę wodę zatrzymać. Planety powstające w większych odległościach mogą zgromadzić więcej wody, więc jeśli Proxima b powstała dalej od gwiazdy i później przesunęła się na swoją obecną orbitę, istnieje większe prawdopodobieństwo, że jest bogata w wodę. Na chwilę obecną nie wiemy, jak powstała planeta, ale możliwe wydają się trzy scenariusze: 1) planeta powstała tam, gdzie się teraz znajduje, głównie z miejscowego materiału; 2) planeta powstała dalej od gwiazdy, gdy dysk gazowo-pyłowy, z których powstał układ planetarny nadal istniał, a siły z dysku doprowadziły planetę na jej obecną orbitę; lub 3) planeta powstała w innym miejscu, jednak swego rodzaju niestabilność obejmująca cały układ poprzesuwała planety, a Proxima b znalazła się na swojej obecnej orbicie. Pierwszy scenariusz to ten, według którego powstały Ziemia i Wenus, więc Proxima b może, lecz nie musi posiadać znaczących zasobów wody, jeśli powstała w ten sposób. Wynikiem drugiego scenariusza są planety bogate w wodę, gdyż istnieje większe prawdopodobieństwo, że woda będzie w stanie zamarzniętym znajdując się w sporej odległości od gwiazdy, więc powstająca planeta mogłaby łatwo ją zebrać. Trzeci scenariusz nie jest rozstrzygający, ponieważ planeta mogła przemieścić się z wewnętrznej orbity, gdzie powstała bez wody, lub powstała dalej od gwiazdy i posiada wodę, jednak nie możemy być tego pewni.

Przyjrzyjmy się teraz wskazówkom pochodzącym od gwiazd. Modele komputerowe ewolucji naszej galaktyki sugerują, że gwiazdy wzbogacone o ciężkie pierwiastki, czyli takie jak Proxima, nie mogą powstać lokalnie (25 000 lat świetlnych od centrum galaktyki), gdyż nie ma tam wystarczająco dużej ilości dostępnych cząstek ciężkich. Jednak bliżej centrum galaktyki, gdzie powstawanie gwiazd jest bardziej energiczne i trwa od dawna, powstanie gwiazd takich, jak Proxima jest możliwe. Niedawne badania dr Sarah Loebman wraz z zespołem pokazały, że gwiazdy znajdujące się w naszym galaktycznym sąsiedztwie ze składem takim, jak Proxima, musiały powstać przynajmniej 10 000 lat świetlnych bliżej galaktycznego centrum. Najwyraźniej Proxima Centauri błądziła po naszej galaktyce, a jej historia mogła odegrać ważną rolę w ewolucji Proximy b.

Komputerowe modele ewolucji Drogi Mlecznej sugerują, że Proxima Centauri przemieściła się 10 000 lat świetlnych od miejsca, w którym powstałą, w kierunku na zewnątrz Drogi Mlacznej. Miejsce jej powstania zaznaczono pomarańczowym kółkiem. Słońce i Ziemia prawdopodobnie powstały blisko miejsca swojego obecnego położenia (niebieskie kółko), czyli tu, gdzie znajduje się również Proxima Centauri.
Komputerowe modele ewolucji Drogi Mlecznej sugerują, że Proxima Centauri przemieściła się 10 000 lat świetlnych od miejsca, w którym powstałą, w kierunku na zewnątrz Drogi Mlacznej. Miejsce jej powstania zaznaczono pomarańczowym kółkiem. Słońce i Ziemia prawdopodobnie powstały blisko miejsca swojego obecnego położenia (niebieskie kółko), czyli tu, gdzie znajduje się również Proxima Centauri.

Orbita Proximy krążącej wokół Alphy Centauri A i B, przy założeniu, że są ze sobą związane grawitacyjnie, jest duża w porównaniu do innych układów wielokrotnych. Co więcej, jest tak duża, że oddziaływanie gwiazd A i B na Proximę jest słabe, ale za to oddziaływanie Drogi Mlecznej w znacznym stopniu ukształtowało orbitę gwiazdy. Cała masa Drogi Mlecznej powoduje, że orbita Proximy bez przerwy zmienia zarówno kształt jak i orientację. Proxima jest również podatna na grawitacyjne spotkania z przemieszczającymi się w pobliżu gwiazdami, które mogą wpłynąć na jej orbitę. Symulacje wykonane niedawno przez prof. Nate Kaib pokazały, że te dwa efekty często prowadzą do bliskich spotkań gwiazd z układów wielokrotnych, które zaburzają ich układy planetarne. Zaburzenia są często na tyle silne, że mogą spowodować wyrzucenie planet z układu i całkowicie zmienić orbity pozostałych planet. Nowe symulacje, przeprowadzone przez Russella Deitricka pokazują, że ten scenariusz wzbudza poważny niepokój również w przypadku Proximy; istnieje spore prawdopodobieństwo, że w przeszłości Proxima przeleciała na tyle blisko Alphy Centauri A i B, że jej układ planetarny się rozpadł, wyrzucając rodzeństwo Proximy b w przestrzeń kosmiczną. Jeśli takie zaburzenie miało miejsce, Proxima b mogła nie powstać tam, gdzie widzimy ją dzisiaj, ponieważ jej orbita zostałaby nim dotknięta.

Nawet jeśli Proxima nie jest obecnie związana z Alphą Centauri A i B, wydaje się, że przemieszcza się razem z nimi i jest bardzo prawdopodobne, że gwiazdy te powstały z tego samego dysku gazowo-pyłowego. Jeśli powstały razem, powinny mieć podobny skład i być w niemal identycznym wieku. Odniesienie do wieku Alphy Centauri A i B jest o tyle ważne, że trudno jest stwierdzić wiek gwiazd o małej masie takich jak Proxima Centauri. Astronomowie mogą oszacować wiek Alphy Centauri A dzięki astrosejsmologii, nauce o „trzęsieniach gwiazd”. Gwiazdy większe od Słońca pulsują z na tyle dużą częstotliwością, że zaobserwować można wahania jasności, a ich szczegółowe monitorowanie może ujawnić wiek gwiazdy. Badania prowadzone niedawno przez dr. Michaela Bazota dowiodły, że Alpha Centauri A ma pomiędzy 3,5 a 6 miliardów lat. To zakres szerszy, niż byśmy chcieli, ale Proxima jest na pewno na tyle wiekowa, że może gościć życie, a Proxima b może nawet być w podobnym wieku, co Ziemia!

Teraz przyjrzymy się wskazówkom dostarczanym przez układ planetarny Proximy Centauri. Olbrzymia większość energii potrzebnej do życia na Ziemi pochodzi od naszego Słońca, a małe gwiazdy, takie jak Proxima, mogą produkować energię nawet przez biliony lat. Ich wielkość jest niemal minimalną wielkością gwiazdy, więc aby Proxima b mogła otrzymywać tyle energii słonecznej, co Ziemia, musi znajdować się około 25 razy bliżej swojej gwiazdy, niż Ziemia Słońca. Ta odległość to ekosfera. Proxima jest zdecydowanie ciemniejsza niż Słońce, ale i tak pozostaje ciągiem reakcji termojądrowych, więc, jeśli wszystkie inne czynniki pozostają takie same, zaistnienie życie wydaje się być bardziej prawdopodobne w większych odległościach od gwiazdy. Bliskie orbity tworzą liczne przeszkody, których nie musiało pokonywać życie na Ziemi. Są to między innymi długi okres formowania się gwiazdy, krótkie i energetyczne wyrzuty energii w postaci promieniowania UV i X, silne pole magnetyczne, większe plamy gwiazdowe, większe koronalne wyrzuty masy czy siły pływowe wynikające z grawitacji, które powodują, że właściwości obrotowe ulegają zmianie, a oceany (jeśli istnieją) i skały podlegają ocieplaniu poprzez tarcie.

Historia ewolucji jasności Proximy była wolna i skomplikowana. Wszystkie modele ewolucji gwiazd przewidują, że przez pierwszy miliard lat Proxima powoli traciła na jasności, aż do stanu, w którym znajduje się dzisiaj, co zakłada, że przez około pierwszą ćwiartkę miliarda lat powierzchnia Proximy b była za gorąca, aby osiągnąć warunki podobne do ziemskich. Jak pokazałem niedawno z Rodrigo Lugerem, gdyby nasza obecna Ziemia znalazła się w takiej sytuacji, stałaby się światem podobnym do wenusjańskiego, z rozszalałym efektem cieplarnianym mogącym zniszczyć całą znajdującą się na planecie wodę. Takie wysychanie jest możliwe, gdyż wiązania cząsteczkowe pomiędzy wodorem i tlenem w wodzie mogą być zniszczone w wyższych partiach atmosfery przez promieniowanie pochodzące od gwiazdy, a wodór, będąc najlżejszym pierwiastkiem, może uciec grawitacji planety. Bez wodoru nie może istnieć woda, a planeta nie nadaje się do życia. Ucieczka czy uniknięcie tego niepohamowanego efektu cieplarnianego było największym wyzwaniem w szansie Proximy b na utworzenie życia.

Ekosfera Proximy Centauri przesunęła się bliżej gwiazdy, odkąd ta powstała, co może oznaczać, że Proxima b straciła wodą krótko po swoim powstaniu, kiedy układ miał 1-10 miliona lat. Ekosfera, zaznaczona kolorem niebieskim, nie docierała do orbity Proximy b aż do prawie 200 milionów lat po tym, jak powstał układ. Ta początkowa jasność może być największą przeszkodą dla punktu zaczepienia dla życia na Proximie b.
Ekosfera Proximy Centauri przesunęła się bliżej gwiazdy, odkąd ta powstała, co może oznaczać, że Proxima b straciła wodą krótko po swoim powstaniu, kiedy układ miał 1-10 miliona lat. Ekosfera, zaznaczona kolorem niebieskim, nie docierała do orbity Proximy b aż do prawie 200 milionów lat po tym, jak powstał układ. Ta początkowa jasność może być największą przeszkodą dla punktu zaczepienia dla życia na Proximie b.

Gdy gwiazda traci na jasności, proces niszczenia cząsteczek wody zostaje wstrzymany, więc całkowite wyschnięcie jest możliwe do uniknięcia. Jeśli pozostaje jakaś woda, wówczas atmosfera może również zawierać duże ilości tlenu pozostałego po zniszczeniu pary wodnej. Duże ilości wody i tlenu mogą wydawać się dobrym przepisem na życie, jednak prawie na pewno tak nie jest. Tlen jest jednym z najbardziej reaktywnych pierwiastków, a jego obecność w młodej atmosferze Proximy b prawdopodobnie powstrzymałaby rozwój cząstek prebiotycznych, które do powstania potrzebują warunków z małą ilością tlenu. Życie na Ziemi powstało, gdy tlen był nieobecny, a fotosynteza ostatecznie utworzyła wystarczająco dużą jego ilość, aby stał się ważnym składnikiem naszej atmosfery. Zauważ, że zniszczenie tylko pewnej ilości wody prowadzi do dosyć zaskakującej możliwości, że planeta mogła posiadać oceany i atmosferę bogatą w tlen, ale nie miała możliwości podtrzymania życia!

Kolejną intrygującą możliwością jest to, że Proxima b zaczynała jako planeta podobna do Neptuna, ale początkowa jasność gwiazdy i jej rozbłyski zniszczyły atmosferę bogatą w wodór, aby odkryć gościnną dla życia Proximę znajdującą się niżej. Taki świat badał Rodrigo Luger, ja oraz inni naukowcy i ustaliliśmy, że jest to realna droga do uniknięcia całkowitego wyschnięcia. Przede wszystkim, atmosfera wodorowa chroni wodę. Jeśli w powstałej Proximie b 0.1-1% masy stanowiłaby powłoka wodorowej, planeta straciłaby wodór, ale nie wodę, potencjalnie stając się otwartym na życie światem, gdy jej gwiazda osiągnęła swoją obecną jasność.

