All posts by Pale Red Dot

Living in Twilight: An Overview of our Closest and Smallest Stellar Neighbors

Autor: Sergio Dieterich, Carnegie Institution for Science

Gdy członkowie naszej grupy badawczej zabierają się za obserwacje w Cerro Tololo Inter-American Observatory w chilijskich Andach, spędzają większość czasu w przytulnym, ogrzewanym pomieszczeniu kontrolnym. Współczesne obserwacje astronomiczne w dużej mierze ograniczają się do monitorowania ekranów komputerowych i wprowadzania komend, które mówią teleskopowi, w które miejsce powinien się skierować. Jeżeli już musimy założyć zimową kurtkę i wejść po schodach tam gdzie jest teleskop – pod otwartą kopułą – to najprawdopodobniej coś poszło nie tak i staramy się rozwiązać problem i zminimalizować ilość zmarnowanego czasu obserwacyjnego na teleskopie. Jest w sumie jeden wyjątek. Tradycja naszej grupy nakazuje – podczas szkolenia nowego studenta, jeżeli pora roku i faza nocy są odpowiednie, aby wspólnie z nim pójść pod kopułę i pozwolić mu spojrzeć przez okular teleskopu. Fotografia nie oddaje tego co można zobaczyć bezpośrednio w okularze: jasna, czerwona kropka światła spokojnie płynąca w obszernym oceanie słabszych i bielszych gwiazd. Ta czerwona kropka to właśnie Proxima Centauri, najbliższa nam gwiazda oprócz Słońca, typowa gwiazda o małej masie. Gwiazdy takie jak Proxima Centauri, lub w skrócie po prostu Proxima, to jedne z najmniejszych lecz jednocześnie najpowszechniejszych typów gwiazd w Galaktyce. Skupmy się zatem przez kilka minut na najmniejszych i najbliższych nam gwiezdnych sąsiadach.

Wyobraźcie sobie, że upuszczamy duży, ceramiczny tależ na twardą kuchenną podłogę. Talerz rozpryskuje się na wiele, wiele kawałków różnego rozmiaru. Przyglądamy się skutkom i oceniami wyniki naszej nieostrożności. Naszą uwagę najpierw przykuwają nieliczne duże fragmenty. Jeżeli przyjrzymy się dokładniej zobaczymy, że na każdy duży fragment przypadają dziesiątki jeżeli nie setki mniejszych elementów. Wkrótce zdajemy sobie sprawę, że jeżeli marzymy w ogóle o posklejaniu talerza w całość czy rekonstrukcji tego co się stało, nie możemy po prostu pominąć także tych małych elementów i zamieść ich pod dywan. Takie nieszczęśliwe kuchenne wydarzenie to dobra analogia procesu formowania gwiazd, pozwala rzucić nowe światło w jaki sposób Droga Mleczna doszła do takiej populacji gwiazd jaką dzisiaj możemy obserwować. Gwiazdy powstają gdy obłoki międzygwiezdnego gazu i pyłu zwane olbrzymimi obłokami molekularnymi, są zaburzane–co powoduje, że zaczynają się zapadać pod własnym przyciąganiem grawitacyjnym. W zapadającym się obłoku kilka punktów osiąga coraz wyższą gęstość, i tym samym wywiera na otoczenie wyższe oddziaływanie grawitacyjne. W ciągu kilkuset tysięcy lat te obszary o wyższej gęstości pochłaniają wystarczającą ilość gazu i stają się wystarczająco zwarte, że przechodzą w stadium zarodkowe gwiazdy – powstaje protogwiazda. Gdy jądro protogwiazdy osiągnie wystarczająco wysoką temperaturę, która pozwala na rozpoczęcie i utrzymanie procesów fuzji jądrowej – powstaje nowa gwiazda. W sposób podobny do tego co się dzieje z naszym rozbijającym się talerzem, jednak ze względu na inne procesy fizyczne, wynikiem kolapsu obłoku powstają głównie gwiazdy o masach w zakresi 60% do 8% masy Słońca. Gdy w pełni się uformują, te małe gwiazdy o rozmiarach między 20% czy tylko 10% promienia naszego Słońca. Najmniejsze z nich pod względem rozmiaru (ale nie masy czy gęstości!) przypominają Jowisza. To czego tym małym gwiazdom brakuje pod względem masy nadrabiają swoją liczebnością. W rzeczy samej, z 366 gwiazd, do których odległość zmierzyliśmy dokładnie i znajdują się w odległości mniejszej niż 32,6 lat świetlnych (lub 10 parseków, w języku astronomów) od Układu Słonecznego, 275 należy właśnie do tego typu.  Obiekty tego typu powszechnie nazywane są czerwonymi karłami lub karłami M, zgodnie z systemem klasyfikacji gwiazd wykorzystywanym przez zawodowych astronomów.  Zakładając rozsądnie, że nasze gwiezdne sąsiedztwo nie różni się znacznie od reszty Drogi Mlecznej, można przyjąć, że około 75% gwiazd w naszej galaktyce to właśnie karły M. Klasa karłów M także czasami jest dzielona; gwiazdy o masie 20% lub mniej masy Słońca zwane są gwiazdami VLM (Very Low Mass). Proxima znajduje się w górnym zakresie mas gwiazd VLM.

Figure 1: A graphical representation of all known stars within 32.6 light-years (10 parsecs) of Earth. Stars of each category in the stellar classification system are represented by filled circles with sizes proportional to the star's size and colors that approximate their true colors. The Sun, a G type star, is represented by one of the yellow circles. The M dwarfs are themselves subdivided into two hues of red and 3 different sizes to represent the diversity within the M class. M dwarfs vastly outnumber all other types. The very small dots at the center represent stellar remnants that have exhausted their nuclear fuel and are called white dwarfs. The 8 planets of the Solar System are also plotted for size comparison, with Mercury and Mars too small to be noticeable. Updated counts are available at www.recons.org. Courtesy of Todd J. Henry / RECONS.
Rysunek 1: Graficzne przedstawienie wszystkich znanych gwiazd znajdujących się w odległości do 32,6 lat świetlnych (10 parseków) od Ziemi. Gwiazdy każdej kategorii w systemie klasyfikacji gwiazd zostały przedstawione jako kółka o rozmiarach proporcjonalnych do rozmiaru i barwie przypominającą rzeczywistą barwę gwiazdy. Słońce, gwiazda typu G to jedno z żółtych kółek. Karły M podzielone zostały na dwa odcienie czerwieni i 3 różne rozmiary – co pokazuje różnorodność tej klasy. Karły M znacznie przewyższają liczebnością wszystkie inne typy gwiazd. Bardzo małe kropki na środku przedstawiają pozostałości po gwiazdach, które wyczerpały swoje paliwo i przeszły w stadium białego karła.. 8 planet Układu Słonecznego przedstawiono po prawej, aby można było porównać ich rozmiary z rozmiarami gwiazd, przy czym Merkury i Mars są za małe, aby można było je zauważyć. Aktualizowane dane dostępne są na stronie www.recons.org. Źródło: Todd J. Henry / RECONS.

Ale jakimi gwiazdami są czerwone karły i jak ilość emitowanej przez nie energii wygląda w porównaniu do Słońca? Te gwiazdy są niewyobrażalnie słabe, i nawet Proximy nie da się dostrzec gołym okiem mimo tego, że znajduje się zaledwie 4,25 roku świetlnego od nas. Dla nabrania perspektywy możemy przyjąć, że najlepsze szacunki średnicy Drogi Mlecznej to od 100 000 do 180 000 lat świetlnych. Jeżeli nasza galaktyka byłaby miastem o średnicy 10 km, Proxima byłąby na tyle blisko, że pukałaby już do drzwi! A mimo to, gwiazdy, których jasność absolutna jest większa można dostrzec gołym okiem nawet z odległości sięgających 20% średnicy Drogi Mlecznej. Jeżeli próbka czerwonych karłów zostałaby umieszczona w tej samej odległości od Ziemi co Słońce, najjaśniejsze gwiazdy z tej próbki emitowałyby zaledwie 7% promieniowania Słońca. Najnowsze badania naszej grupy wskazują, że najsłabsze gwiazdy VLM świeciłyby z jasnością odpowiadającą 0,016% jasności Słońca. Proxima emituje około 0,2% promieniowania emitowanego przez Słońce.

Czerwone karły nie tylko świecą bardzo słabo, ale światło, które emitują znacznie się różni od ciepłego światła słonecznego, którym możemy się cieszyć na karaibskich plażach. Powierzchnia naszego Słońca rozgrzana jest do temperatury około 5500 stopni Celsjusza. Przy tej temperaturze większość światła emitowana jest w zakresie barwy żółtej i zielonej w widzialnym zakresie widma. Dlatego też logicznym jest, że ludzkie oko wyewoluowało tak, aby najostrzej widzieć własnie w tym zakresie, który dociera na Ziemię. Gwiazdy o małej masie są jednak znacznie chłodniejsze na powierzchni: 3500 stopni Celsjusza w przypadku najgorętszych czerwonych karłów i 1800 stopni w przypadku najmniejszych i najsłabszych gwiazd VLM. Przy tych temperaturach oprócz tego, że gwiazda emituje ogólnie mniej promieniowania, to to co emituje przesunięte jest w kierunku większych długości fali, które postrzegamy jako bardziej czerwone. Widmo barwne najgorętszych czerwonych karłów osiąga maksymalną wartość w głębokiej czerwieni, która jest tuż na granicy zakresu wykrywalnego dla ludzkiego oka. W przypadku najsłabszych gwiazd VLM widmo osiąga maksymalną wartość w bliskiej podczerwieni widma elektromagnetycznego, znacznie za daleko dla ludzkiego oka. W obu przypadkach podwyższona czułość ludzkiego oka na zakres żółto-zielony sprawi, że będziemy postrzegać krótsze długości fali niż te w których występuje maksimum emisji. Międzygwiezdny podróżnik w przyszłości, który spojrzy z bliska na gorącego czerwonego karła najprawdopodobniej zaobserwuje osobliwą pomarańczową barwę, podczas ten znajdujący się w pobliżu chłodniejszego czerwonego karła zobaczy soczyście czerwony kolor (Rysunek 2ab). To make these faintest of faint stars even more unusual, there is evidence to suggest that they have strong surface magnetic fields. These magnetic fields would cause dark spots analogous to sunspots, but they may be more numerous and larger—perhaps covering a substantial portion of the star’s surface.

Figure 2: Artist's conception of a red dwarf star as seen from close proximity. It is thought that the hotter red dwarfs may actually look more orange than red due to the human eye's enhanced sensitivity to yellow light (a), whereas the cooler red dwarfs most likely would appear bright red. Figure credit: Walt Feimer/NASA.
Figure 2: Artist’s conception of a red dwarf star as seen from close proximity. It is thought that the hotter red dwarfs may actually look more orange than red due to the human eye’s enhanced sensitivity to yellow light (a), whereas the cooler red dwarfs most likely would appear bright red. Figure credit: Walt Feimer/NASA.

Astronomers currently think that as many as 1/3 of red dwarfs may harbor rocky planets with compositions similar to Earth’s. Could life evolve on these planets, and what would life around a red dwarf be like? The idea of life evolving on planets around red dwarfs is extremely exciting. If for no other reason, their sheer numbers means that the question of red dwarf habitability has tremendous implications in determining whether we live in a Universe teeming with life or whether life is a sparse occurrence. Despite this huge potential, the notion of life on low mass star systems is not without its challenges.

Because of their lower mass and consequentially weaker gravitational pull, red dwarfs take a very long time to settle into their fully contracted configuration, once they stop accreting material from their parent star forming cloud. Similarly, the comparatively slow rate of nuclear reactions in a low mass star’s core causes these stars to have extremely long lives when compared to more massive stars. Their slow evolution and long lives are both a blessing and a curse for the possibility of life. Once fully formed and contracted, red dwarfs change very little for hundreds of billions of years. The oldest red dwarfs may therefore have provided a stable environment for life for as long as they have existed, roughly 10 billion years based on current estimates for the age of the Galaxy. Compare that with only 4.1 billion years of biological evolution on Earth. Even if evolution around a planet hosting red dwarf happened slower and hit a few dead ends, the final result might still mean a complex and diverse ecosystem. However, the prospect of a prolonged period of stability suitable for biological evolution is only exciting if we assume that the right conditions for life were present to begin with, and that is where a red dwarf’s life in the slow lane becomes a problem. Liquid water is essential for life as we know it on Earth, and liquid water can only exist if the temperature on a planet’s surface allows it. A planet’s temperature is governed primarily by the planet’s orbital distance from its parent star and the star’s intrinsic luminosity. Astronomers call the range of orbital radii allowing the existence of liquid water the ‘habitable zone’ around a star. All stars are significantly brighter during their initial contraction phase, when most of the star’s energy comes from its gravitational collapse and not from nuclear fusion. For red dwarfs this initial period of increased luminosity may last up to 3 billion years, which is well beyond the formation time for planets. Any planet that forms in what will eventually become the star’s habitable zone will be subject to scorching heat during its early life. Calculations suggest that this fiery youth may cause all water to evaporate away, thus effectively sterilizing the planet. A possible way out of this scenario involves the retention of water in minerals called chondrites. If chondrites are present in sufficient amounts in the rocky material that coalesces to form planets, the fully formed planets could have substantial water reserves in their interiors. The water could then be released from the planet’s interior by volcanic activity at later times when the surface temperature is right for liquid water. Whether or not this scenario is likely is an area of active research.

Another interesting aspect of the idea of life in planets orbiting red dwarfs has to do with the extreme proximity of the star’s habitable zone to the star itself. These stars are so faint that planets in their habitable zones would have orbits smaller than the orbit of Mercury in our Solar System. At such small distances the slight difference in the star’s gravitational pull from the planet’s side facing the star to the planet’s far side causes a phenomenon called tidal locking. In a tidally locked planet the same side of the planet always faces the star, causing it to be much hotter than the side that is perpetually facing away from the star. The Earth-Moon system is a good example of a tidally locked satellite. The habitable conditions in a tidally locked planet may be confined to a narrow ring shaped region where the illuminated side meets the dark side of the planet. This habitable region would be in perpetual twilight, with the star shining low in the horizon. Such low illumination conditions may seem rather depressing to us humans, but low light levels peaking at redder wavelengths are the norm around red dwarfs, and it is quite possible that any existing life form in these otherworldly environments may have evolved to use infrared light in much the same way we utilize the bright yellow-green light of our parent star. Perhaps venturing too close to the planet’s illuminated side would cause these creatures to get a “star burn” from red light in much the same way we get can get a sunburn from the small portion of our Sun’s energy that is emitted as ultraviolet light.

Finally, a treatment of low mass stars would not be complete without making a connection to their lower mass cousins, the substellar brown dwarfs. Looking back to our shattered plate analogy of star formation, the cloud collapse process that produces stars with a wide range of different masses can also produce objects whose mass is too small to create the conditions necessary for sustainable core nuclear fusion. These objects are called brown dwarfs. Brown dwarfs look much like their VLM star counterparts in their youth because during that phase gravitational contraction releases a large amount of energy for both stars and brown dwarfs. However, once brown dwarfs are fully contracted they keep cooling down over the course of billions of years. For much of the red dwarf range of temperatures and colors it is difficult to tell whether a given object is a young brown dwarf or a VLM star of any age. Recent research by my collaborators and I indicates that the stellar sequence comes to an end when we reach objects with surface temperatures of about 1,800 C (3,300 F) and luminosities of roughly 1/6,000th that of our Sun (interested in the technical details? read the paper here). We came to this conclusion by performing the observations necessary to estimate the radius of a sample of 63 objects thought to lie close to the end of the stellar sequence. We then noted that for temperatures higher than 1,800 C the objects cover a wide range of radii, including the radii expected for old and fully contracted stars. At cooler temperatures we encountered larger radii that can only be explained if the objects in question are young brown dwarfs that are not yet fully contracted (Figure 3).

Figure 3: Temperature-Radius diagram for VLM stars. In keeping with astronomical tradition, the temperature axis is plotted with decreasing values from left to right. The star 2MASS J0523-1403 marks the temperature at which the minimum radius is reached, meaning that objects like 2MASS J0523-1403 are old and fully contracted. At cooler temperatures only larger objects are present, indicating that they are relatively young and not yet fully contracted brown dwarfs. A few objects are marked as unresolved binaries, meaning that we are seeing the light from two closely spaced stars and therefore the radius we calculate for those stars is.
Figure 3: Temperature-Radius diagram for VLM stars. In keeping with astronomical tradition, the temperature axis is plotted with decreasing values from left to right. The star 2MASS J0523-1403 marks the temperature at which the minimum radius is reached, meaning that objects like 2MASS J0523-1403 are old and fully contracted. At cooler temperatures only larger objects are present, indicating that they are relatively young and not yet fully contracted brown dwarfs. A few objects are marked as unresolved binaries, meaning that we are seeing the light from two closely spaced stars and therefore the radius we calculate for those stars is inaccurate.

The temperature we obtained for the end of the stellar sequence is substantially higher than that predicted by theoretical models, and we are now trying to pinpoint the root causes of this discrepancy. As a part of this research we have found what we believe to be the smallest known star to date and also a representative of the smallest possible stars. This star is called 2MASS J0523-1403, and shines faintly in the constellation Lepus the hare, under the feet of Orion the hunter. (Figure 4). 2MASS J0523-1403 has a radius of only percent the radius of our Sun. That radius makes 2MASS J0523-1403 about 15 percent smaller than the planet Jupiter. Indeed, perhaps coincidentally, the size we calculate for 2MASS J05234-1403 is within 1 percent of the size of the planet Saturn. Therefore while we can say that VLM stars in general have sizes comparable to Jupiter, we can go one step further and say that the smallest stars are Saturn sized. In making these comparisons we must be careful not to confuse volume and mass. While these stars have the volume of giant planets their mass is theoretically predicted to be anywhere from 70 to 80 times the mass of Jupiter, making them incredibly dense. In fact, it is the quantum mechanical limit on the allowed upper density that causes brown dwarfs to stop contracting before nuclear fusion ignites.

Figure 4: The smallest known star, 2MASS J0523-1403, as seen with the Cerro Tololo 0.9 meter telescope is shown using a color scheme that approximates its true color.
Figure 4: The smallest known star, 2MASS J0523-1403, as seen with the Cerro Tololo 0.9 meter telescope, is shown using a color scheme that approximates its true color.

Over the last few decades our knowledge of red dwarfs has gone from simply knowing that they exist, to realizing just how numerous they are, and finally to being able to characterize them and assess their suitability as hosts for habitable planets. This progress is in part due to advances in observational astronomy, such as the substitution of blue sensitive photographic film to red sensitive digital CCD detectors and infrared detectors. Those advances in sensitivity and data management were then utilized to conduct large all-sky surveys that revealed a multitude of new red dwarfs and gave astronomers the unprecedented ability to study them not only as individual objects but also as a population. We now have a good understanding of how red dwarfs contribute to the overall stellar population of the Galaxy and are gaining greater understanding of their promises and challenges as hosts of livable planets. The history of astronomy has taught us that we cannot predict what the next discovery will be and how it will change our understanding of things. It could well be that after thorough study we may realize that the roughly 75 percent of the stars in the Galaxy that we call red dwarfs are not suitable as hosts of living planets. That alone would let us know that life in the Universe might be a bit more special than previously thought and how fortunate we are to have a home on planet Earth. On the opposing view, we know from our experience on Earth that evolution usually finds a way to make life flourish in the most extreme and odd environments. If life forming mechanisms are able to overcome the challenges we discussed here, plus many others that we have not yet even imagined, it is quite possible that our solar neighborhood abounds with beings of unimaginable forms thriving under the soft red twilight of their tiny parent star.