Ten szeroki zakres możliwych ścieżek ewolucyjnych stawia onieśmielające wyzwanie dla przyszłych ziemskich i kosmicznych teleskopów, które będą szukać życia w atmosferze Proximy b. Na szczęście moi współpracownicy z Virtual Planetary Lab, prof. Victoria Meadows, Giada Arney i Edward Schwieterman pracują nad technikami odróżniania możliwych stanów atmosfery Proximy b, nie martwiąc się na razie tym, czy powstało na niej życie, czy nie. Niemal wszystkie elementy atmosfery widoczne są w spektrum, więc z naszą wiedzą o możliwych historiach planety możemy zacząć tworzyć instrumenty i planować obserwacje, które wskażą najważniejsze różnice. Na przykład przy wystarczająco wysokim ciśnieniu cząsteczki tlenu mogą na chwilę związać się ze sobą i stworzyć obserwowalną właściwość w spektrum. Co najważniejsze, ciśnienie wymagane przez obserwatorów, aby mogło zostać wykryte, jest na tyle duże, że umożliwia rozróżnienie pomiędzy planetą ze zbyt dużą ilością tlenu, a taką z ilością odpowiednią do życia. Dowiadując się coraz więcej o planecie i układzie, będziemy mogli stworzyć bibliotekę obejmującą możliwe spektra, z pomocą których ilościowo będziemy w stanie ustalić jak prawdopodobne jest istnienie życia na Proximie b.

Początkowa jasność gwiazdy, wokół której orbituje planeta, jest największą przeszkodą dla życia, jednak inne kwestie również są istotne. Jedną z przeszkód, które początkowo uważano za uniemożliwiające życie na planetach krążących wokół czerwonych karłów była możliwość rotacji synchronicznej, oznaczającej, że jedna z półkul przez cały okres obiegu jest zwrócona w kierunku gwiazdy. Dzieje się to z naszym Księżycem, którego te same siły pływowe podnoszące oceany sprawiły, że Księżyc pokazuje tylko jedną swoją połówkę Ziemi. Ze względu na to, że Proxima b krąży tak blisko swojej gwiazdy, może ona znajdować się w takiej sytuacji, a zależy to od kształtu jej orbity. Przez dekady astronomowie uważali, że planeta w rotacji synchronicznej byłaby pozbawiona życia, ponieważ uważali, że atmosfera nad wiecznie ciemną półkulą zamarza i opada na powierzchnię. Obecnie uważa się to za mało możliwe, gdyż wiatry w atmosferze przenoszą energię na całą planetę i podtrzymują po stronie ciemnej ciepło wystarczające do tego, aby atmosfera nie zamarzała. Jeśli więc chodzi o stabilność atmosferyczną, rotacja synchroniczna nie jest przeszkodą dla zaistnienia życia na planecie.

Choć rotacja synchroniczna nie jest bardzo niebezpieczna dla życia, możliwe jest, że siły pływowe dostarczają duże ilości energii do atmosfery i wnętrza planety. Energia ta często jest nazywana „pływowym grzaniem” i wynika z deformacji planety spowodowanej zmianami w sile grawitacyjnej gwiazdy, która oddziałuje na planetę na całej jej średnicy. Na przykład, jeśli planeta ma orbitę eliptyczną, będąc bliżej gwiazdy odczuwa większą grawitację niż wtedy, gdy jest od niej oddalona. Ta różnica spowoduje, że kształt planety zmieni się, a taka deformacja wywołać może tarcie pomiędzy wewnętrznymi warstwami planety, wytwarzając ciepło. W ekstremalnych przypadkach pływowe grzanie może zapoczątkować niepohamowany efekt cieplarniany w rodzaju tego, który wysuszył Wenus, niezależnie od światła gwiazdy. Nie jest prawdopodobne, żeby Proxima b znajdowała się w tym stanie, ale grzanie pływowe nadal może być tam bardzo silne, powodując ciągłe erupcje wulkaniczne, jak na księżycu Jowisza, Io, lub/i wznosząc ogromne fale oceaniczne. Na podstawie posiadanych przez nas informacji nie jesteśmy w stanie stwierdzić wielkości grzania pływowego, jednak musimy być go świadomi i badać jego implikacje.

Krótkie, wysokoenergetyczne wybuchy Proximy Centauri, zwane rozbłyskami uważane są ze utrudnienie dla powstania życia na powierzchni planety orbitującej wokół czerwonego karła. Rozbłyski i erupcje z małych obszarów na powierzchni gwiazd mogą spowodować krótki (kilkugodzinny czy kilkudniowy) wzrost jasności. Problem w tym, że rozbłyski emitują podmuchy dodatnio naładowanych protonów, a jak pokazała prof. Antigona Segura wraz z zespołem, zmniejszają one warstwę ozonową, które może chronić życie przed szkodliwym, wysokoenergetycznym promieniowaniem UV. Rozbłyski na Proximie mają miejsce znacznie częściej, niż na Słońcu, a ponieważ Proxima b znajduje się znacznie bliżej swojej gwiazdy, niż Ziemia, prawdopodobnie jest poddawana powtarzającym się bombardowaniom. Jeśli atmosfera mogłaby rozwinąć solidną tarczę, która chroniłaby przed tymi erupcjami, jak na przykład silne pole magnetyczne, wówczas rozbłyski mogłyby nie mieć dla życia znaczenia. Tak samo byłoby w przypadku, gdyby życie istniało kilka metrów pod wodą. Wówczas rozbłyski nie powinny być śmiertelne dla życia na Proximie b.

Niepokój o rozbłyski naturalnie prowadzi do pytania, czy planeta w ogóle posiada chroniące ją pole magnetyczne jak Ziemia. Przez lata wielu naukowców uważało, że powstanie takich pól magnetycznych jest niemożliwe na planetach podobnych do Proximy b, ponieważ rotacja synchroniczna by to uniemożliwiła. Uważano, że pole magnetyczne jest generowane przez prąd elektryczny poruszający się w jądrze planety, a ruch naładowanych cząstek potrzebnych do wytworzenia tego prądu jest spowodowany ruchem obrotowym planety. Wolno obracająca się planeta może nie być w stanie transportować naładowanych cząstek na tyle szybko, aby wygenerować pole magnetyczne mogące odepchnąć rozbłyski i sprawić, że planety w ekosferze czerwonych karłów będą mogły utrzymać atmosferę. Jednak nowsze badania pokazują, że pola magnetyczne planet są tak naprawdę utrzymywane przez konwekcję, czyli proces, dzięki któremu gorący materiał wewnątrz jądra unosi się, stygnie i ponownie opada. Ruch obrotowy pomaga, ale dr Peter Driscoll i ja niedawno obliczyliśmy, że konwekcja zupełnie wystarcza do utrzymania silnego pola magnetycznego na planecie o rotacji synchronicznej z i pływowym grzaniem przez miliardy lat. Jest zatem całkowicie możliwe, że Proxima b posiada silne pole magnetyczne i może odpierać rozbłyski.

Czy Proxima b jest zatem zdolna do podtrzymania życia? Krótka odpowiedź brzmi: „To skomplikowane”. Nie dokonaliśmy wielu obserwacji, ale to, co wiemy pozwala na zawrotną ilość możliwości. Czy Proxima b przebyła połowę galaktyki? Czy przetrwała niestabilność obejmującą cały system planetarny, która wyrzuciła jej rodzeństwo w kosmos i zmieniła jej orbitę? Jak radziła sobie z początkową wysoką jasnością swojej gwiazdy? Z czego jest zrobiona? Czy zaczynała jako planeta podobna do Neptuna, a potem upodobniła się do Ziemi? Czy nieustannie bombardowana jest rozbłyskami i koronalnymi wyrzutami masy? Czy jest pływowo ogrzana do stanu przypominającego (lub gorszego niż) stan Io? Są to najważniejsze pytania, na które musimy odpowiedzieć, aby stwierdzić potencjalną zdolność Proximy b do podtrzymywania życia i ustalić, czy nasza najbliższa galaktyczna sąsiadka to niegościnny nieużytek, zamieszkana planeta czy przyszły dom dla ludzkości.

Ostatnie pytanie nie jest aż tak retoryczne, jak mogłoby się wydawać. Skoro życie potrzebuje źródła energii, możliwym jest, na dłuższą metę – a na myśli mam dłuuugą metę – żeby planety takie jak Proxima b stały się idealnymi miejscami do życia. Nasze Słońce wypali się już za 4 miliardy lat, a Proxima Centauri istnieć będzie przez kolejnych 4 biliony lat. Co więcej, jeśli „planeta c” istnieje i lekko wpływa na orbitę b, grzanie pływowe mogłoby nieskończenie dostarczać skromną ilość energii do wnętrza b, zapewniając energię do utrzymania stabilnej atmosfery. Jeśli ludzkość ma przeżyć dłużej niż Słońce, musimy opuścić Układ Słoneczny i podróżować do innych gwiazd. Jeśli Proxima b jest zdolna do podtrzymania życia, może być idealnym miejscem do przeprowadzki. Być może właśnie odkryliśmy przyszły dom dla ludzkości! Jednak aby wiedzieć to na pewno, musimy wykonać o wiele więcej obserwacji, przeprowadzić o wiele więcej symulacji komputerowych i, przy odrobinie szczęścia, wysłać sondy, które wykonają pierwszy bezpośredni rekonesans egzoplanety. Podtrzymująca życie czy nie, Proxima b oferuje nowe spojrzenie na to, jak planety i życie wpasowują się w nasz wszechświat.

Podziękowania dla Victorii Meadows, Edwarda Schwietermana, Giada Arney i Petera Kelley.

Nota edytorska. Jest to artykuł popularnonaukowy oparty o naukowy raport “The habitability of Proxima b I : Evolutionary scenarios”, http://adsabs.harvard.edu/abs/2016arXiv160806919B , który został przedłożony do Journal Astrobiology 25 sierpnia. Ocena przypuszczalnego położenia Proximy b w ekosferze jest kluczowa dla interpretacji znaczenia wykrycia Proximy b, zaprojektowania przyszłych obserwacji, a nawet nadania nowych kształtów instrumentom i misjom kosmicznym. W momencie ogłoszenia odkrycia, zespół Pale Red Dot nawiązał kontakt z dwiema grupami ekspertów, aby ocenili oni te wczesne przypuszczenia o umiejscowieniu Proximy b w ekosferze. Prof Rory Barnes przewodniczył jednej z tych grup. Wyniki pracy drugiej grupy (prowadzonej przez I. Ribas i M. Turbat) streszczone są na stronie: http://proximacentauri.info i są technicznie wyjaśnione w dwóch artykułach. Kolejne badania z pewnością są w toku.

PurpleMountain

O autorze. Rory Barnes jest profesorem astronomii i astrobiologii Univeristy of Washington w Seattle. Doktorat z astronomii uzyskał na University of Washington w 2004 roku. Po pracy na stanowisku podoktorskim w Lunar Planetary Laboratory na University of Arizona w Tucson powrócił na University of Washington i do NASA Virtual Planetary Lab w roku 2009, przyłączając się do kadry UW w roku 2013. Bada egzoplanety poprzez modele komputerowe. Z początku zajmował się dynamiką orbit, ale poszerzył swoje badania, które obecnie obejmują rolę Drogi Mlecznej, ewolucję gwiazd, efekty atmosferycznych oraz termiczną i magnetyczną ewolucję wnętrz planet typu ziemskiego. 

Artykuł powstał w ramach kampanii społecznej projektu Pale Red Dot i w oryginale dostępny jest na stronie projektu pod adresem: http://www.palereddot.org

Tłumaczenie na język polski: Puls Kosmosu / Ewa Stokłosa

Proxima b is our neighbor… better get used to it!