Dieterich_photo_lowres

About the author. Sergio (Serge) Dieterich is an observational astronomer who studies the properties of the smallest stars in the solar neighborhood, and the differences and similarities between these stars and their lower mass substellar cousins, the brown dwarfs. He is particularly interested in how stellar structure, and evolution processes happening deep within the core of a star or brown dwarf, are related to the colors and spectroscopic features of the surface of the star, which is the only part probed by telescope observations. Serge also specializes in the technique of astrometry, which measures minute changes in the relative position of a star in the sky to determine the star’s distance from Earth, as well as any orbital motion the star may have about an unseen companion. Serge was born in Porto Alegre, Brazil, and moved to Miami, Florida, just before starting high school. He has a B.A. in physics from Johns Hopkins University, an M.S. in physics from Georgia State University, and recently obtained his Ph.D. in astronomy also from Georgia State. After college and before starting graduate school Serge taught high school physics and middle school physical science for two years. He currently holds a National Science Foundation postdoctoral fellowship at the Department of Terrestrial Magnetism from the Carnegie Institution for Science. In addition to cutting edge research, he is also developing contents for high school level students about astronomy and stars.

Jak gwiazda może ukryć swoje Ziemie?

Autor: Xavier Dumusque, Observatory of Geneva

Załóżmy, że chcemy znaleźć planetę bardzo podobną do Ziemi, tzn. krążącą wokół gwiazdy podobnej do Słońca, o masie równej masie Ziemi i okresie orbitalnym równym 1 rok. Załóżmy także, że chcemy wykryć ten obiekt wykrywając grawitacyjny wpływ tej planety na jej gwiazdę macierzystą. Wiem, co teraz sobie myślisz; “Nie ma szans, Słońce jest na tyle masywne, że nawet nie drgnie!”. Masz rację, Słońce jest ekstremalnie masywne, de facto jest 300 000 razy masywniejsze niż Ziemia, ale trzymajmy się praw fizyki. Prawa grawitacji (dzięki Newton!) mówią nam, że wszystkie obiekty obdarzone masą będą ze sobą oddziaływać, dlatego też Słońce także powinno się poruszyć. Pytanie tylko o ile? Jeżeli podstawimy wszystkie dane do wzorów okazuje się, że środek Słońca przemieści się w ciągu 6 miesięcy o 500 km. Czyli Słońce przesunie się o odległość 1500 razy mniejszą od promienia Słońca, a maksymalna prędkość, którą Słońce w związku z tym osiągnie wyniesie tylko 0.3 km/h (czyli w praktyce prędkość żółwia wybierającego się na spacer). Zgadzam się z Tobą, że to niewiarygodnie małe liczby, ale jednak!

Odchylenie środka Słońca spowodowane przez przyciąganie grawitacyjne wszystkich planet Układu Słonecznego, w funkcji czasu. Słońce przesuwa się łącznie o równowartość swojego promienia, głównym ciałem powodującym ten ruch jest najmasywniejsza planeta Układu Słonecznego – Jowisz (CC, Carl Smith’s derivative work)

Teraz wyobraźmy sobie, że budujemy idealny instrument do mierzenia tego wpływu bliźniaczej Ziemi na jej gwiazdę macierzystą. Taki instrument musiałby być w stanie wykryć zmianę prędkości rzędu 0.3 km/h w gwieździe oddalonej o sto tysięcy miliardów kilometrów. Nie chciałbym wchodzić tutaj w szczegóły, ale użyjmy tutaj analogii aby pokazać o jakich trudnościach w tym przypadku mówimy. Wyobraźcie sobie, że tym idealnym instrumentem jest linijka, którą chcemy zmierzyć szerokość obiektu z tą samą dokładnością jaka niezbędna jest do wykrycia bliźniaczki Ziemi. Wymagana precyzja jest na poziomie 10 000 razy mniejszym od najmniejszej podziałki na linijce. Nie tak łatwo, prawda? Przy świetnym wzroku może uda nam się zejść do 1/3 lub 1/4 najmniejszej podziałki, ale 1/10000?! Dzisiaj, najlepsze wykorzystywane przez nas instrumenty zdolne są do osiągnięcia precyzji rzędu 1/1000 (patrz HARPS oraz HARPS-N). Dlatego też jesteśmy w stanie wykryć planety dziesięć razy masywniejsze niż Ziemia, jeżeli gwiazda macierzysta jest podobna do Słońca i jeżeli okres orbitalny planety wynosi jeden rok. Na University of Geneva gdzie pracuję, naukowcy opracowują nowy instrument – zwany ESPRESSO, który będzie charakteryzował się precyzją wymaganą do wykrycia bliźniaczki Ziemi.

Wyobraźmy sobie, że za rok ESPRESSO może już być gotowy do pracy (taki jest rzeczywisty plan) i rozpoczynamy obserwacje kilku gwiazd w poszukiwaniu bliźniaczek Ziemi. Aby być pewnym detekcji musimy obserwować takie gwiazdy przez co najmniej jeden pełen okres orbitalny planety, czyli w tym wypadku jeden rok. Jeżeli takie bliźniaczki Ziemi istnieją, a mamy pewność, że powinno być ich sporo, powinniśmy odkryć świętego Graala planet przed 2020 rokiem. Ale – zaraz! – kilka rzeczy może pójść nie po naszej myśli, i tutaj chciałbym podkreślić największy problem, z którym musimy się mierzyć. Największy problem stanowią… gwiazdy.

Pozwólcie mi zatem wyjaśnić w jaki sposób gwiazdy mogą wszystko zniweczyć. Wszystko zaczyna się od efektu Dopplera. Trudna nazwa, której lubią używać fizycy, jednak jeżeli nie studiowałeś fizyki, pewnie nie wiesz co to oznacza, albo słyszałeś coś o tym w szkole średniej, ale dawno już zapomniałeś o co chodzi. Nie zmienia to faktu, że większość z Was spotkała się już w życiu z efektem Dopplera. Z pewnością gdy szedłeś chodnikiem gdzieś, kiedyś obok Ciebie przejechała karetka pogotowia. Słyszałeś ten pojazd już z daleka dzięki jego syrenie – skupiłeś się na dźwięku i słyszałeś jego ton. Jednak gdy pojazd już Cię minął, ton nieznacznie się zmienił. Czy kierowca nacisną przycisk zmiany tonu przejeżdżając właśnie obok Ciebie? Prawdopodobnie nie. Aby się upewnić, pytasz kilka innych osób na chodniku czy odnieśli to samo wrażenie (cóż, w rzeczywistości ci ludzie pomyśleliby “a co to za dziwne pytania?”, ale to tylko eksperyment myślowy, w którym możesz być tak dziwny jak Ci się to podoba). I tak,  wszyscy potwierdzili, że owo zjawisko zaszło dokładnie w momencie gdy pojazd ich minął – tym samym potwierdzają, że kierowca nie bawi się przyciskami.  W rzeczywistości przed minięciem Ciebie pojazd zbliżał się do Ciebie, a gdy Cię minął zaczął się od Ciebie oddalać.  A z uwagi na fakt, że fale dźwiękowe poruszają się w powietrzu z ograniczoną prędkością, różnicy prędkości ambulansu przed i po minięciu Ciebie powoduje powstanie tej różnicy tonu.

The radial velocity method to detect exoplanet is based on the detection of variations in the velocity of the central star, due to the changing direction of the gravitational pull from an (unseen) exoplanet as it orbits the star. When the star moves towards us, its spectrum is blueshifted, while it is redshifted when it moves away from us. By regularly looking at the spectrum of a star - and so, measure its velocity - one can see if it moves periodically due to the influence of a companion. Image credits : ESO
Metoda prędkości radialnych w wykrywaniu egzoplanet opiera się na detekcji wariacji prędkości gwiazdy centralnej spowodowanej zmieniającym się kierunkiem przyciągania grawitacyjnego ze strony (niewidocznej) egzoplanety krążącej wokół tej gwiazdy. Gdy gwiazda porusza się w naszym kierunku, jej widmo przesunięte jest ku błękitowi, a ku czerwieni jeżeli gwiazda oddala się od nas. Regularnie przyglądając się widmu gwiazdy – mierząc jej prędkość – można zauważyć okresowe zmiany spowodowane przez towarzyszącą jej planetę. Źródło zdjęcia: ESO

Teraz już wiesz czym jest efekt Dopplera, ale co ma wspólnego ambulans z tematem tego artykułu – gwiazdami i planetami? Cóż, gwiazdy emitują promieniowanie, a ponieważ promieniowanie także ma ograniczoną prędkość (dzięki Albert Einstein!), dochodzi dokładnie do tego samego zjawiska. Nie wchodząc zbytnio w szczegóły, obiekty emitujące światło poruszające się w Twoją stronę wydają się nieco bardziej niebieskie (przesunięcie ku błękitowi), a obiekty poruszające się w kierunku przeciwnym do Ciebie wydają się bardziej czerwone (przesunięte ku czerwieni). Ten efekt Dopplera leży u podstaw techniki prędkości radialnych wykorzystywanej do wykrywania planet. Jeżeli gwiazda porusza się w Twoją stronę, a następnie w przeciwną, i na dodatek robi to okresowo, najprawdopodobniej ten ruch spowodowany jest przez planetę krążącą wokół tej gwiazdy. Innym słynnym przykładem wykorzystania efektu Dopplera w astrofizyce jest pomiar rozszerzania się Wszechświata. Patrząc na wszystkie otaczające nas galaktyki, widzimy, że ich promieniowanie jest przesunięte ku czerwieni, a tym samym wszystkie galaktyki we Wszechświecie oddalają się od siebie nawzajem, a to prowadzi do wniosku, że Wszechświat się rozszerza.