It is true. We are convinced that there is a planet orbiting Proxima now. The evidence goes as follows : a signal was spotted back in 2013 on previous surveys (UVES and HARPS). The preliminary detection was first done by Mikko Tuomi, our in-house applied mathematician and his Bayesian codes. However, the signal was not convincing as the data was really sparse and the period was ambiguous (other possible solutions at 20 and 40 days, plus a long period signal of unknown origin). We followed up Proxima in the next years but our two observing runs were 12 days, barely sufficient to secure a signal which ended up being 11.2 days. So the Pale Red Dot was designed with the sole purpose of confirming or refuting its strict periodicity, plus carefully monitor the star for activity induced variability. We got very lucky with the weather so we obtained 54 out of 60 observations. The photometric monitoring telescopes (ASH2 and several units of Las Cumbres Observatory Global Telescope network), worked flawlessly so we could see the effect of spots, flares and rotation of the star, which also had a footprint on the spectra. However, nothing indicated that spurious variability would be happening at 11.2 days.

This plot shows how the motion of Proxima Centauri towards and away from Earth is changing with time over the first half of 2016. Sometimes Proxima Centauri is approaching Earth at about 5 kilometres per hour — normal human walking pace — and at times receding at the same speed. This regular pattern of changing radial velocities repeats with a period of 11.2 days. Careful analysis of the resulting tiny Doppler shifts showed that they indicated the presence of a planet with a mass at least 1.3 times that of the Earth, orbiting about 7 million kilometres from Proxima Centauri — only 5% of the Earth-Sun distance.
This plot shows how the motion of Proxima Centauri towards and away from Earth is changing with time over the first half of 2016. Sometimes Proxima Centauri is approaching Earth at about 5 kilometres per hour — normal human walking pace — and at times receding at the same speed. This regular pattern of changing radial velocities repeats with a period of 11.2 days. Careful analysis of the resulting tiny Doppler shifts showed that they indicated the presence of a planet with a mass at least 1.3 times that of the Earth, orbiting about 7 million kilometres from Proxima Centauri — only 5% of the Earth-Sun distance.

So that’s basically it : the Pale Red Dot campaign also detects the same period, and confirms that the signal has been in phase for the 16 years of accumulated observations. This is a requirement for a proper Keplerian orbit. Features like starspots are more short lived plus affect the velocities in the time-scales of the rotation of the star, which is now confirmed at ~83 days.

The combination of all the data produces this periodogram

detection_periodogram

which leaves little doubt to the reality of the signal. The peaks in a periodogram tells us where a significant period is spotted, plus give us information about its significant. The horizontal lines correspond to False Alarm Probabilities of 10%, 1% and 0.1%. Our signal is now well beyond that. The probability of a statistical false positive is smaller than one of ten millions!

So what we know? We know the period and the size of the radial velocity wobble. From that we derive a minimum mass of 1.3 masses of the Earth. With the period and the mass of the star, we know it orbits at 5% of an astronomical unit (this is 20 times closer than Earth is from the Sun), which combined with the luminosity of the star tells us that the planet is warm and can currently support liquid water on its surface. Beyond this, all is mostly speculative. But one can do simulations and educated guesses. If you want to learn more about them, follow forthcoming articles at

www.proximacentauri.info

and a contributed one to this website by Rory Barnes.

We had a press release event at ESO today. We want to thank everyone for the passion and effort shared in this project, including the Breakthrough Starshot foundation and its chair Pete Worden for giving us their support. We hope to reach the stars, there is a foundation to promote technological advancements, and now we have a target. The sky is the limit!

Peer review — or how an experiment becomes scientific literature

What is happening now?

Now that the data collection and  analysis are complete and the results written in a paper, the next step is for the paper to be verified by the scientific community before going public. Peer review is the process the scientific community uses  for quality control of results. While a new exoplanet or supernova might have little impact on our immediate life, mistakes in some scientific disciplines (eg. biomedical research, chemistry, climate change,.. ) can have very serious consequences. Requests for research funding, patents, space missions and even new medicines are generally not accepted unless they rely on publicly available, peer reviewed research.

An important component of the peer review process are the scientific journals. Some journals will publish anything as long as it is scientifically correct, while some others will only publish results that are deemed novel or represent a very significant advance.

Who decides what it is correct and significant?

For each paper, there are at least two key people that are responsible for assessing correctness and significance. They are the editor and the referee(s). To understand how peer review works, it is better to explain the life cycle of a scientific paper.

Flow chart of the peer review process.
Flow chart of the peer review process. The approximate status of our paper as of July 1st, is marked with the red dot.

Submission

The authors must choose to submit their paper to a journal of their choice. Once the journal receives the manuscript, a scientific editor is assigned to it. This editor manages and supervises the process. Editors are respected senior scientists that work full-time for the journal, or work at a University and part-time for the journal. Papers can be rejected at this stage because the editor considers there is not sufficient original science in the result, or because the article does not match the philosophy of the journal.

Paper sent to review

After a preliminary quality assessment, the editor will search for experts to provide a more detailed revision.  These experts (called referees) are scientists not involved in the result but are experts in the field to which the paper relates. One or more referees can be assigned to a paper, and they are asked to submit a report within a  few weeks.

Referees’ opinions have a lot of leverage over the fate of a scientific result. Since referees are likely to be working on a related topic, conflicts of interest can arise and it is the editors job to carefully monitor the process. For example, if a reviewer is exceedingly enthusiastic, aggressive (or even careless), editors can search for additional referees or ignore a review. Referees are asked to follow strict ethical rules and confidentiality. The identity of the referees is not revealed to the authors to protect their independence.

First revision

After a while referee reports are sent to the editor and s/he then decides whether or not to proceed with the publication. Passing first revision is an important milestone because serious show stoppers are often identified at this stage. If the referee reports are not negative, the editor forwards them to the authors, and they are given some time to address comments and criticisms. Typical requests consist of providing additional data, analyses, adding references to previous work, and providing better discussion on obscure points of the original manuscript.

This is where we are with our Proxima paper!

After implementing the changes, the authors re-submit the article together with responses to the referee reports. The editor forwards all this information to the referees, and the process is iterated until the editor accepts it.

Acceptance

At acceptance the editor has become convinced that the paper meets the quality standards of the journal. They then write an acceptance notification which is met with great delight by the authors.

We hope to reach that point soon!

… but it is not over yet

Acceptance only concerns the content. At this stage authors might need to remake plots, prepare final tables and even rewrite some small parts of the paper. This process is done in collaboration with the production teams of the journal and can take from a few days to a few weeks. Final editing is performed in collaboration with professional writers who take account of English language and style.

As in any other professionally published work, the last editorial step consists of sending the paper in its very final format (commonly called  ‘galley proofs’) to the authors for their final approval. When this is done, a publication date is assigned and the peer review process is complete.

…hooray!

Scientific results can also be presented in conferences or other media, but these are not considered valid references unless they are published in a peer review journal. Alternative peer review procedures are being tested, but still the vast majority of scientific production goes through this classic peer review system.

… reaching the public!

It is becoming increasingly important to raise awareness of new scientific (peer reviewed) discoveries, and to be clear of what they mean to all of us. Scientists often don’t have time nor the skills to do that, so this falls into the hands of outreach, press offices, science writers and science communicators in general. When a significant result is achieved, the information needs to be transformed from the dry rigour of a scientific paper to something non-specialised audiences can digest. This includes the so-called general public, but also companies, governments and policy makers who might need to decide on crucial matters based on the most updated evidence.

So, if you are a scientist and once the paper is accepted for publication, it’s a good time to contact your outreach department and work together on how to best bring the new results to the public.

Farewell, Pale Red Dot #1

The Pale Red Dot team now goes back to their daily duties. A research paper has been written and submitted to a research journal. The review process can take anytime between a few weeks to a few months. Fingers crossed! The web articles and posts in social media will remain available for your enjoyment.

A second phase of Pale Red Dot project might start soon, with more articles and further details on what the data tells us. Do not delete us from your favourite lists just yet!

Cheers, and don’t forget to look at the sky from time to time!

all

Pale Red Dot team

Science and edition; Guillem Anglada-Escude (editor-in-chief), Gavin Coleman, John Strachan (QMUL/UK), Cristina Rodríguez-López, Zaira M. Berdinas, Pedro J. Amado (IAA/Spain), James Jenkins (UChile/Chile), Mikko Tuomi (Herts/UK), Christopher J. Marvin, Stefan Dreizler (U.Goettingen/Germany), Julien Morin (U.Montpellier), Alexandre Santerne (CAUP/Portugal), Yiannis Tsapras(Heidelberg/Germany).

Support; Matthew McKinley Mutter (English language editor, QMUL/UK), Predrag Micakovic (web & IT support, QMUL/UK), Silbia López de Lacalle, Ruben Herrero Illana (Editorial support and spanish translations, IAA/CSIC), Radek Kosarzycki (media partner, polish translations)

Observatories; Oana Sandu, Lars Lindberg Christiansen, Richard Hook (European Southern Observatory, Education and Public Outreach Department), Edward Gomez (LCOGT.net, Scientist & outreach officer), Nicolás Morales (Research scientists, SPACEOSB-San Pedro de Atacama Celestial Explorations)

Biosignature Gases: A Needle in a Haystack

Autor: Sara Seager, Massachusetts Institute of Technology (MIT)

Gdzieś tam w przestrzeni kosmicznej, żyjący, oddychając świat spokojnie krąży wokół własnej gwiazdy. Na powierzchni tego globu istnieje dynamiczny ekosystem obficie wypełniony bakteriami. Życie tam nie charakteryzuje się świadomością ani inteligencją, jednak planeta to to aktywny, żyjący świat, w którym występują cykle procesów geofizycznych, chemicznych i biologicznych. Na powierzchni istnieją oceany wody, kontynenty, góry i wulkany. Uważamy, że w naszej Galaktyce mogą znajdować się miliony, jeżeli nie miliardy takich planet. Czy Proxima Centauri też miała tyle szczęścia i wokół niej krąży taka planeta?

Aby stwierdzić czy na planecie istnieje życie, nie wystarczy wiedzieć, że planeta jest skalista i znajduje się w strefie zamieszkiwalnej wokół swojej gwiazdy macierzystej. Musimy mieć możliwość badania atmosfery takiej planety. W przypadku Proxima Cenaturi, w tym celu będziemy musieli skorzystać z innego teleskopu niż ten, którego użyliśmy do odkrycia planety. A dokładniej mówiąc, chcemy obserwować atmosferę planety, aby ocenić potencjał cieplarniany atmosfery, co pozwoli nam ocenić czy temperatura na powierzchni planety jest odpowiednia do powstania tam życia. Następnie chcemy określić, czy w atmosferze znajdują się gazy, które wskazują na to, że planeta może być przyjazna dla życia. Największym wyzwaniem, ale tez największym magnesem jest zbadanie czy atmosfera egzoplanety zawiera gazy, które mogą wskazywać czy na powierzchni planety istnieje życie.

exoplanet-chemical-signatures
How to measure the chemical signatures in the atmosphere of a transiting exoplanet. The total light measured off-transit (B in the lower left figure) decreases during the transit, when only the light from the star is measured (A). By subtracting A from B, we get the planet counterpart, and from this the “chemical fingerprints” of the planet atmosphere can be revealed. Credits: NASA/JPL-Caltech.

Mówiąc zamieszkiwalna mam na myśli planetę na powierzchni której występują oceany ciekłej wody, ponieważ życie jakie znamy potrzebuje wody do przeżycia. Jednak z uwagi na fakt, że trudno dostrzec oceany z tak daleka, będziemy poszukiwać pary wodnej w atmosferze i uznawać, że jest ona wskaźnikiem istnienia oceanów ciekłej wody. Mówiąc możliwie zamieszkana mam na myśli sytuację, w której identyfikujemy oznaki życia na podstawie gazów będących swego rodzaju biosygnaturą – gazów powstających wskutek aktywności biologicznej i zbierających się w atmosferze egzoplanety na tyle dobrze, abyśmy byli w stanie dostrzec je z daleka. Nawet jeżeli mielibyśmy na tyle dużo szczęścia, aby odkryć tego typu gazy na planecie skalistej krążącej wokół Proxima Centauri, nie mielibyśmy pojęcia czy zostały one wyprodukowane przez niewielkie mikroby, potężne zwierzęta czy inteligentne humanoidy. Nie wiedzielibyśmy także czy życie odpowiedzialne za wyprodukowanie tych gazów oparte jest na węglu, czy może na zupełnie innym pierwiastku. Skupiamy się na tym co organizmy żywe robią – zachodzi w nich metabolizm i powstają gazy z nim związane, a nie na tym czym jest życie.

Oxygen is our most compelling biosignature gas. Oxygen fills Earth’s atmosphere to 20% by volume. But, without plants or photosynthetic bacteria, Earth’s atmosphere would have virtually no oxygen. Oxygen, and its photochemical byproduct ozone, have strong spectral features at a range of wavelengths, accessible with future ground- and space-based telescopes that might be able to study atmospheres of any planets discovered orbiting Proxima Centauri. If we detect oxygen, astronomers and the public alike will be absolutely ecstatic. But does an oxygen detection mean we have found alien life? No. Unfortunately the attribution of oxygen—or any gas—to life is an in depth, complicated, and somewhat subjective process. The reason is that there are many ways oxygen can be produced, and accumulate, in an exoplanet atmosphere that has nothing to do with life. We must be able to rule out all other possibilities of oxygen generation by non-biological processes. Even then, we will only be able to claim a strong suggestion of life detection not a robust detection.

A flurry of recent activity has detailed a number of different oxygen-producing scenarios that are not related to life. Most of the scenarios have to do with a lack of oxygen “sinks”. If oxygen is not destroyed, then even small quantities of oxygen can accumulate over a large amount of time. One of the more compelling oxygen false positive scenarios is related to the ultraviolet (UV) radiation of exoplanet host stars. The UV radiation splits apart molecules in the planet atmosphere, setting off a chain of chemical reactions that produce byproducts that can destroy oxygen. A major player, OH, is nicknamed the “garbage eater of the atmosphere” because of its power to destroy oxygen and other gases. M dwarf stars typically have a high far-ultraviolet radiation flux (< 200 nm) and a lower near-ultraviolet radiation flux (200-300 nm) compared to our Sun. Any exoplanet orbiting an M star will therefore be subject to different photochemistry than Earth’s atmosphere. Specifically, the chains of reactions that produces OH are weaker, owing to strong far-ultraviolet radiation. With a much smaller amount of OH compared to Earth’s atmosphere, abiotic oxygen can accumulate. To identify this false positive scenario we would need to be able to measure Proxima Cenaturi’s far-UV and near-UV radiation. Other oxygen false-positive scenarios include planets with a carbon dioxide-dominated atmosphere but little volcanic emission, an M star that took a very long time to reach a stable hydrogen burning phase, a planet undergoing a transient ocean evaporation from a runaway greenhouse effect, and more. If we are so lucky to find oxygen on Proxima Centauri, we will have a lot of further observations and atmosphere modeling work to do to understand if the oxygen can be attributed to life or if it might be a false positive.

Beyond oxygen, astronomers also consider a wide range of other biosignature gases, including methane, nitrous oxide, dimethyl sulfide, and others. Despite a growing list and detailed studies, I worry that the list of gases may be too limited, or that the types of planets modeled—usually small deviations from an Earth twin—are not broad enough to anticipate the range of what planet types are out there. If Proxima Cenaturi has a rocky planet in its habitable zone, we should do all we can to make sure we don’t miss a sign of life, just because we were too constrained in our thinking.

Life on Earth produces literally thousands of gases. Most are produced in too small quantities to accumulate to any reasonable level in Earth’s atmosphere. In addition, most are produced for highly organism-specific reasons—such as stress and signaling—that appear to be whims of evolution. Some molecules could be produced in larger quantities on another planet and/or accumulate in an exoEarth atmosphere to high levels, depending on the exoEarth ecology and surface and atmosphere chemistry. In other words, there is a possibility that any gas might be a biosignature gas, if it is present in very high quantities in an exoplanet atmosphere and can’t otherwise be explained away.

Motivated by this reasoning, my team spent a few years constructing and curating a list of all molecules that exist in gas form in a planet atmosphere with a similar temperature and pressure to Earth’s. We both combinatorically constructed lists and also exhaustively searched the literature and found about 14,000 molecules. About 2500 of these are hydrocarbons. We plan to work through this list in classes of molecules to understand their atmospheric and surface chemistry, photochemistry, and spectral properties. From this we can select both promising chemical candidates, and promising ways to search the spectrum that could capture the most diverse range of such candidates.

F7.large (1)
Schematic for the concept of considering all small molecules in the search for biosignature gases. The goal is to generate a list of all small molecules and filter them for the set that is stable and volatile in temperature and pressure conditions relevant for exoEarth planetary atmospheres. Further investigation relates to the detectability: the sources and sinks that ultimately control the molecules’ accumulation in a planetary atmosphere of specific conditions as well as its spectral line characteristics. Geophysically or otherwise generated false positives must also be considered. In the ideal situation, this overall conceptual process would lead to a finite but comprehensive list of molecules that could be considered in the search for exoplanet biosignature gases. Credit: S. Seager and D. Beckner.

Does this sound like a lot of work for a library of gases even though the study of atmospheres of any planets found to orbit Proxima Cenaturi and others lie a decade or more in the future? It is. But it will take a long time to fully prepare so we don’t miss out on a biosignature gas detection.

Despite an exhuberant realization that the search for and detection of biosignature gases is within reach, there is a long road ahead. Nonetheless the coming decades are opportune for extensive progress in finding and characterizing other Earths, and full of hope for biosignature gas detection. I remain as hopeful as ever as I plan to devote the rest of my career to the search for life on exoplanets.

SeagerPhoto
Professor Seager

About the Author

Sara Seager is an astrophysicist and planetary scientist at MIT. Her science research focuses on theory, computation, and data analysis of exoplanets. Her research has introduced many new ideas to the field of exoplanet characterization, including work that led to the first detection of an exoplanet atmosphere. Professor Seager also works in space instrumentation and space missions for exoplanets, including CubeSats, as a co-I on the MIT-led TESS, a NASA Explorer Mission to be launched in 2017, and chaired the NASA Science and Technology Definition Team for a “Probe-class” Starshade and telescope system for direct imaging discovery and characterization of Earth analogs. Professor Seager was elected to the National Academy of Sciences in 2015, is a 2013 MacArthur Fellow, and in 2012 was named in Time Magazine’s 25 Most Influential in Space.

Interview to Didier Queloz — ‘From 51 Pegasi to the search for life around small stars’

Interview to Prof. Didier Queloz at University of Cambridge/UK, by Guillem Anglada-Escude

In the early 90’s the search for extra-solar planets was not even a research topic. What can you tell us about those first days?

At the end of the 80’s and early 90’s, exoplanets were not fashionable at all. I was involved in the design and building of a new type of instrument specifically designed to find planets around other stars. Our team were very successful in making key design decisions, so as soon we had the instrument on the telescope, we quickly identified one with quite a different variability from the others. It was 51 Peg.

The spectrograph concept was developed by a team under the direction of Prof. Michel Mayor. Who created the optical design? I heard that a French professor called Andre Baranne was a key person at that stage…

Yes, in any instrument, there is always an expert in precision optics. The person for that project was Prof. Andre Baranne. He was the creator of the so-called ‘white-pupil’ design, which is now adopted by most high resolution spectrometers. Before Andre’s work, spectrometers were huge, photon-eating devices. Thanks to that improvement, instruments became compact and efficient. He was close to retirement but he became very active in the project. The spectrometer was build at Observatoire de Haute Provence (OHP). In those days they had very sensitive cameras for faint objects, but a lot of telescope time could not be used because of background contamination by the moon. This is when Michel Mayor came forward offering a high resolution spectrometer for stellar astrophysics that, at the same time, would be able to detect radial velocities with unprecedented precision. Because it was a joint effort of Micheal’s team and the observatory, quite a lot of people were behind the design of the numerous subsystems.

The ELODIE spectrograph ready for operation at the 193 cm Telescoep of l'Observatoire de Haute Provence. Image credit : CNRS / OHP
The ELODIE spectrograph ready for operation at the 193 cm Telescoep of l’Observatoire de Haute Provence. Image credit : CNRS / OHP

You and Micheal Mayor were at the Geneva Observatory at the time but the spectrograph was made by OHP?

Yes, OHP built it but most participating astronomers were from Geneva. Michel already had a working instrument at OHP called CORAVEL, so it was a natural choice for him to to build the new one with them. The deal was the following; OHP would build two spectrometers, and the second one would be installed at the Swiss telescope at la Silla in Chile (CORALIE). For a number of reasons, the OHP one -ELODIE- was at the telescope first, which is where I spent most of my PhD time testing the new hardware, detectors, optical fibres, wavelength calibration using Thorium-Argon lamps and simultaneous tracking. These are obvious things to do today, but they were completely new concepts at the time. ELODIE was the first of a series of instruments that led to HARPS.

World-renowned Swiss astronomers Didier Queloz and Michel Mayor of the Geneva Observatory are seen here in front of ESO’s 3.6-metre telescope at La Silla Observatory in Chile. The telescope hosts HARPS, the world’s leading exoplanet hunter. Image credits : L. Weinstein/Ciel et Espace Photos/ESO
World-renowned Swiss astronomers Didier Queloz and Michel Mayor of the Geneva Observatory are seen here in front of ESO’s 3.6-metre telescope at La Silla Observatory in Chile. The telescope hosts HARPS, the world’s leading exoplanet hunter. Image credits : L. Weinstein/Ciel et Espace Photos/ESO

So what was the key element that made possible the breakthrough of finding the first planet in 1995?

Two really important things. We had enough telescope time to look at a meaningful sample of stars. And second, of course, we also had the machine to do it. We could regularly obtain data with a precision better than 10 m/s, which had not been possible before… and the signals were just there. Once you have done the really hard work of getting that kind of precision, the planets come for free (‘almost’). The previous precision was 50–100 m/s with instruments similar to CORAVEL, and even some first results reported by G. Marcy’s team , were in the 20–30 m/s level. When Marcy & Butler managed to get down to 5–10 m/s level, the planets started to show-up in their data too. The same for us. This new machine started delivering better than 10 m/s since the beginning, so with all this hard work done you can only start finding those planets.

How was finding 51 Peg, and more importantly, how sure were you that it was a planet? Lots of people were skeptical those days, arguing that it was an instrumental error?..an astrophysical artifact?..a binary?

In a sense, people were right to be skeptical. We were as well. You have to realize there were no known exoplanets in those days. It was a rather special situation. Today is very different. You can now publish, or claim detections of planets, even if you are not 100% sure because there are many of them so one more or less is not that transcendental. That was not the case back then. You REALLY needed to be sure. In our case, it was a new instrument and nobody was expecting to find a planet at such short period. I was the first not to expect it, and the same for Michel Mayor. Michel was on sabbatical, so I started the observation program more or less alone. Quite early on I picked up a strange object. It was weird, that star was clearly not stable above those 10 m/s, but it was known to be a very non-active sun-like star too. I kind of felt responsible for the operation of the spectrograph and all the software, so I became completely obsessed with it. I observed 51 Peg much more often than was planned. Consequently I found that there was a periodicity to the signal. Then I took quite some time to convince myself first that the signal was a planet without telling anybody. Convincing myself implied reviewing all the data-processing, the way the velocity was measured, that the period was not related to some instrumental issue and review the other stars in the sample. Once there was no more to check, I sent a fax to Michel who was in Hawaii. “Michel, I think I have found a planet with this period”. Michel responded “Yes, ok… maybe, I’ll see when I come back”. He was really puzzled. We then reviewed everything from the start again, thinking there might be a bug somewhere… even what we knew from the star itself; star-spots on it could create a signal.