Powiedziałem Wam, że największą przeszkodą w wykrywaniu bliźniaczek ZIemi są ich gwiazdy macierzyste. Wróćmy zatem do tego problemu. Gwiazdy powstają w procesie kontrakcji olbrzymich obłoków molekularnych. Przypominając sobie zasadę zachowania momentu pędu dochodzimy do wniosku, że gwiazdy obracają się wokół swojego środka niczym łyżwiarka, która powoli zbliża swoje ramiona do ciała jednocześnie przyspieszając swój obrót. Przy założeniu, że okres obrotu Słońca wokół osi to 25 dni, a promień Słońca to ok. 500 000 km, możemy policzyć prędkość obrotu Słońca na powierzchni – wynosi ona 7200 km/h. Dlatego też, przyglądając się uważnie Słońcu, możemy zobaczyć, że światło docierające do nas z krawędzi zbliżającej się do nas jest przesunięte ku błękitowi, a światło przy chowającej się krawędzi, jest przesunięte ku czerwieni; pamiętacie jeszcze efekt Dopplera? Czy zatem widzimy połowę Słońca jakby poruszało się w naszą stronę, a drugą połowę jakby oddalała się od nas z powodu rotacji gwiazdy? Tak, dokładnie tak, ale z racji tego, że część Słońca poruszająca się w naszą stronę jest taka sama jak część oddalająca się od nas – średnia prędkość wynosi zero. To ma sens, bowiem Słońce tylko porusza się wokół własnej osi, ale nie oddala ani nie zbliża się do nas.

Teraz, prawdopodobnie wiesz, że na Słońcu często pojawiają się ciemne plamy na swojej powierzchni, tak zwane plamy słoneczne. Te plamy słoneczne spowodowane są silnymi polami magnetycznymi we wnętrzu Słońca, które czasami pojawiają się na powierzchni. Z uwagi na to, ze są ciemne, plamy słoneczne możemy czasami zauważyć jako ciemne dyski blokujące część dysku gwiazdy. Tym samym takie plamy zaburzają równowagę przesunięcia ku czerwieni i ku błękitowi; Słońce wyda się wtedy nieznacznie przesunięte ku czerwieni (lub błękitowi) i moglibyśmy dojść do błędnego wniosku, że gwiazda się porusza. Zakładając wystąpienie dużej plamy na Słońcu, obejmującej 0.1% obszaru powierzchni i maksymalną prędkość rotacji równą 7200 km/h dochodzimy do wniosku, że taka plama słoneczna spowoduje zauważenie prędkości radialnej gwiazdy rzędu 7,2 km/h, która jest o jeden rząd wielkości większa od 0.3 km/h wymaganych do wykrycia bliźniaczki Ziemi.

Mapa prędkości dopplerowskich Słońca obserwowana przez instrument MDI na pokładzie satelity SOHO (lewy panel). Czarna kropka symuluje tutaj plamę słoneczną obserwowaną na powierzchni Słońca (patrz prawdziwa plama słoneczna obserwowana przez SOHO na panelu prawym). Rotacja Słońca gwarantuje równe półkule przesunięte ku czerwieni i ku błękitowi, jednak ta równowaga zaburzana jest przez plamy słoneczne. Dla przykładu plama zasłaniająca część półkuli przesuniętej ku błękitowi sprawia, że końcowy pomiar wskazuje, że gwiazda jest przesunięta ku czerwieni (Źródło: SOHO/MDI).

Podsumowując nawet za pomocą instrumentu osiągającego precyzję wymaganą do wykrycia bliźniaczki Ziemi, sygnały zaburzające powstające na powierzchni gwiazdy, takie jak plamy, mogą znacznie skomplikować wykrycie potencjalnych planet. Już od 20 lat mamy świadomość problemu z plamami gwiezdnymi, a ostatnio odkryliśmy także inne efekty gwiezdne zaburzające obserwacje. Wielu naukowców stara się lepiej zrozumieć owe perturbacje i bada nowe techniki ich eliminacji. Jestem właśnie jednym z nich i jestem przekonany, że uda nam się rozwiązać ten krytyczny problem sygnałów gwiezdnych w nadchodzących latach.

Xavier2
Dr Xavier Dumusque.

O autorze

Dr Xavier Dumusque specjalizuje się w odkrywaniu planet pozasłonecznych przy uwzględnieniu sygnałów zaburzających powstających w gwiazdach macierzystych. Xavier studiował astrofizykę na University of Geneva, gdzie uzyskał stopień doktora w 2012 roku we współpracy z University of Porto. Po dwóch okresach badań podoktorskich na Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (USA), powrócił do Observatory of Geneva gdzie aktualnie pracuje. Jest pierwszym autorem artykułu opublikowanego w Nature, w którym ogłoszono odkrycie planety o masie Ziemi krążącej wokół Alfa Centauri B (2012) oraz artykułu prezentującego odkrycie mega-Ziemi krążącej wokół gwiazdy Kepler-10 (2014). Xavier aktywnie udziela się przy rozwoju teleskopu słonecznego, który pomoże w scharakteryzowaniu i zrozumieniu pochodzenia sygnałów perturbujących na Słońcu, które mogą pomóc rozwinąć nowatorskie techniki anulowania ich wpływu na wykrywalność bliźniaczek Ziemi wokół innych gwiazd. Pośród nagród jakie otrzymał chcielibyśmy tylko wymienić Schläfli Prize za wyjątkową pracę doktorską (Swiss Academy of Science, 2014), Yale Center for Astronomy and Astrophysics Postdoctoral Prize fellowship (2015) oraz Branco Weiss fellowship (2015).

The Doppler Method and Proxima Centauri

by Hugh R. A. Jones, Centre for Astrophysical Research at University of Hertfordshire

Proxima Centauri is the closest star to the Sun, hence its name. Nonetheless, gravitationally speaking, it belongs to a triple system in which Proxima Centauri orbits a central binary system at a distance of 10 thousand times the Earth–Sun distance. The members of the inner binary are designated as Alpha Centauri A and B. They orbit one another with a distance 20 times that of the Earth–Sun distance. Both Alpha Centauri A and B are rather similar to our Sun. The components of a multiple star system are named by adding uppercase letters to the name of the star. Alpha Centauri A is the brightest component, Alpha Centauri B is the slightly fainter second star and Alpha Centauri C is the much fainter Proxima Centauri. Currently Alpha Centauri A and B are rather close together on the sky and present as the 2nd brightest night-time object in the Southern sky—after Canopus which is a hotter, more distant star. Proxima Centauri was not discovered until 1915 in part because its luminosity is only 0.1% that of the Sun. Despite being next door (astronomically speaking) it was not easily spotted near its brighter neighbours. Naturally people have long speculated the possibilities for the closest possible places for life beyond the Solar System. In 2012 a radial velocity or Doppler wobble search of Alpha Centauri B revealed the signal of an Earth-mass planet in a three day orbit. However, several subsequent studies have analysed exactly the same data and not confirmed the claimed signal. The 2012 discovery depended on a model accounting for the activity of Alpha Centauri B just as one might have to account for the effects of solar rotation, activity and the sunspot cycle if one were interested in detecting the Earth next to the Sun. A number of scientists have been working hard on accounting for the cycles of stellar activity but so far the evidence for an Earth-mass planet around Alpha Centauri B is unconfirmed.

One might ask why we and the 2012 study of Alpha Centauri B use the Doppler wobble technique at all when so many planets have been found by the Kepler space telescope. It is important to realize that detection by Kepler requires that the planet blocks the light from the star so while transit surveys have been hugely successful they can only deliver objects around the small fraction of stars whose alignment happens to give rise to a transit signal. On the other hand Doppler wobble or radial velocity signals can potentially be discerned for all stars with planets, unless they have face-on orbits. In principle, Proxima Centauri presents a better opportunity to search for planets because its mass and radius are only 10% that of Alpha Centauri B. The lower mass of Proxima Centauri means that the same mass planet in orbit could be proportionally easier to spot. Of course this will depend on the details! For our search, we measure the Doppler wobble induced by the planet on its host star through their gravitational pull on each other. In the case of Alpha Centauri B the claimed signal was 51 centimetres per second (1.8 km/hr), about the speed of a baby crawling and corresponding to a mass close to that of the Earth. However, if we found such a signal around the much lighter star Proxima Centauri it would correspond to an even lighter planet.

Example of measurements (in red) overplotted on the expected Doppler signal caused by an exoplanet on the Star. Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a gas-giant planet in a short period orbit around the star.
Example of measurements (in red) overplotted on the expected Doppler signal caused by an exoplanet on the Star. Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a gas-giant planet in a short period orbit around the star.

Previous work on Proxima gives us a constraint that any signals around Proxima will likely be no more than 10 Earth-masses. Proxima Centauri’s mass—of about a tenth that of the Sun—means the mass ratio between Proxima and any planet in orbit will be at least 3000. To put this is context think of the forces on you when you spin an object on a string around your body. In the case of an Olympic hammer thrower the hammer twirls around their gyrating body with the string keeping them together. This analogy with the hammer thrower as the star and the hammer as the planet serves to illustrate that although the planet does most of the moving a star with a planet in orbit around it will be tugged slightly to and fro as the planet orbits, and these subtle movements of the star show up as subtle shifts in the color of the star’s light we see from Earth.

The men’s Olympic hammer throwing event involves a 7.3kg steel ball attached to a wire with a handle. Since the ball is 7.3kg this takes some strength and technique to throw so hammer throwers tend to be fairly large and strong. The force on the hammer thrower from the hammer is quite substantial because the mass of the hammer is high relative to the thrower. When Yuriy Sedykh set his world record for the hammer throw he was some 110 kg—a mass ratio of 15. The substantial force experienced by the athlete is not a particularly close analogy though, since a planet around Proxima Centauri would have a mass ratio of at least 3000. A better analogy needs something with a bit less mass. A golf ball weighing 45g serves as a better analogy but to get a mass ratio of 3000 we need the hammer thrower to be a bit heavier. The average sumo wrestler weighs in at 150kg so an appropriate analogy would be a sumo wrestler whizzing a golf ball around them. Or alternatively the force felt on a toddler (8.1 kg) swinging a ping pong ball (mass 2.7g) around.

Hammer thrower Mike Mai practices at Fort Lewis, July 1. Mai finished third at the U.S. National Championships and will soon compete at the World Track and Field Championships in Berlin, Germany. Image credits : Phil Sussman.
Hammer thrower Mike Mai practices at Fort Lewis, July 1. Mai finished third at the U.S. National Championships and will soon compete at the World Track and Field Championships in Berlin, Germany. Image credits : Phil Sussman.