Radial velocity curve of 51 Peg as measured by ELODIE. The radial velocity variations follow an amplitude of 59 m/s and have a period of 4.23 days. Source : OHP
Radial velocity curve of 51 Peg as measured by ELODIE. The radial velocity variations follow an amplitude of 59 m/s and have a period of 4.23 days. Source : OHP

It’s kind of funny for me, because most of what has been done later—looking at activity features and comparing it to the orbits of the possible planets—we did all these in that first paper too. I suspect nobody understood the reason for all those tests and complexity (read about the reasons in X. Dumusque’s article here). The detection of the signal was the easy part! The hard part was to be completely sure that it was a planet, and nothing else. When we had all this, we submitted the paper, and it barely got accepted. It felt a bit like magic because it was shaking the currently held theory. In a way, when we announced it at the Florence meeting, we were lucky that G.Marcy & P. Bulter were at the telescope at that very moment. G. Marcy later confessed that he thought the signal was a complete fraud, so they were also really surprised when they could confirm the signal after only a few days. This was kind of the key point of my PhD, and a big relief. That meant that the data was fine, the spectrograph was working and the period was also fine. Then we had to struggle a lot with the community. For example, many argued this could not be a planet but the atmosphere of a star changing over time. In science when you make a big claim you typically get heavily attacked, and if you survive you come back even stronger. So it took us a couple of years to convince everybody, but the final blow came in 2000 when the first of these planets was found to transit in front of the star.

51 Peg, and the planets we familiarly know as hot-Jupiters, are still a mystery and a challenge. We know a lot about these hot-Jupiters, we probe their atmospheres, we can see if their orbits are aligned with the star. But it is still a mystery how they fit in the big picture of how we think planets should form. We now know that those planets are relatively rare (about <2% of the stars have them). But with these odds, you pick up 50 stars at random and this is what you get. True enough, there was only one hot-Jupiter in our sample. In a sense, you need to be lucky to find a planet. You need the right instrument and the right strategy, and the planet needs to be there.

But one needs to push his luck…

Sure, what we were really ‘lucky’ about is that the other team didn’t get it first! Geoff Marcy started 2 years before so they could have found it two years earlier.

There were issues with resources if you ask Paul Butler (see story here!)… Are there other discoveries after 51 Peg that you feel proud of as well?

Well, I think the discovery of 51 Peg was the key to this threshold—it changed the whole game, it opened up the field of exoplanets. So I came out in this strange situation, my best ever result and highest impact paper is that first one. I mean, we created the field with 51 Peg in 1995. Before it was a weird topic, after ’95 it was a scientific topic, and the theme has been made broader because it is related to the search for life in the universe. 51 Peg was key. Of course, I have been doing lots and lots of other things, and working on other techniques like transit searches and astrometry.

What is driving your research these days?

Oh, this is simple. We have a long list of questions now. 51 Peg was the entry point. There are numerous scientific questions to answer, and a handful that are really important and deep ones. For example, the formation of our Solar System in the context of other planetary systems. We need to detect lots of planets and characterize their atmospheres to understand how planetary systems form and evolve…

…but the real question that is driving my efforts is looking for life in the universe. After finding the first planet, this is the next big thing. From a practical point of view; can we define a robust and affordable strategy to do this? I am getting more and more convinced that a step-by-step process is realistic, but it will require out-of-the-box thinking in terms of support of the science. So now I invest a lot of time to try to explain to people that the Victorian division of the sciences like Chemistry, Physics, Astrophysics, Biology doesn’t make sense in this context anymore. The question of life in the universe is a multi-disciplinary problem that needs to be tackled in a different way. I try to convince agencies, and the universities, that all the work I have been doing is about promoting this new kind of work. I might not be doing it myself because I am getting too old, but I really think that the task of the next generation of scientists won’t be searching for the planets, it will be about figuring out whether there is life on these planets.

From all the proposals to search for evidence of life around exoplanets, do you have a favorite one?

There are plenty of ways to look for evidence of life on other planets. The difference is in the practicalities. It will be enormously difficult to detect and characterize an Earth-analog around a star like the Sun. It will be done, I am pretty sure, we will eventually have pictures of such a world, we will see continents, rotation… that will happen, I am confident, nothing will stop. It is just that, being realistic, the technology we need is not there. As scientists we want to think big and far, but we also need to look at what the technology of today can achieve. Along these lines, there are a number of experiments that allow us to push pretty far in the understanding of exoplanets (post by Don Polacco). The transit technique gives potential access to the atmospheres, so we need to work on that. And the direct imaging method has finally made great progress and soon will be providing abundant information about the atmosphere of planets (gas giants first).

Can we do well enough to be able to find life? This is where we need to go back to the books. People have been thinking about this for a long time. What would an Early-Earth atmosphere look like. What about the early UV and X-ray fluxes? All the assumptions made so far were very simplistic and the habitable zone concept much tied to the Earth’s… you add some hydrogen into the atmosphere and the possible climates change completely. We need studies at telescopes, but also in the lab. My idea is being as open-minded as I can. The real drive of the field has been finding and reporting the unexpected. We really need to get away from being over-simplistic.

Today, there are kinds of stars where we might be able to do it, because it is easier. These are very very small stars (like Proxima). With the available technology of today, there are realistic chances of finding the first hints of life in planets around them. This is an amazing field of research. It is extremely exciting to begin the transition from exoplanet detection towards the search for life. These planets must be very different than Earth. Nobody has thought much about taking an Earth and putting it so close to the star. The amount of UV fluxes, tidal interactions, the nature of the atmosphere and climates… all can be so different! We have to go to the drawing board and broaden our expectations. In this sense, I think Pale Red Dot is the kind of project that is opening up where these planets are, it can lead to the new science that will explode soon. There will be some chance of seeing hints of organic activity, but let’s make it more simple… let’s look for something that tells us that an atmosphere is out-of-balance. Life takes the Earth atmosphere out of balance. This is something that cannot happen without an active agent on the planet surface. So, let’s search for signs of these atmospheres being out of balance. This will be a new big window that can potentially open the field as the first planet did. I’m willing to invest time enabling this new era.

We all have high hopes of that… so how do you see the mid-term future? Do you see a large class mission in space anytime soon?

I have experience with space missions. Careful! Space business is about minimizing risk. Space missions and agencies run away from doing new technology. On the other hand, you can do many more technological cycles from the ground. The low-mass stars can be done from the ground. And this is the problem. There is no big experiment systematically preparing to investigate planets around these very low-mass stars. There are small attempts but we really need more. The one program I am aware of is SPECULOOS, and there can be many more of these programs. But these are on small class telescopes and the goal is finding them, not characterizing them… Is there a plan for the big telescopes? No, there isn’t! We can do it and we should do it. Infrared, stabilized spectrographs on the VLT do not need a 100M investment. So a lot can be done from the ground.

Technical sketch of the SPECULOOS bservatory. Source : www.orca.ulg.ac.be/SPECULOOS/
Technical sketch of the SPECULOOS bservatory. Source : www.orca.ulg.ac.be/SPECULOOS/

Space is great, but space is not the place for innovation and development. You need to first to have the technology, show that it will definitely work, and setup long and expensive technology development programs. The European Space Agency (ESA) is not good at that. The budget is really limited compared to larger agencies like NASA. For example, ESA could not launch something like JWST. Given that this is our working framework, we should be promoting and strongly developing our ground based facilities. We could be world-leading, and we are not doing that. There are exoplanet detection programs attached to some instrument developments but, given the weight and influence of the field, we don’t have enough. We are not investing enough to go for the big challenge that is the search for life. I will be happy to change my mind if a revolutionary idea (and resources) show up. But we need to be very careful in thinking that space is the solution to all our needs.

For example, look at the gravitational wave experiments. It took 30 years to build up and refine the experiments needed to finally be successful, and they might also get a space mission. We are now in a similar situation. I think we need a bit more progress. We should be looking for life around these low-mass stars. Once we find it (or evidence for it), that will completely change the field (as 51 Peg did) . The current designs of big missions are not appropriate to search for evidence of life. People designed the missions to detect planets orbiting G,K and early M-stars. That is not what is needed in the most immediate time-frame to move forward in the search for life. My hope? When we start detecting and investigating these planets around low-mass stars, we will realize we haven’t built the right instrument and we will react to it.

A paradigm change then…

Yes, I think with experiments like Pale Red Dot and SPECULOOS it will become obvious these planets are probably there in large numbers; and then we won’t be looking for the planets themselves, we will start looking for life. The experiments and the field become different. I don’t want to minimize the importance of other questions like origins and formation of planetary systems. It is crucial to understand how the solar system started and put it in context. But if you really want to look ahead, the goal is to search for life, nothing else. By finding hints of life around these small stars, the argument will become strong and solid enough to promote and narrow-down the design of THE space mission that will address the question of life in the universe in a broader context.

Taken during the European Southern Observatory 50th anniversary gala, held in the Residenz, Munich, on October 11, 2012. Image credits : M.McCaughrean (ESA)/ESO
Taken during the European Southern Observatory 50th anniversary gala, held in the Residenz, Munich, on October 11, 2012. Image credits : M.McCaughrean (ESA)/ESO

About the author. Didier Queloz was a Ph.D. student at the University of Geneva when he and Michel Mayor discovered the first exoplanet around a main sequence star. Queloz performed an analysis on 51 Pegasi using radial velocity measurements (Doppler spectroscopy). He worked on and lead several large instrumentation projects including ground based interferometers and space-missions. He was appointed as faculty member at Geneva University in 2003, and in 2008 he became full professor. During his career he has received numerous awards and recognition and he has recently taken a Professor position at the Cavendish Laboratory at University of Cambridge (UK), where he is also a fellow member of the prestigious Trinity College.

Dynamika układów planetarnych

Autor: Francisco J. Pozuelos, Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)

Ostatecznym celem badań planet pozasłonecznych jest ustalenie naszego miejsca we Wszechświecie. Czy jesteśmy tylko wynikiem normalnej ewolucji? To znaczy, czy życie ma tendencję do pojawiania się wszędzie wokół, co oznaczałoby, że powstanie inteligentnych form życia jest tylko kwestią czasu. Czy odwrotnie, jesteśmy unikalni? Czy jesteśmy efektem procesu, do którego doszło zaledwie kilka razy w całej historii Wszechświata? To pytanie wisi nad ludzkością od powstania świadomości, i po raz pierwszy w historii zbliżamy się do odpowiedzi na nie. Żyjemy w bardzo ekscytującym momencie historii.

Gdy kolejnej generacji teleskopy i instrumenty zwrócą się ku niebu, będziemy w stanie obserwować układy planetarne jak nigdy wcześniej. Superziemie, egzotyczne planety, układy planetarne w ekstremalnych warunkach… Nie wiemy nawet co uda nam się znaleźć, ale z pewnością czeka nas wiele niespodzianek.

foto
Wizja artystyczna sondy PLATO poszukującej egzotycznych układów egzoplanetarnych. Źródło: DLR (Susanne Pieth).