When we look for the Doppler wobble of stars due to unseen planets we are actually looking to detect the small change in the light that results from the periodic stretching and compressing of the light from Proxima Centauri due to the motion induced on it by the planet. It might also be instructive to think about the Doppler effect in terms of other phenomena one experiences. Listen while a fast car moves past you or stand on the platform while a high speed train whizzes through the station. In these cases it is only possible to perceive these changes in sound when they are moving fast. While a vehicle moving at 100km/h (about 30 m/s) is only moving about ten times faster than Proxima Centauri might be moving, the change that our ears perceive is happening over much less than a second. However, we do not expect a planet in orbit around Proxima Centauri to make the change in period over less than a few days to appear to move from being slightly blue-shifted to slightly red-shifted. If we think in terms of sound waves the frequency ratio between two adjacent notes on a piano is approximately 1.06 which happens to be equivalent to the world record hammer throw ratio . The smallest shift in sound waves we can perceive is approximately 3.6 Hz, which at middle C corresponds to a rather modest ratio of 75. Thus even the smallest changes we can perceive in the frequency of sound are not really close to being representative of the level of effect we are trying to measure.

A star orbited by an exoplanet wobbles around the center of mass of the system as viewed in line with the orbital plane of the system. Image credits : Reyk
A star orbited by an exoplanet wobbles around the center-of-mass of the system as viewed in line with the orbital plane of the system. Image credits : Reyk

We are fortunate that modern technology, along with data handling ingenuity built up by successive generations of astronomers and instrument builders, allows us to reliably measure the frequency or wavelength of light over long periods of time. Rather than gazing into the sky and enjoying the mysterious wonder of all the far away specks of light; if we have access to a telescope and a sensitive digital camera we can collect enough light from the star that we can disperse the light so that rather than looking at a broad range of wavelengths—white light as we perceive it—we seek to measure the subtle changes in light from a star as a function of wavelength. This is equivalent to putting the starlight through a very powerful prism which enables us to split the white light into the full rainbow of colors. In practice this is achieved by putting the star light onto an echelle grating. This is a piece of glass (like a microscope slide) which has hundreds of lines ruled on it per millimetre. This enables the light to be dispersed a lot more than a prism, which in turn enables the resolution of individual atomic species and molecules that undergo particular transitions at precise energies. Since Proxima Centauri is comparatively nearby and space is very empty it can be seen that when a spectrum is taken, the atomic and molecular lines which we see correspond to the expected intensities for Proxima Centauri’s temperature; and move together as it moves relative to us and so we can be sure that our instrument is observing the atmosphere of Proxima Centauri.

The radial velocity method to detect exoplanet is based on the detection of variations in the velocity of the central star, due to the changing direction of the gravitational pull from an (unseen) exoplanet as it orbits the star. When the star moves towards us, its spectrum is blueshifted, while it is redshifted when it moves away from us. By regularly looking at the spectrum of a star - and so, measure its velocity - one can see if it moves periodically due to the influence of a companion. Image credits : ESO
The radial velocity method to detect exoplanets is based on the detection of variations in the velocity of the central star, due to the changing direction of the gravitational pull from the (unseen) exoplanet as it orbits the star. When the star moves towards us, its spectrum is blue-shifted, while it is red-shifted when it moves away from us. By regularly looking at the spectrum of a star—and by so, measuring its velocity—one can see if it moves periodically due to the influence of a companion. Image credits : ESO

Another key ingredient of many required to precisely record Doppler wobble is a stable reference source for the spectrograph . In the case of our experiment the instrument HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) has a Thorium Argon lamp as its reference source. A standard light bulb works when a voltage is applied to heat a tungsten filament to glow and emit light. In a reference source lamp the voltages applied are larger so that the electrons in the atoms are ionized. Suitable elements are chosen, which are those that have large number of different energy states. When excited electrons in the atom move between the many possible energy states, they emit photons of light, which can then be detected as a relative forest of emission lines across a broad wavelength range.

On the left, we can see emission lines of a Thorium Argon lamp (extracted from http://tdc-www.harvard.edu/instruments/tres/). On the right a small chunk of the spectrum of Proxima Centauri is shown for comparison (Image credits : G.Anglada-Escude). Sharp features like the ThAr lines and the hundreds of narrow absorption features in Proxima's spectrum are ideal to measure accurate Doppler velocities.
On the left, we can see emission lines of a Thorium Argon lamp (extracted from http://tdc-www.harvard.edu/instruments/tres/). On the right a small chunk of the spectrum of Proxima Centauri is shown for comparison (Image credits : G. Anglada-Escude). Sharp features like the ThAr lines and the hundreds of narrow absorption features in Proxima’s spectrum are ideal to measure accurate Doppler velocities.

The heavy element Thorium and the buffer gas of Argon are the best combination found so far. Whenever we take a spectrum of Proxima Centauri we compare it to the Thorium Argon lamp reference spectrum to determine how much the lines in Proxima Centauri’s spectrum have moved. All the time the temperature and the pressure of the Thorium Argon lamp, and the spectrograph as a whole, are carefully controlled in order that nothing changes. The idea is that nothing in the experimental procedure should be altered from one measurement of Proxima Centauri to the next. This means that we can use the recorded data to infer the motion of Proxima Centauri and thus any Doppler wobble that it has due to any planets in orbit around it.

Hugh R. A. Jones

About the author. Professor Hugh Jones is the Director of Bayfordbury Observatory at the University of Hertfordshire and teaches astrophysics and maths to undergraduates. He is also Director of Research for the University’s Science and Technology Research Institute, one of three multi-disciplinary research facilities in the University. His research is focused on our stellar neighbourhood and has led to the discovery of a number of extra-solar planets using the Doppler wobble method including the first long-period circular one, the 100th discovered and the one with the most eccentric orbit. He received his BSc in Physics from the University of Leeds, followed by an MSc in astrophysics from the University of Alberta in 1990. After working at Blackwell Scientific and setting up an educational electronics company (MadLab) he moved into academia gaining his PhD in astrophysics from the University of Edinburgh in 1995. He then moved to the University of Tokyo as a European Commission research fellow to work with Professor Takashi Tsuji on the model atmospheres of cool dwarf stars working on the inclusion of dust in model atmospheres finding the first empirical evidence for dust in cool dwarf stars. At this time he co-founded the Anglo-Australian Planet Search using the Doppler wobble technique. In 1997, he moved to Liverpool John Moores University and in 2000 a position at the University of Liverpool being closely involved with founding and running a joint Physis degree, a suite of ten online distance learning courses and the the Liverpool Robotic Telescope. He moved to Hertfordshire in 2004, led the Institute of Physics accreditation of the Physics degree and set up the inaugural European Week of Astronomy and Space Science. Hertfordshire is now host to a number of researchers involved in the discovery and characterisation of nearby stars and their companions. The group is unusual in finding planets by a number of different complementary methods and is particularly active in the systematic discovery of the coolest stars including most of the coolest known examples.

Intensyfikacja poszukiwań planety przy Proxima Centauri

Autor: Paul Gilster, autor Centauri Dreams

Zawsze będzie jakaś ‘proxima’—gwiazda najbliższa naszej własnej—ale nie zawsze będzie to Proxima Centauri, która za kilkadziesiąt tysięcy lat bez wątpienia zmieni nazwę, być może na Alfa Centauri C lub coś w tym stylu. Żyjemy w bardzo dynamicznym wszechświecie, gdzie czerwony karzeł Ross 248 stanie się (za jakieś czterdzieści tysięcy lat) nową ‘proximą.’ Możemy także spodziewać się, że gwiazdy z czasem znajdą się znacznie bliżej nas niż aktualnie Proxima Centauri. Gdy wybierzemy się 1,4 miliona lat w przyszłość to GL 710 zbliży się na około 50 000 AU (jednostek astronomicznych – AU, równych odległości Ziemi od Słońca). Gdy wybierzemy się w podróż w czasie w przeciwnym kierunku, to trzy miliony lat temu jasny dzisiaj układ Alfa Centauri byłby niewidoczny gołym okiem.

700px-Near-stars-past-future-en.svg
Najbliższe nam gwiazdy w zakresie od 20,000 lat temu do 80,000 lat w przyszłości.

W tym bezustannym tańcu ciał niebieskich, najbliższa nam gwiazda zawsze będzie zwracała uwagę społeczeństw technologicznych szukających życia gdzie indziej, rozważających strategie wysyłania sond w przestrzeń międzygwiezdną. Najbliższa gwiazda szczególnie przyciąga poszukiwaczy planet pozasłonecznych – tak też jest w przypadku całego układu Alfa Centauri składającego się z Centauri A oraz B oraz – jeżeli rzeczywiście związana jest z nimi grawitacyjnie, a tak się wydaje – Proximy Centauri. Co za wspaniała wiadomość, że w ramach projektu Pale Red Dot planowana jest trwająca dwa miesiące kampania obserwacyjna mająca na celu poszukiwanie potencjalnych analogów Ziemi w pobliżu Proxima Centauri za pomocą spektrografu HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) zainstalowanego na 3.6-metrowej średnicy teleskopie ESO w La Silla. Nocny monitoring rozpocznie się 18 stycznia 2016 roku.

Odkryta w 1915 roku przez szkockiego astronoma Roberta Innesa Proxima Centauri od samego początku pobudza naszą wyobraźnię. Dla pisarza science fiction Roberta Heinleina, owa gwiazda stała się celem statku kosmicznego Vanguard, który transportował załogi, które żyły i umierały na pokładzie statku w dwóch wydanych w latach czterdziestych XX wieku krótkich opowiadaniach, które tworzą jego powieść Orphans of the Sky. Murray Leinster już wcześniej nazwał tą gwiazdę naszym głównym celem w opowieści z 1935 roku pt. “Proxima Centauri.” I choć Centauri B ostatnio zwracała największą uwagę z racji odkrycia wciąż niepotwierdzonej, a ostatnio nawet poddawanej w wątpliwość planety Centauri Bb, to jednak Proxima Centauri skupia teraz najwięcej uwagi poszukiwaczy planet pozasłonecznych.

Znaleźć tranzytującą planetę

proxima_small
Proxima Centauri.

Znajdujący się w odległości 4,218 lat świetlnych od Słońca czerwony karzeł byłby ledwo widoczny nawet z planety krążącej wokół Centauri A lub B. Oddalona od nich o zaledwie 15 000 AU Proxima jest na tyle mała i słaba, że każdemu astronomowi z układu Alfa Centauri uświadomienie sobie jej bliskości mogłoby zająć sporo czasu, i doszłoby do tego tylko wtedy gdy Proxima akurat zbliżyłaby się i jej ruch własny zostałby zauważony. Byłby to co prawda obiekt dostrzegalny gołym okiem, ale przy jasności zaledwie 3,7 magnitudo z pewnością nie wyróżniałby się na niebie. Niemniej jednak mógłby wywierać istotny wpływ na dwie większe gwiazdy. Niedawno nawet Greg Laughlin oraz Jeremy Wertheimer (UC­Santa Cruz) spekulowali, że Proxima mogłaby zaburzać komety z dysku wokół tego układu podwójnego, który może otaczać obie gwiazdy, dostarczając w ten sposób wodę na krążące wokół nich planety.

Czy faktycznie w pobliżu Proximy istnieją planety pozostaje kwestią otwartą. Aby ją rozwiązać używa się różnych sposobów poszukiwania egzoplanet. Ostatnio używaną metodą było poszukiwanie tranzytów przez Davida Kippinga (CfA) za pomocą teleskopu kosmicznego MOST (Microvariability & Oscillations of STars) Kanadyjskiej Agencji Kosmicznej. W ramach projektu, który rozpoczął się latem 2014 roku zebrano dane z 13 dni, a w 2015 roku z kolejnych 30 dni. Wyniki analizy zebranych danych zostaną ogłoszone latem 2016 roku. Niewielki i niedrogi instrument – MOST najbardziej znany jest jako teleskop, który odkrył tranzyt planety 55 Cancri e, która krąży wokół planety widocznej z Ziemi gołym okiem. To pierwsza gwiazda widoczna gołym okiem, przy której odkryto planetę za pomocą metody tranzytu.

Odkrycie tranzytu, wyśledzenie spadku jasności podczas przejścia planety na tle tarczy gwiazdy macierzystej, widzianego przez MOST, umieściłoby ten teleskop kosmiczny w annałach historii. Badania tranzytów mają swoje zalety w przypadku małych gwiazd takich jak Proxima Centauri. Rozmiary Proximy to zaledwie 1/10 rozmiarów Słońca. Każda potencjalnie przyjazna życiu planeta powodowałaby stosunkowo głęboki spadek jasności gwiazdy, ponieważ rozmiar planety w stosunku do gwiazdy jest znaczący – zupełnie inaczej jest w przypadku niewielkich planet krążących wokół dużo większych gwiazd klasy G- lub F-.

Planeta w soczewce grawitacyjnej

Mikrosoczewkowanie grawitacyjne to kolejny ze sposobów, który może pomóc w szukaniu planet krążących wokół Proximy – stwierdził Kailash Sahu (Space Telescope Science Institute) w 2013 roku gdy zauważył, że gwiazda o tak dużej prędkości kątowej na niebie może często przesłaniać dużo dalsze obiekty kosmiczne. W przypadku mikrosoczewkowania bliższe obiekty powodują efekt soczewkowania źródła światła znajdującego się dalej, gdy jego promieniowanie zostaje zakrzywione przez czasoprzestrzeń – zjawisko przewidziane przez Einsteina. Przesłonięcie odległej gwiazdy przez Proximę może pozwolić na zauważenie jednej lub większej liczby planet, gdy stworzą one własne soczewki już po przejściu Proximy Centauri powodujące delikatne pojaśnienie obrazu gwiazdy tła.

Sahu zaobserwował dwa zjawiska zakrycia, pierwsze było przejściem przed gwiazdą tła o jasności 20 magnitudo w październiku 2014 roku, drugie natomiast zasłonięciem gwiazdy o jasności 19.5 magnitudo w lutym 2016 roku. Przy wykorzystaniu obu przypadków powinno być możliwe zmierzenie masy Proximy z dokładnością do pięciu procent. Kosmiczny Teleskop Hubble’a, Bardzo Duży Teleskop (ESO VLT w Chile) oraz kosmiczny teleskop Gaia zdolne są do pomiarów z dokładnością do 0.2 milisekund łuku, podczas gdy zmiana położenia obu gwiazd tła spowodowana przez masę Proximy szacowana jest odpowiednio na 0.5 i 1.5 milisekundy łuku.

Pomiary gwiezdnych ‘wahań’

Mikrosoczewkowanie grawitacyjne może ujawnić lub nie ujawnić obecność planety na orbicie wokół Proxima Centauri, jednak gwiazda ta była także przedmiotem kilku badań wykorzystujących analizę prędkości radialnych, w których analizuje się charakterystyczne zmiany ruchu gwiazdy. Taki sygnał objawia się niezmiernie małym przesunięciem dopplerowskim spowodowanym przez planetę krążącą wokół gwiazdy. Stąd gwiazda delikatnie przesuwa się raz w naszym kierunku, raz w przeciwnym. Możemy śledzić te ‘wahania’ ekstremalnie czułymi spektrografami – tego rodzaju pomiary dla Proxima Centauri zostały wykonane przez Michaela Endl (UT­Austin) oraz Martina Kürster (Max­Planck­Institut für Astronomie) przy użyciu danych obserwacyjnych obejmujących 7 lat obserwacji za pomocą spektrografu UVES zainstalowanego na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) w Paranal (Chile).

detectability
Górny limit masy planety, która może być wykryta w pobliżu Proxima Centauri w oparciu o obserwacje M. Endla i M. Kürstera. Ekostrefę zaznaczono kolorem zielonym. Zdjęcie: Endl & Kürster, A&A, 488, 1149.

Nie udało się wykryć żadnej planety, ale to jeszcze nie koniec badań, bowiem teraz wiemy jakiego rodzaju planet z pewnością nie ma wokół Proxima Centauri. Endl oraz Kürster nie znaleźli żadnej planety o masie Neptuna lub większej, w odległości do 1 AU od gwiazdy. Wiemy także co nieco o tzw. ‘super-Ziemiach’ – planetach skalistych masywniejszych od Ziemi – badacze nie znaleźli żadnej planety tego typu większej od 8,5 mas Ziemi krążącej po orbicie, krótszej niż 100 dni.

Zatem wciąż nie wykluczamy istnienia planet, a jedynie zaczynamy określać czego jeszcze nie sprawdziliśmy. Naukowcy nazywają ekostrefą obszar wokół gwiazdy, gdzie na powierzchni planety może istnieć woda w stanie ciekłym. W przypadku Proxima Centauri taka strefa rozciąga się w zakresie odległości od 0.022 do 0.054 AU od gwiazdy, czyli na orbitach między 3,6 a 13,8 dni. W tym rejonie wokół Proxima jeszcze niczego nie znaleźliśmy. Możemy jedynie stwierdzić, że nie ma tam  super-Ziemi o masie 23 mas Ziemi na orbitach kołowych.

Mając te ograniczenia na uwadze warto zauważyć badania astrometryczne prowadzone przez G. Fritz Benedicta (McDonald Observatory) w latach dziewięćdziesiątych ubiegłego wieku przy wykorzystaniu teleskopu Hubble’a, których celem było precyzyjne określenie położenia Proxima Centauri na niebie.  Po połączeniu tych badań z badaniami astrometrycznymi prowadzonymi w 2013 roku przez  Lurie (Research Consortium on Nearby Stars), nie wykryto żadnych planet. Oznacza to, że wokół Proximy nie krążą żadne planety o masie większej od masy Jowisza na orbitach od 0.14 do 12.6 lat.

Co można znaleźć w ramach projektu Pale Red Dot 

Badania prędkości radialnych w ramach kampanii obserwacyjnej Pale Red Dot skupiają się na celu, który może otworzyć pełną paletę możliwości. Jaka jest szansa na istnienie życia jeżeli uda nam się znaleźć planetę w ekostrefie wokół Proxima Centauri? Tutaj musimy wziąć pod uwagę dwie kwestie. Tak jak na wielu innych młodszych karłach typu M, na Proximie może dochodzić do nagłych, gwałtownych rozbłysków powodujących gwałtowne zmiany jasności zauważalne dla obserwatorów na Ziemi oraz kaskady cząsteczek zabójczych dla jakichkolwiek form życia występujących na potencjalnej planecie.  To może (lub nie) prowadzić do powstania niszy ewolucyjnej jeżeli owe formy życia przystosują się do możliwych lawin energetycznych cząsteczek; w jaki sposób można się do nich przystosować – pozostaje w sferze spekulacji.

Równie istotna jest możliwość znalezienia planety w ekostrefie na tyle blisko gwiazdy macierzystej, że planeta może pozostawać w rotacji synchronicznej, w której jedna strona planety zawsze zwrócona jest w stronę gwiazdy. Na planecie tego typu, gdzie gwiazda nie przesuwa się po niebie mamy do czynienia z ciągłą nocą na jednej – prawdopodobnie bardzo chłodnej – półkuli planety i ciągłym dniem na drugiej. Na szczęście modele opracowane przez Jérémy’ego Leconte (University of Toronto) i jego współpracowników wskazują, że obecność atmosfery może w dużej mierze pomóc w dystrybucji temperatur na całej planecie, tak aby po obu jej stronach występowały zbliżone, umiarkowane warunki atmosferyczne.