Niemniej jednak, należy wziąć pod uwagę fakt, że owa nowa technologia dostarcza nam jedynie obrazu zamrożonego w czasie. Aby zrozumieć to co obserwujemy, niezbędne są badania dynamiki obejmujące okres istnienia układu, który może wynosić od kilku milionów do miliardów lat. Wykonanie tego zadania jest możliwe dzięki wielkiemu postępowi nauk obliczeniowych, do którego doszło w ostatnich dziesięcioleciach. Dzięki temu możemy zbadać w jakich procesach układy doszły do stanu w którym je teraz obserwujemy i jak będą ewoluować w przyszłości. Niezbędne jest także zrozumienie, że poszczególne układy planetarne musimy badać jako całość, uwzględniając inne planety, dyski protoplanetarne, nawet ewolucję gwiazdy macierzystej. Poniżej przedstawiamy kilka elementów dynamiki planet, które pozwolą nam poszerzyć nasza wiedzę o formowaniu i ewolucji układów planetarnych:

  • Interakcje planeta-planeta oraz migracje. Wydaje się, że układy składające się z wielu planet mają bardziej kołowe orbity. Ten fakt obniża wpływ planet na siebie, dzięki czemu mogą one być stabilne przez bardzo długie okresy czasu. Z drugiej strony, układy planetarne, w których występują planety podążające po wydłużonych orbitach powodują chaotyczne i niestabilne scenariusze, w których poszczególne planety mogą się ze sobą zderzać lub wyrzucać inne na zewnątrz układu. Dodatkowo, na pierwszych etapach ewolucji po procesie formowania układu, planety mogą migrować. Wskutek takiego procesu migracji planety mogą zmieniać orbity na bardziej zewnętrzne lub wewnętrzne: taki scenariusz może tłumaczyć istnienie tzw. gorących jowiszów.
1280px-Lhborbits
Symulacja przedstawiająca ewolucję Układu Słonecznego. Po lewej: wczesna konfiguracja zewnętrznych planet i pasa planetazymali przed powstaniem rezonansu 2:1 Jowisza i Saturna. Po środku:  rozproszenie planetazymali do wnętrza Układu Słonecznego po przesunięciu orbity Neptuna (ciemnoniebieski) i Urana (jasnoniebieski). Po prawej:  ostateczna konfiguracja po wyrzuceniu planetazymali przez planety. Źródło:  R. Gomes et al.
  • Oddziaływania pływowe. Niektóre techniki obserwacyjne wykorzystywane do wykrywania obecności egzoplanet są bardziej czułe na planety znajdujące się stosunkowo blisko gwiazdy macierzystej. Takie planety wskutek tej bliskości będą doświadczały bardzo silnego oddziaływania pływowego. Istotność tych pływów w ewolucji planet na ciasnych orbitach została uwidoczniona w momencie odkrycia 51 Peg b, której półoś wielka orbity wynosiła zaledwie 5% odległości Słońce-Ziemia. Od tego czasu wiemy, że oddziaływania pływowe między gwiazdą macierzystą a bliskimi jej planetami odpowiadają za wiele istotnych efektów. Przykładowo wiemy, że takie oddziaływania prowadzą do zrównania osi obrotu planet, synchronizacji okresów rotacji z okresem orbitalnym, zmniejszania eliptyczności orbity (pływowe ukołowienie orbity), zmniejszanie półosi wielkiej i zamiana energii orbitalnej na pływowe ogrzewanie planety. Skutki ogrzewania pływowego skalistych lub ziemskich planet czy egzoksiężyców mogą mieć kluczowy wpływ na możliwość powstania życia na nich. Przykładowo – w Układzie Słonecznym – chłodny satelita Europa jest lodowym globem pokrytym grubą na 150 km skorupą lodową, we wnętrzu którego istnieje globalny ocean wody właśnie dzięki oddziaływaniom pływowym. W przypadku Io – innego księżyca Jowisza, ekstremalne oddziaływania pływowe odpowiadają za intensywny wulkanizm i gwałtowne zmiany na powierzchni, które praktycznie eliminują jakąkolwiek możliwość powstania życia. Dlatego też odpowiednie uwzględnienie oddziaływań pływowych jest absolutnie niezbędne do oceny tego czy na planecie mogło/może/będzie mogło powstać jakiekolwiek życie. Szczególnym zainteresowaniem będą się cieszyły planety na ciasnych orbitach, sklasyfikowane jako planety typu ziemskiego, krążące wokół gwiazd typu widmowego M, wokół których ekostrefy rozciągają się właśnie tam, gdzie można się spodziewać silnych oddziaływań pływowych.
graf.001
Ewolucja półosi wielkiej (a), mimośrodu (e), oraz odległości syntentycznego układu planetarnego składającego się z planet podobnych do Jowisza i do Ziemi przy uwzględnieniu oddziaływań pływowych. Źródło: Francisco J. Pozuelos.
  • Interakcje dysk protoplanetarny-planeta. Dyski protoplanetarne podobne jakościowo do głównego pasa planetoid czy Pasa Kuipera w Układzie Słonecznym, zostały zaobserwowane w wielu układach egzoplanetarnych. Owe dyski składają się z materii drugiej generacji, a ich obecność wskazuje na istnienie sporej populacji planetazymali. Zakres zderzeń tych małych ciał z planetami jest szczególnie interesujący w tych układach planetarnych, w których planety znajdują się w ekostrefie. Z jednej strony, przyjmuje się, że stanowią one ważne źródło wody i związków organicznych już po zakończeniu okresu formowania. Z drugiej strony, duże zderzenia eliminują możliwość istnienia życia. Ten fakt został doskonale zrozumiany podczas zapierającego dech w piersiach uderzenia komety Shoemaker-Levy 9 w Jowisza w 1994 roku,  kiedy to po raz pierwszy na żywo obserwowano zderzenie dwóch ciał w Układzie Słonecznym.

Wszystkie te badania będą uzupełniały korpus informacji uzyskanych za pomocą teleskopów, dając nam lepszy ogląd ewolucji układów planetarnych. Dzięki temu będziemy w stanie określić jak często, albo jak rzadko powstają układy takie jak Układ Słoneczny, a w nich planety takie jak Ziemia.

me

O Autorze

Francisco J. Pozuelos jest badaczem w Instituto de Astrofísica de Andalucía w Hiszpanii. Otrzymał tytuł doktora w 2014 roku badając związek między aktywnością komet a ich ewolucją dynamiczną. Jego badania rozszerzają naszą wiedzę o powstawaniu naszego Układu Słonecznego oraz o grawitacyjnych interakcjach między małymi ciałami a planetami Układu Słonecznego. Od 2014 roku Pozuelos współpracuje z PLATO 2.0-ESPAÑA na Uniwersytecie w Granadzie (Hiszpania), gdzie opracowuje kody obliczeniowe do badania ewolucji układów planetarnych, uwzględniające takie procesy jak ewolucja gwiazdy, oddziaływania pływowe i wiatry gwiezdne.

Magnetic Open Cluster Stars of a Peculiar Kind observed with HARPS-POL

by James Silvester, Uppsala University

Magnetic fields play a fundamental role in the atmospheric physics of a significant fraction of stars on the Hertzsprung–Russell diagram. The magnetic fields of the chemically peculiar magnetic A and B type stars (Ap/Bp) have quite different characteristics than, for example, cooler stars like the Sun. In these magnetic Ap/Bp stars the large-scale surface magnetic field is static on time-scales of at least many decades, and appears to be “frozen” into a rigidly rotating atmosphere. The magnetic field is globally organised, permeating the entire stellar surface, with a high field strength (typically of a few hundreds up to a few tens of thousands of gauss—by comparison the sun has a polar field strength of one to two gauss). These stars are so called “chemically peculiar” as a result of having peculiar abundances (amounts) of certain chemical elements compared to what is seen in the Sun or other solar type stars.

Shows a comparison between a solar abundance model spectrum (red dashes) and typical peculiar abundance spectrum (solid green) for a 13000 K star.
This figure shows a comparison between a solar abundance model spectrum (red dashes, T=5800 K) and typical peculiar abundance spectrum for a hotter star (solid green, T=13000 K).

It is thought that the presence of this magnetic field strongly influences energy and mass transport, and results in strong chemical abundance non-uniformities within the atmosphere. These uniformities can take the form of large abundance structures in certain layers in the atmosphere.

Originally the magnetic field geometries of these chemically peculiar Ap/BP stars were modelled in the context of a simple dipole field (think of a bar magnet stuck in the star). However, with the acquisition of increasingly sophisticated data, it has become clear that the large-scale field topologies exhibit important differences from a simple pure dipole model. Through the advent of high-resolution circular and linear polarisation spectroscopy we have found the presence of strong, small-scale complex field structures, which were completely unexpected based on earlier modelling.

How do we measure magnetic fields of Ap/Bp Stars

In 1897 Dutch physicist Pieter Zeeman discovered that in the presence of an external magnetic field; light is polarised circularly if viewed parallel to the direction of the magnetic field and is plane (or linearly) polarised if viewed perpendicular to the magnetic field. In addition, spectral lines in the presence of such a field can be split into discrete levels—the so called Zeeman effect—where the strength of the magnetic field is proportional to the width of the splitting within the spectral lines.

The figure below illustrates how both a spectral line and how the linear and circular polarisation signature can change in the presence of a strong magnetic field, in the case of when the field is either perpendicular or parallel to the line of sight of the observer.

Spectral line shapes in different polarization states.
Spectral line shapes in different polarization states.

We use these effects to study the magnetic field of stars with the aid of a spectropolarimeter. The form of the polarised light we receive tells us about the direction of the field on the surface of the star with respect to the observer, and the level of Zeeman splitting within a given spectral line or set of lines allows us to determine the strength of the magnetic field.

In cases where the polarisation signal is too weak to effectively measure in individual spectral lines,  we can use line averaging techniques to improve the signal by averaging all the lines in the spectrum showing polarisation signatures into one line.
The recent advances in tomographic imaging techniques and the new generation of spectropolarimeters such as ESPaDOnS (at the CFHT), NARVAL (at the TBL, Pic du Midi) and HARPS-pol (ESO 3.6 at La Silla) offer the opportunity to improve our understanding of the magnetic field of Ap/Bp stars by allowing us to map the magnetic field and chemical surface structure in quite some detail.  (For the finer details of how we map magnetic fields see the great article by Élodie Hébrard and Rakesh Yadav).

The extended magnetic field topology map for the Ap star HD 32633, the number in the right hand corner is the phase of rotation.
The extended magnetic field topology map for the Ap star HD 32633, the number in the right hand corner is the phase of rotation.

Even though we are able to very successfully map the magnetic fields of Ap/Bp stars, there are however some questions that remain open.  Notably the origin of these magnetic fields is not fully understood and importantly neither is the evolution of such magnetic fields and the atmospheric chemical structures with time. This is where Ap/Bp stars in open clusters comes in.

The Current Project – Observations of Cluster Ap/Bp Stars

The question of the evolution of the magnetic field and chemical surface structures in Ap/Bp stars can be investigated by studying these stars in open clusters.  An open cluster is a group of gravitationally bound stars, and whilst it is very difficult to get an precise age for an individual star, it is however possible to get a more precise age for an open cluster, because you have an ensemble of stars which are thought to be of a similar age. Therefore if you can confirm that a star is a true member of a cluster,  you have a much more reliable age for that star than if it was an individual star.

By studying the magnetic fields of stars in different open clusters with different ages, we can in essence look at Ap/Bp stars at different stages of evolution.  This allows us to investigate if the magnetic field complexity, or the form the magnetic field takes, varies as a function of age,  e.g does the magnetic field structure of an Ap/Bp star evolve with time?

The cluster NGC 6475 / M7. Image from the Wide Field Imager on the MPG/ESO 2.2-metre telescope at ESO’s La Silla Observatory in Chile. Image credits : ESO
The cluster NGC 6475 / M7. Image from the Wide Field Imager on the MPG/ESO 2.2-metre telescope at La Silla Observatory in Chile. Image credits : ESO

Our team, including astronomers based in Sweden, Canada and France, has begun to obtain observations of cluster Ap/Bp stars using the HARPSpol spectropolarimeter. By measuring the circular polarisation of these magnetic Ap/Bp stars and by obtaining measurements at all phases of rotation, we will be able to create magnetic and surface chemical maps for all the stars we observe.   It is hoped that the resulting maps from our target stars will give us insight into how the magnetic field geometries and chemical surface structures of Ap/Bp stars vary with age.   Having more information about the evolution of the magnetic field will also provide a powerful constraint for stellar evolution models.