Co więcej, trójwymiarowe symulacje pogody opracowane przez Jun Yanga and Doriana Abbota (obydwoje z University of Chicago) oraz Nicholasa Cowana (Northwestern University) wskazują, że po stronie stale zwróconej do gwiazdy powstałyby wysoce nieprzezroczyste chmury w rejonie nieba, na którym bezpośrednio znajdowałaby się gwiazda. Tego rodzaju chmury mogłyby ustabilizować atmosferę powodując efekt ochłodzenia w umiarkowanych rejonach półkuli dziennej. W najnowszych badaniach prowadzonych przez Xaviera Delfosse (IPAG, Grenoble) dopuszcza się także możliwość istnienia planet w ekostrefie, które znajdują się w rezonansie spin-orbitalnym, ale niekonieczne w rotacji synchronicznej. Możliwość istnienia życia na planetach krążących wokół czerwonych karłów jest zatem wciąż kwestią otwartą.

Czerwone karły takie jak Proxima Centauri odpowiadają za nawet 80 procent gwiazd w naszej galaktyce, co oznacza możliwość istnienia dziesiątek miliardów planet, które mogą znajdować się w ekostrefie wokół swoich gwiazd macierzystych. Około 100 takich gwiazd znajduje się stosunkowo blisko Ziemi, jednak Proxima szczyci się tytułem najbliższej nam gwiazdy po Słońcu. Z uwagi na odległość – 4.2 lata świetlne, jest to miejsce do którego być może będziemy mogli kiedyś dotrzeć wykorzystując technologie takie jak żagle napędzane laserami lub mikrofalami, jednak nawet przy prędkościach rzędu 10% prędkości światła taka sonda potrzebowałaby czterech dekad, aby dotrzeć do Proxima Centauri. Tym co może nas skłonić do realizacji takiej misji może być odkrycie planety w ekostrefie wokół tej gwiazdy – to byłaby inicjatywa, której przyklasnęliby wszyscy naukowcy pracujący nad poszukiwaniem planet pozasłonecznych. Dodatkową zachętą do realizacji takiego przedsięwzięcia jest obecność gwiazdy typu K – Centauri B oraz podobnej do Słońca gwiazdy typu G – Centauri A zaledwie 15 000 AU dalej.

gilster
Paul Gilster. Źródło zdjęcia: Paul Gilster.

O autorze: Paul Gilster prowadzi i pisze do Centauri Dreams (http://www.centauri-dreams.org), gdzie śledzi stały rozwój badań międzygwiezdnych – od napędów przez badania egzoplanet do SETI. Pisanie jest jego głównym zajęciem przez ostatnie trzydzieści pięć lat. W tym czasie napisał Centauri Dreams: Imagining and Planning for Interstellar Flight (Copernicus, 2004) oraz Digital Literacy (John Wiley & Sons, 1997). Jest także jednym z założycieli Tau Zero Foundation gdzie jest głównym dziennikarzem. Organizacja ta wyrosła z prac rozpoczętych w ramach programu NASA o nazwie Breakthrough Propulsion Physics i jej zadaniem jest poszukiwanie funduszy, które zostaną przeznaczone na badania nad zaawansowanymi koncepcjami napędu misji międzygwiezdnych. Gilster ma swój udział w licznych publikacjach technologicznych i biznesowych oraz publikował eseje, recenzje i fikcję zarówno ze świata przestrzeni kosmicznej i technologii.

Gwiazdy!

Autor:  prof. Stefan Dreizler z Georg-August-Universität Göttingen – Institute for Astrophysics

Gwiazda jest sferą bardzo gorącego gazu (tzw. plazmy) utrzymywaną przez własną grawitację. Nasze Słońce jest najbliższą nam gwiazdą – dlatego też astronomowie używają jej jako standardu, gwiazdy odniesienia. W porównaniu z ZiemiąSłońce jest 300 000 razy masywniejsze, a jego średnica jest stukrotnie większa. W przeciwieństwie do Ziemi i innych planet, takich jak chociażby Jowisz, gwiazdy wytwarzają energię w procesach fuzji nuklearnej, które prowadzą do emisji promieniowania w szerokim zakresie długości fal. Maksimum emisji w przypadku Słońca przypada na fragment widma widoczny dla naszych oczu, jednak Słońce także emituje znaczące ilości promieniowania ultrafioletowego i podczerwonego. Owe procesy nuklearne wymagają bardzo wysokich temperatur (milionów stopni) oraz bardzo wysokiego ciśnienia w centrum gwiazdy. Bezpośrednie szacunki wskazują, że minimalna masa niezbędna do osiągnięcia temperatur i ciśnienia pozwalających na rozpoczęcie stabilnych procesów fuzji jądrowej przez bardzo długi czas (w przypadku Słońca porównywalny z aktualnym wiekiem Wszechświata) wynosi 1/10 masy Słońca lub równowartość 80 mas Jowisza.

Obiekty o masie mniejszej niż krytyczna masa 80 mas Jowisza nazywane są brązowymi karłami. Obiekty tego typu mogą doprowadzić do rozpoczęcia procesów jądrowych lecz utrzymują je przez krótki czas. Dlatego też często uważa się je za nieudane gwiazdy. Poniżej masy równej 13 masom Jowisza niemożliwe są nawet krótkotrwałe procesy jądrowe, obiekty o masie poniżej 13 mas Jowisza są planetami. Należy zauważyć, że rozróżnienie na planety i brązowe karły to tylko jedna z możliwości – używa się także innych.

Jak powstają gwiazdy?

Gwiazdy powstają z bardzo chłodnych obłoków gazu i pyłu zwanych obłokami molekularnymi, które wskutek zaburzeń grawitacyjnych zaczynają zapadać się pod swoją własną grawitacją. Powody zaburzeń/niestabilności mogą być różne począwszy od fal gęstości w Galaktyce, pobliskie wybuchy gwiazd a nawet zderzenia galaktyk! Owe obłoki  molekularne charakteryzują się gazem o masie kilkudziesięciu tysięcy mas Słońca i rozmiarami rzędu dziesiątek lat świetlnych czyli nawet kilkadziesiąt tysięcy razy większymi od naszego Układu Słonecznego. Podczas kolapsu grawitacyjnego obłok może także ulegać fragmentacji, tzn. z jednego obłoku powstaje duża liczba gwiazd – często są to setki tysięcy gwiazd. Powstałe  w ten sposób gwiazdy bardzo często mogą pozostać ze sobą związane grawitacyjnie przez bardzo długi czas. Znajdujemy takie gromady gwiazd, zwane gromadami kulistymi, w naszej własnej Galaktyce jak i w innych galaktykach. Mniej liczne gromady gwiazd widoczne są dla nas jako gromady otwarte, których doskonałym przykładem są Plejady – jednak tego typu gromady stosunkowo szybko się rozpadają. Niemniej jednak, układy wielokrotne – zawierające dwie, trzy a nawet więcej gwiazd – są bardzo powszechne. Proxima Centauri chociażby jest elementem układu potrójnego.

This stellar swarm is M80 (NGC 6093), one of the densest of the 147 known globular star clusters in the Milky Way galaxy. Located about 28,000 light-years from Earth, M80 contains hundreds of thousands of stars, all held together by their mutual gravitational attraction. Image credits : NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA
This stellar swarm is M80 (NGC 6093), one of the densest of the 147 known globular star clusters in the Milky Way galaxy. Located about 28,000 light-years from Earth, M80 contains hundreds of thousands of stars, all held together by their mutual gravitational attraction. Image credits : NASA, The Hubble Heritage Team, STScI, AURA

Proces fragmentacji i kontrakcji przechodzą przez kilka etapów do momentu gdy fragment – w tym momencie zwany już protogwiazdą – ma rozmiary niewiele większe od naszego Słońca. Kontrakcja prowadzi do ciągłej transformacji energii potencjalnej w kinetyczną, co z kolei prowadzi do znacznego ogrzewania gazu. Nowa gwiazda powstaje, gdy wnętrze jest na tyle gorące i gęste, że pozwala na utrzymanie fuzji jądrowej, która z kolei pozwala gwieździe utrzymać równowagę. W skalach astronomicznych proces formowania gwiazd jest krótki, tzn. rzędu milionów lat. Formowanie gwiazd ustaje samo, pierwsze gwiazdy powstałe w takim obłoku zaczynają ogrzewać obłok molekularny co w krótkim czasie prowadzi do rozproszenia obłoku.

 In one of the most detailed astronomical images ever produced, NASA/ESA's Hubble Space Telescope captured an unprecedented look at the Orion Nebula. ... This extensive study took 105 Hubble orbits to complete. All imaging instruments aboard the telescope were used simultaneously to study Orion. The Advanced Camera mosaic covers approximately the apparent angular size of the full moon. Image credits : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
In one of the most detailed astronomical images ever produced, NASA/ESA’s Hubble Space Telescope captured an unprecedented look at the Orion Nebula. … This extensive study took 105 Hubble orbits to complete. All imaging instruments aboard the telescope were used simultaneously to study Orion. The Advanced Camera mosaic covers approximately the apparent angular size of the full moon. Image credits : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

Stosunkowo bliskim nam obszarem formowania gwiazd jest Mgławica w Orionie znajdująca się zaledwie 1300 lat świetlnych od Ziemi. Już za pomocą niewielkiego teleskopu można dostrzec cztery wyraźne gwiazdy, które zaczęły ogrzewać otaczający je gaz. Fragmenty pierwotnego chłodnego gazu tworzącego obłok molekularny widoczne są jako ciemne obłoki. Dokładniejsze badanie badania za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a pozwalają odkryć dużą liczbę nowo powstałych gwiazd.

Skład chemiczny gwiazd odzwierciedla sklad chemiczny materii tworzącej nasz Wszechświat. Gdyby ująć go w liczby, wodór odpowiada za 90% atomów gazu, hel za prawie 10%. Wszystkie pozostałe pierwiastki, takie jak węgiel, tlen czy żelazo łącznie  wypełniają mniej niż 1% atomów we Wszechświecie. Poniżej zobaczymy, że ilość tych pozostałych pierwiastków jest wskaźnikiem tego, do której populacji należy gwiazda, tzn. czy powstała na wczesnych etapach historii Galaktyki czy stosunkowo niedawno.