OLYMPUS DIGITAL CAMERA

About the author. James Silvester is a postdoctoral researcher at Uppsala university in Sweden. He completed his BSc in Astrophysics at the University of Hertfordshire in 2004 and then moved to Canada to do an MSc (2007) and his PhD (2014) at Queen’s University in Kingston, Ontario.  The main focus of his research is to understand the magnetic fields of intermediate mass stars. James and his team use HARPS combined with a recently installed polarimeter (also known as HARPS-POL) to measure magnetic fields. His program overlapped with Pale Red Dot, and he was one of the observers that helped obtaining those Proxima spectra by the end of each night. Astrophotography is also among his hobbies.

Magnetic Fields: those troublemakers!

By Rim Fares, Osservatorio Astrofisico di Catania, Italy

I am sure that you are already convinced of this statement if you have followed the previous contributions to this blog. But let’s make sure things are clear: isn’t everything relative? Magnetic fields do trick planet hunters, but their study gives us insights into stars and planetary environments, which help us better understand exoplanetary worlds.

So why do we worry about magnetic fields if we want to detect Earth-like planets?

They can mimic a planet’s signature and make our goal of detecting Earth-like planets much tougher.

In cool stars (don’t be mislead by this name; these stars still have surface temperatures up to 7,000 K), magnetic fields manifest on the stellar surface in different ways. They can emerge in the form of dark spots. These regions have strong magnetic fields (up to a few thousand Gauss in the solar case). As Xavier Dumusque explained in his contribution, the effect of these spots can be greater than the effect of an Earth-like planet on the radial velocity variations of a star.

This is not everything; stars have large-scale magnetic fields too. While spots are small areas on the surface relative to the size of the star (but can be the size of a planet!), large-scale fields are distributed on the scale of the star itself. The star can, for example, act as a huge dipole. This dipolar field contributes to the large-scale field.

As Elodie Hebrard and Rakesh Yadav told us in their contribution, stars have magnetic personalities. Extensive studies of large-scale fields show that stars with similar masses and rotation periods seem to have magnetic fields that share similar properties (field strength, configuration). To detect very small planets, we need to understand the contribution of the large-scale field to the radial velocity variations of a star. But to make things complicated, stars can have magnetic cycles. Which means that both small-scale (e.g. spots’ emergence) and large-scale fields vary with time.

Cristina Rodriguez told us in her contribution that stars beat by waves’ propagation inside the stars. These beats can mimic planetary signals. Over a cycle, the magnetic field changes, and so does the music of the star.

But magnetic fields are not as evil as you think. Have you ever dreamt of watching an aurora, wondered about the ice age, the safety of astronauts? Well, there is a magnetic field contribution to all that. They play an important role from the birth of a star to its death (they affect stellar rotation, stellar wind, mass loss of the star, …). They contribute to the interactions between stars and their surrounding planets. Magnetic fields of planets protect them from stellar winds and are probably important for habitability.

fares_fig2
Figure 1. Artist impression of the interaction between the Solar wind and the earth’s magnetosphere. The magnetic field of the Earth (presented to the right) form a magnetosphere that protects us from the Solar wind (coming from the Sun – to the left). A bow shock, highlighted in purple, form from such interactions. Credit: NASA/ESO/SOHO

While it is a tough job to detect Earth-like planets, it is much easier to detect massive planets that are very close to their stars (because they produce a much stronger effect on the radial velocity of the star, or on the light-curve when they are transiting). These planets are called hot-Jupiters, because like Jupiter they are very massive, but more than 50 times closer than Jupiter is to the Sun, so they are pretty hot. Their discovery was a big surprise to the community, because we do not have such planets in our own solar system (the massive gaseous planets are the furthest from the Sun). It raised questions about how they form, and how they migrate from further distances to very close to the star. At these distances, being massive, these planets interact with their stars through tidal interactions (like the Earth-Moon case, and its effect on the oceans’ tides). The large-scale magnetic field of the star and the stellar wind also interact with these planets (remember the auroras I talked about? They result from the interaction between the solar wind and our atmosphere, and the amazing colours they produce are due to the molecules we have in the upper atmosphere).

These interactions affect the planet but they might also affect the star. In fact, some observations suggest there are spots on the stellar surface that follow the planet on its orbit, instead of rotating with the star. When we observed a sample of stars that have hot-Jupiters, we discovered the first polarity flip of the magnetic field for a star other than the Sun. This star is Tau Bootes, a star visible to the naked eye in the Bootes constellation. 

fares_fig1
Figure 2. Artist impression of the system Tau Bootes. The star has a large-scale field that flips on yearly basis. The exoplanet is very close to its parent star. Credit: Karen Teramura, University of Hawaii Institute for Astronomy

Imagine this star being a huge dipole (Figure 2), the north-south poles flip every year. This discovery was very surprising because the Sun flips polarity every 11 years. Tau Bootes’ flips are very fast compared to the Sun. When we discovered that, we though that it might be due to the tidal interactions with its very massive planet. This star and the planet are synchronised, which means that the star rotates with the same period of the planet on its orbit. This system was the only one observed with such a characteristic, and it was the only one for which a fast magnetic flip is detected. Coincidence or causality? We are still puzzled about that. We did observe polarity flips in other stars more recently, but for now Tau Bootes is the only star observed with regular flips over a long time period.

Back to the planet—imagine it close to the star, and bombarded by the stellar wind. It can interact with this wind and produce signatures at different wavelength (that’s cool because if you observe the same system with different instruments, you can have the whole picture of the physics that is happening up there). It can for example produce radio emission and signatures in the UV that can be due to a bow shock formation, or to the evaporation of the atmosphere.

We know that these hot-Jupiters are not habitable, so why do we care? Because they are easy to observe and characterize, but also because they give us hints to our future studies on habitable planets. Actually, Earth-like planets we are trying to detect in the habitable zone around cool red dwarfs are subject to a more aggressive environment than that of our own Earth. Red dwarfs can have strong magnetic field, and frequent ejections of particles toward the planet. The planet needs to be protected from the stellar wind in order to keep its atmosphere and be habitable. Consider the example of a volcano. Here in Catania where I currently work, we have an amazing view of Mount ETNA, the highest active volcano in Europe. The soil is fertile and farmers are happy. But the volcano is active, it can erupt and lava flows can destroy villages (luckily though, the flows are usually slow). The stellar ejections can have similar effect as volcanoes on earth, the exoplanet needs to get a protection from them: a planetary magnetic field (that will help deviate the stellar particles from hitting the planet). For now, we cannot detect planetary magnetic fields directly, we have to use indirect techniques, for example detecting a bow shock in the ultra-violet. If we study the stellar magnetic field and wind, and detect these bow shock (or radio emissions), we can calculate the magnetic field of the planet. Currently, we are trying to detect these effects on hot-Jupiters. This will shed light on the strength of the planetary magnetic fields.

The coming years will see many space and ground based instruments, and we are all excited about getting new data and making new discoveries. Among these instruments, SPIROU-–a spectropolarimeter for the study of Earth-like planets in the habitable zones—will help us study the magnetic field while having very good radial velocity precision. SPIROU also has another goal: helping to understand planetary formation and migration by observing young stars and the hot-Jupiters that are formed around them. Exciting times ahead!

Rim_Fares_LaSilla

About the author. Rim Fares is a research fellow at the Osservatorio Astrofisico di Catania, Sicily, since February 2015. Her main research interests are cool stars’ magnetism, the interactions between exoplanets and their cool stars, and exoplanets’ environment. Before moving to Italy, she was a research fellow at the University of St Andrews, Scotland. She has a PhD from Paul Sabatier University, Toulouse, France.

 

‘A brief personal History of Exoplanets’, by Paul Butler

by R. Paul Butler, Staff Scientist at the Carnegie Institution for Science

Prologue

I began working on exoplanets in 1986.  At the time there were no known planets beyond the solar system.  An exoplanet meeting could have been held in a phone booth, of which there were still
many. When asked by other astronomers, “What are you working on?”, one could not respond, “I am searching for extrasolar planets.”
Depending on the person, they might laugh in your face, or
slowly move away from you like you were pitching a new age
religion or alien conspiracy theories.  For most of the previous hundred years sensible planet search programs had relied on the astrometric technique, looking for a nearby star to wobble relative  to background stars. Astronomers were aware of the possibility of  detecting planets by the Doppler velocity method; they knew that Jupiter caused the Sun to wobble by a velocity of ~10 m/s.  They  were also aware that achieving Doppler velocity measurement precision better than 1,000 m/s was difficult, and achieving precision better than 300 m/s was impossible. In 1973 Griffin & Griffin wrote a seminal paper in which they identified several of the most important sources of measurement uncertainty, and  challenged the community to improve velocity precision down to the undreamed of level of 10 m/s.

In the late 1970s Bruce Campbell and Gordon Walker conceived the idea of using a gas absorption cell inserted in the beam of the telescope.  The starlight is collected by the primary mirror, and passes through the gas absorption cell just prior to entering the spectrometer. The spectrum of the gas vapor in the absorption cell is imprinted on the starlight, and provides a reference spectrum against which to measure the Doppler shift of the star.  The reference spectrum is essentially a measuring stick.  Campbell and Walker spent 8 years solving a myriad of problems. Along with their small team, they achieved the critical breakthrough of improving Doppler velocity measurement precision from 300 m/s to 13 m/s.

bruce_gordon
Bruce Campbell and Gordon Walker, pioneers in precision Doppler spectroscopy via use of a Hydrogen-Fluoride absorption cell, which is both a corrosive and a highly poisonous gas.

The Campbell and Walker gas absorption cell was filled with hydrogen-fluoride (HF) vapor, an extremely dangerous gas that slowly eats glass.  Another disadvantage of HF is that it only provides a few reference lines over a limited wavelength range. With so few stellar and reference lines, they were forced to take hour-long exposures at the telescope, which limited their survey to about 20 stars.

Pre-history
The advent of CCD detectors, and improving computer speed and storage, led to the development of modern echelle spectrometers in the early 1980s.  Arguably the first modern echelle spectrometer, the Hamilton, was designed by Steve Vogt and built in the Lick Observatory optical shop in the early 1980s. This spectrometer remains in use on the 3-m Shane telescope at Lick, and can also be fed by the 24-inch CAT (coude-auxillary-telescope).

Geoff Marcy was Steve Vogt‘s graduate student during much of the time that Vogt was designing and building the Hamilton spectrometer.  In 1986 Geoff Marcy was an assistant professor at  San Francisco State University.  I was a Master’s physics student, with an undergraduate degree in chemistry.  For my Master’s thesis we agreed to work on improving Doppler velocity precision—with the goal of detecting extrasolar planets.

Marcy was aware of the great strides in measurement precision made by Bruce Campbell and Gordon Walker.  I followed Campbell and Walker’s idea of observing stars through an absorption cell. For sun-like stars, most of the velocity information is in the visible portion of the EM spectrum, so I began looking for gases that absorb light in the visible.  In essence I was looking for a colored gas. A major problem that emerged was that most colored gases are either explosive, deadly poisonous, or both. After 6 months in chemistry libraries, chemistry laboratories, and day-time tests at the Hamilton spectrometer, we settled on using molecular iodine (I2).  Iodine vapor is a shade of violet, and produces thousands of absorption lines from 5,000 Angstroms (green) to 6,200 Angstroms (red).  Along with Mylan Healy, the SFSU chemistry glass blower, I constructed the first precision velocity Iodine cell in May 1987.

The iodine cell was first used to take stellar data with the Hamilton spectrometer on the evening of June 10 1987.  I completed my physics Masters thesis at SFSU in August 1987. I then moved to the University of Maryland to pursue my PhD.

Original Iodine cell for Lick Observatory
Original Iodine cell for Lick Observatory.

We ran into a host of problems along the path to obtaining precision velocities, many of them the same problems that Campbell and Walker had faced.  Spectrometers are composed of real stuff; lenses, mirrors, gratings made of different types of glass, separated and held in place with components made of different metals and other materials.  Each of these materials expands and contracts at different rates with changes in temperature.  Imperfections and jitter of the telescope drive cause the starlight to wander on the entrance slit to the spectrometer.  The smearing function of the spectrometer varies with changes in temperature, air pressure, and telescope guiding. This is why prior to Campbell and Walker, Doppler measurement precision had been stalled at 300 m/s for decades.

On short timescales—less than an hour—we were quickly able to  achieve a precision of 5 m/s.  But night-to-night and month-to-month, the precision was 100 m/s or worse.  It took 5 years to achieve long term precision better than 20 m/s. The key breakthrough was suggested by Jeff Valenti, a PhD student at Berkeley at the time.  Valenti was also using the Hamilton spectrometer, with the goal of measuring magnetic signatures in the spectrum of stars, a subtle effect.  Valenti suffered from many of the same problems, in  particular the variable smearing function of the spectrometer. Valenti suggested that the spectrometer smearing function could be directly determined by observing a stable, known spectrum. He  suggested making observations of the Sun, either during the day, or by observing the moon or an asteroid, which reflect sunlight.

We realized that we had a known spectrum embedded in every observation we took, the molecular iodine from the iodine absorption cell.  In 1991 we took the Lick Observatory iodine cell to the McMath Solar telescope on Kitt Peak in Arizona. The McMath had a very special type of spectrometer, a Fourier Transform Spectrometer (FTS).   FTS spectrometers provide extraordinarily high resolution—a factor of twenty or better than high resolution astronomical echelle spectrometers.  Astronomers don’t use FTS spectrometers at the telescope because they require more light than telescopes can provide. FTS spectrometers are typically used by physicists in atomic spectroscopy labs, and at solar telescopes. A detailed comparison of the FTS spectrum of the iodine absorption cell with the iodine cell as observed with the Hamilton echelle spectrometer allows for the Hamilton smearing function to be modeled and accounted for.  I wrote the first software that could model and account for the spectrometer smearing function in early 1992.  A major problem was the speed of early 1990s computers. Observations that took 5 minutes at the telescope required more than 6 hours to analyze on the computer.

Though we could now achieve precision of 15 to 20 m/s, we  continued to use all of our limited computer power in an effort to improve their nascent Doppler velocity reduction software. This was motivated by the results of the Canadian program, which stopped taking data in 1992. With 12 years of data covering 21 stars at a precision of 13 m/s, they did not find any planets (Walker et al. 1995).  Based on this result we decided that precision of 5 m/s or better was needed to make progress. In January 1993 I completed my PhD at the University of Maryland, and moved back to California where I began a postdoctoral position at SFSU and UC Berkeley.  Over most of the next 3 years I worked on improving the velocity reduction software package.

hamspectrum
Echelle spectrum as it would have shown in the display of the Hamilton Spectrograph back in the 90’s.

The next big breakthrough in the project was led by Steve Vogt. Vogt had recently completed the design and construction of the HIRES  echelle spectrometer for the Keck 10-m telescope.  Based on a number of advances made over the previous decade, he went back to work on the Hamilton echelle.  In November 1994 he replaced the spectrometer camera with a new design that he and Harland Epps invented.  The new design dramatically improved the resolution of the Hamilton.  In addition he replaced the old CCD detector with a next generation detector that was 6 times larger, significantly increasing the amount of spectrum that could be analyzed.

Steve Vogt with the Hamilton Spectrograph inside the Shane 3-meter dome. Image credits : Laurie Hatch 2003 (c)
Steve Vogt with the Hamilton Spectrograph inside the Shane 3-meter dome. Image credits : Laurie Hatch 2003 (c), www.lauriehatch.com

After the Hamilton spectrometer upgrade, my effort was focused
on the newly emerging higher quality data.  By May 1995 the
upgraded hardware and software were producing 3 m/s precision.
Computer speed continued to be a problem.  We had two
computers between us. The 8 years of data we had collected
would require several years of computer time to analyze.

Breakthrough

At a meeting in Italy during the first week of October 1995 Michel  Mayor and Didier Queloz announced the discovery of a very strange planet.  51 Peg b has a mass similar to Jupiter, but orbits its host star in 4 days.  While these “hot Jupiters” are now known to be common, at the time nobody had suggested that such planets could exist. Much of the astronomical community as well as the press were skeptical of the claim. We had already been assigned 4 nights of precious time on the Lick Observatory 3-m telescope beginning on the evening of October 11.  We observed 51 Peg multiple times each night. I reduced just the 51 Peg data each day, which was all our  computers were capable of handling.  The observing run concluded on the morning of Sunday October 15.  The first 3 nights of data were consistent with the discovery announcement from Mayor and Queloz, but we wanted to see the final night of data before going public. After 4 nights on the mountain, we drove back to Berkeley and crashed. It took our two computers all day to reduce the  51 Peg observations from the final night.  We met back at our Berkeley office at midnight.  Within a half hour we were able to confirm the discovery of the first extrasolar planet.  We put a plot of the 4 nights of data, along with the orbital fit, on the then brand new World Wide Web.

Doppler measurements of 51 Peg from observations were made at Lick Observatory between Oct.11, 1995 and Dec. 1996.
Doppler measurements of 51 Peg from observations were made at Lick Observatory between Oct.11, 1995 and Dec. 1996.

The discovery of 51 Peg b marked two major changes for the Lick
Planet Search Program.  No longer was the primary target
Jupiter-analogs with 12 year orbital periods.  Planets could
be found at any orbital period, and could already be embedded
in the raw data taken over the previous 8 years.  The second
change was that the field of extrasolar planets had suddenly
become very hot. In the wake of the newspaper and TV publicity
that followed the discovery of 51 Peg b, several research groups
at UC Berkeley offered the loan of research computers.
Shortly thereafter SUN Microsystems made a grant of additional
research computers to the Lick Planet Search Program.

sfsu_wall_test_velocities
Snapshot of hardworking scientists at San Francisco State University with up-to-date computing facilities of the early 90’s.

In late October 1995 I finalized the Doppler velocity reduction analysis, and began analyzing the 8 year backlog of  data on an armada of computers that finally topped out at more than 20 machines.  Clearing out the backlog of 8 years of data took until June 1996.  Analyzing all the observations of a single star could take from half a day to several weeks, depending on how many observations had been taken.  Observations taken after Steve Vogt’s upgrade in November 1994 are internally referred to as “post-fix”.  The data from the first 7  years is “pre-fix”.  These are two separate data sets.  Upgrading the camera and the CCD detector made the Hamilton a completely new spectrometer, requiring a completely new Doppler analysis  package.  Stitching together the “pre-fix” and “post-fix” data sets was a major problem.  This problem has re-emerged on most of my subsequent Doppler surveys. By mid-December 1995 hints of planet signals were emerging from the data.  At 8 a.m. on the morning of Sunday December 31, I walked into the deserted Berkeley astronomy department to check on the armada of computers.  A few jobs had finished, so I loaded the available computers with new stars and looked at the recently analyzed data.  The bright nearby star 70 Vir had a whopping signal, the star was being tugged back-and-forth by several hundred meters per second.  Within 5 minutes I had fit the data with a Keplerian planetary orbit indicating a 7 Jupiter-mass planet in an 116 day orbit.  The signal was so overwhelming that there could be no doubt.  This was the first definitive planet to be discovered by the Lick Planet Search Program. After 9 years of working toward this moment, I was stunned, silent. I closed my eyes for several minutes, then looked back at the  computer screen.  The signal was still there.  I did this several times to make sure that the signal did not vanish.  In the absolute quiet of a New Years eve Sunday morning I sat for the next hour looking at the signal.  For a long time I had the sense that Johannes Kepler was standing over my shoulder, looking at the same signal.

70vir
Doppler signal of 70 Vir b, the first planet detected by the Lick Planet Search Program with the Iodine cell technique.

Over the next two weeks the case for a planet around 47 UMa firmed up. I solved the problem for putting together the pre-fix and post-fix data.  The improved precision of the post-fix data sat on the pre-fix planet prediction like pearls on a string. We announced the planets around 70 Vir and 47 UMa at the the winter meeting of the American Astronomical Society in San Antonio Texas on January 17, 1996.  The story received significant press coverage, including the front page of the NY Times, Washington Post, and the cover of Time magazine.

Over the next 5 months the armada of computers ground through the 9 years of Lick observations.  The next 4 planets quickly emerged, including the planets around rho 1 Cnc, tau Boo, nu And, and 16 Cyg B. The Lick Planet Search Program continued to churn out planets over the next decade.  A few highlights include the discovery of the planet around an M (red) dwarf star (GL 876) in 1998, and first multiple planet system orbiting nu And in 1999. Our planet search programs at the Lick, Keck, Anglo-Australian and Magellan Observatories have subsequently found hundreds of planets, including the first transiting planet, the first Saturn-mass planet, the first Neptune-mass planet, and the first Super-earths.

The camera is positioned near the 2.4-meter primary mirror in the dome of the Automated Planet Finder Telescope at Lick Observatory. At upper right is the secondary mirror. APF is fully robotic, and equipped with a high-resolution spectrograph (designed by Steve Vogt) optimized for precision Doppler measurements. Laurie Hatch 2009 (c), www.lauriehatch.com
The camera is positioned near the 2.4-meter primary mirror in the dome of the Automated Planet Finder (APF) Telescope at Lick Observatory. At upper right is the secondary mirror. APF is fully robotic, and equipped with a high-resolution spectrograph (designed by Steve Vogt) optimized for precision Doppler measurements. Laurie Hatch 2009 (c), www.lauriehatch.com

After a decade of work, teams at the Carnegie Observatories (Stephen Shectman, Jeff Crane, Ian Thompson) and Lick Observatory (Steve Vogt) have inaugurated the first two purpose built precision velocity spectrometers used with iodine cells.  These instruments (PFS at Magellan and APF at Lick) are producing precision of 1 m/s.  Our Lick and Carnegie teams are enthusiastic about the next decade.  Over the past 25 years the iodine absorption cell has become a standard tool for measuring stellar Doppler velocities. Teams from many institutions  such as University of Texas, Penn State, Yale, Harvard; and national and international facilities from Japan, China, Australia, the European Southern Observatory (VLT/UVES), have adopted the iodine technique.

The most exciting discoveries are yet to come.

 

paulbutler

About the author. Paul Butler is a Staff Scientist at the Department of Terrestrial Magnetism of the Carnegie Institution of Washington.  Previously he served as a Staff Astronomer at the Anglo Australian Observatory in Sydney Australia and as a Research Fellow at UC Berkeley. Butler’s work has focused on improving the measurement precision of stellar Doppler velocities.  He designed and built the iodine absorption cell system at Lick Observatory which resulted in the discovery of 5 of the first 6 known extrasolar planets.  Thanks to its simplicity of implementation and demonstrated performance, the iodine cell technique has been instrumental in many posterior planet search programs worldwide, such as Keck and the Anglo-Australian Telescope.  Butler’s work has resulted in the discovery of most of the first 200 extrasolar planets, including many of the known multiple planet systems, and many firsts like the first Neptune-mass planet, and the first few-Earth mass objects. This work has been featured in PBS documentaries, front page articles in the New York Times and Washington Post, as well as a TIME magazine cover story. He has received the Bioastronomy Medal from the International Astronomical Union, and the Henry Draper Medal from the National Academy of Sciences.  He has served as a Centennial Lecturer for the American Astronomical Society, and he has been named Space Scientist of the Year by Discover Magazine. Butler received his Ph.D. from the University Maryland under the supervision of Dr. Roger Bell.  He received his BS in chemistry and MS in physics from San Francisco State University.