Z uwagi na fakt, że ponad 99% materii tworzącej gwiazdę to wodór i hel w niemal identycznym składzie we wszystkich gwiazdach, właściwości nowo powstałych gwiazd określane są na postawie ich masy, która też może przyjmować różne wartości. Najmniejszymi powstającymi w ten sposób obiektami są brązowe karły; najmasywniejsze natomiast mogą mieć masę rzędu stu mas Słońca. Rozkład mas jest stosunkowo uniwersalny, przy czym gwiazdy o niskiej masie  między 1/10 a 1/2 masy Słońca stanowią najliczniejszą grupę. Proxima Centauri należy do tej kategorii gwiazd o niskiej masie. Pod tym względem stanowi ona lepszy standard astronomiczny niż nasze Słońce.

Ewolucja gwiazd i diagram HertzsprungaRussella

Jak napisano powyżej gwiazdy wytwarzają energię w reakcjach jądrowych. Skoro wodór jest najobficiej występującym pierwiastkiem, a ilość energii na atom uzyskiwana w reakcji jądrowej jest największa, fuzja wodoru w hel jest zdecydowanie najdłużej wykorzystywanym przez gwiazdy źródłem energii. Nasze Słońce przykładowo może korzystać z tego procesu przez 10 miliardów lat – Słońce jest dopiero w połowie tego etapu swojej ewolucji. Gwiazdy o niskiej masie, takie jak Proxima Centauri mają mniej zapasów wodoru do fuzji jądrowej, jednak jednocześnie emitują mniej energii (promieniowania) na jednostkę masy i dlatego też mogą utrzymywać procesy fuzji wodoru (w slangu astronomów “spalanie”) przez dłuższy czas. Z kolei bardziej masywne gwiazdy takie jak Słońce charakteryzują się krótszym życiem z uwagi na fakt, że dużo wydajniej zużywają swoje zapasy wodoru.

Hertzsprung–Russel diagram identifying many well known stars in the Milky Way galaxy. Image credits : ESO,
Hertzsprung–Russel diagram identifying many well known stars in the Milky Way galaxy. Image credits : ESO,

Ta obserwacja prowadzi nas do podstawowych właściwości obserwowanych w gwiazdach, ich mocy promieniowania, tj. całkowitej ilości emitowanego promieniowania na sekundę oraz temperatury powierzchni. Te dwie cechy bardzo często przedstawiane są na diagramie zwanym diagramem Hertzsprunga–Russella, który jest jednym z najważniejszych diagramów dotyczących gwiazd w astronomii. Gwiazdy znajdujące się na etapie spalania wodoru tworzą tak zwany ciąg główny. To sekwencja w której najmniej masywne mają niskie temperatury oraz niską moc promieniowania, a zarówno temperatura i moc promieniowania rosną wraz z masą. Temperatura powierzchni określa kolor gwiazdy; chłodniejsze gwiazdy wydają się czerwone, gorące gwiazdy natomiast niebieskie. Temperatura powierzchni określa także wygląd widma gwiazdy. Emitowane przez gwiazde promieniowanie nie jest równo rozłożone w całym zakresie długości fali tak jak w przypadku klasycznej żarówki. Widmo słoneczne (widmo wytwarzane przez Słońce) charakteryzuje się milionami linii absorpcyjnych wskazującymi na obecność pierwiastków chemicznych. Chłodniejsze gwiazdy takie jak Proxima Centauri charakteryzują się liniami absorpcyjnymi wielu molekuł. Te widma stanowią swego rodzaju odciski palców, dzięki którym astronomowie mogą poznać bardzo dużo informacji o właściwościach fizycznych gwiazd. W kontekście poszukiwania planet wokół innych gwiazd można dodać, że linie widmowe, a mówiąc dokładniej przesunięcie ich długości fali ku czerwieni lub błękitowi, mogą posłużyć do pomiaru prędkości gwiazd. Takie pomiary stanowią podstawę Metody prędkości radialnych, która będzie wykorzystywana w ramach projektu Pale Red Dot do wykrywania planet krążących wokół Proxima Centauri.

Na przedstawionym tutaj diagramie Hertzsprunga–Russella przedstawiono główne właściwości gwiazd. Ze względów historycznych gwiazdy podzielono na tak zwane klasy widmowe oznaczane wielkimi literami na osi poziomej (OBAFGKM, gwiazdy klasy O są bardziej niebieskie, a klasy M bardziej czerwone). Pośród innych, położenie Proxima Centauri na diagramie Hertzsprunga-Russella w prawej dolnej części wykresu wskazuje, że jest to czerwona gwiazda o małej masie klasy widmowej M charakteryzująca się temperaturą powierzchni rzędu 3000 Kelvinów oraz mocą promieniowania równą 1/1000 mocy promieniowania Słońca.

Na diagramie Hertzsprunga–Russella widoczne są także inne gałęzie gwiazd. Owe gałęzie wypełnione są gwiazdami, które zakończyły swoje fazy spalania wodoru. Ze względu na ograniczenia długości tego artykułu, większość szczegółów dalszych etapów ewolucji gwiazd zostało tutaj pomieniętych. Ogólnie rzecz biorąc gwiazdy powiększają się po ustaniu procesu spalania wodoru. Gwiazdy przechodzą wtedy w fazę olbrzymów. Większość gwiazd rozpoczyna wtedy drugą fazę procesów jądrowych, w której hel przekształcany jest w węgiel i tlen. Ten proces jest jednak mniej wydajny i trwa krócej. Dla większości gwiazd wyczerpanie zapasów helu oznacza koniec procesów jądrowych i gwiazda przechodzi w stadium białego karła. Gwiazdy o masach co najmniej dziesięciokrotnie większych od Słońca przechodzą przez kolejne procesy jądrowe, aż do momentu gdy znaczna część materii w gwieździe zostaje przekształcona w żelazo. Końcowym etapem ich ewolucji jest albo gwiazda neutronowa albo czarna dziura powstałę w gwałtownej eksplozji supernovej.

Spokojny koniec życia gwiazdy

Późne stadia ewolucji gwiazd są interesujące dla planet i układów planetarnych z dwóch względów. Po pierwsze, przejście Słońca w stadium olbrzyma zakończy jakiekolwiek życie na Ziemi. Zwiększanie promienia Słońca oraz zwiększona moc promieniowania podniesie średnią temperaturę na Ziemi znacznie ponad 100 stopni Celsjusza. Wewnętrzne planety Merkury i Wenus najprawdopodobniej zostaną wchłonięte przez powiększające się Słońce. Kiedy Słońce w końcu przejdzie w stadium białego karła, Ziemia znajdująca się na swojej obecnej orbicie będzie dużo za zimna, aby utrzymać na sobie jakąkolwiek formę życia. Co więcej, istnieją obserwacje wskazujące, że oserwujemy rozpadające się dawne układy planetarne wokół białych karłów, które zostały zdestabilizowane przez ewolucję swojej gwiazdy macierzystej.

Stellar evolution of low-mass (left cycle) and high-mass (right cycle) stars, with examples in italics. The background image is derived from http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg by NASA's Goddard Space Flight Center.
Stellar evolution of low-mass (left cycle) and high-mass (right cycle) stars, with examples in italics. The background image is derived from http://imagine.gsfc.nasa.gov/teachers/lessons/xray_spectra/images/life_cycles.jpg by NASA’s Goddard Space Flight Center. Source : Wikipedia.

Po drugie, gwiazdy tracą dużą część swojej masy w późnych fazach ewolucji. Z uwagi na fakt, że materia w takiej gwieździe wzbogacona jest o cięższe pierwiastki takie jak węgiel, tlen, krzem, żelazo, itd. a kolejne generacje gwiazd i ich planety powstają z tej samej maerii, późniejsze generacje gwiazd mają więcej materii do formowania planet takich jak Ziemia, która składa się w dużej mierze z żelaza i krzemu, oraz życia, które oparte jest o węgiel i wodór.

Gwiazdy i ich planety

Planety stanowią naturalny produkt uboczny procesów formowania gwiazd. Kontrakcja fragmentów obłoku molekularnego, z którego powstaje gwiazda centralna, z uwagi na zasadę zachowania momentu pędu – fundamentalną zasadę natury, prowadzi do utworzenia dysku wokół młodej protogwiazdy. Tego typu dyski są miejscami narodzin planet, które tworzą się w procesach dół-góra poprzez łączenie ziaren pyłu w co raz to większe obiekty, które z czasem osiągają masę planetarną lub góra-dół, bezpośredni kolaps grawitacyjny dzielącego się dysku. Wiele szczegółów tych procesów wciąż jest tematem debat, jednak podstawowe zasady wydają się jasne. Choć powyższe wskazuje, że wszystkie gwiazdy powinny mieć własne planety, gwiazdy mogą tracić planety chociażby podczas bliskich spotkań z innymi gwiazdami.

Właściwości gwiazdy określają odległość, w której planeta może utrzymywać warunki sprzyjające powstaniu życia na jej powierzchni, tj. temperaturę pozwalającą na występowanie wody w stanie ciekłym na powierzchni. Ta odległość zależy od mocy promieniowania gwiazdy, która bezpośrednio wpływa na średnią temperaturę na powierzchni planety. Gwiazda o mniejszej mocy promieniowania, taka jak Proxima Centauri posiada swoją ekosferę znacznie bliżej gwiazdy niż Słońce, przy której w ekosferze znajduje się Ziemia.

Właściwości gwiazdy określają także jak trudno jest odkryć planety wokół niej. Wykrywanie planet wokół czerwonych karłów takich jak Proxima Centauri jest łatwiejsze niż wokół gwiazd podobnych do Słońca. Jest tak z uwagi na mniejszą masę czerwonych karłów (gwiazdy wykazują większe zmiany prędkości radialnej spowodowane obecnością planet), mniejszy rozmiar (większy spadek jasności gwiazdy gdy planeta przechodzi na tle ich tarczy) oraz niższą moc promieniowania (wyższy kontrast planeta-gwiazda). Ważnym aspektem dla życia na innych planetach jest także aktywność gwiazdy. Dzięki temu, że możemy badać nasze Słońce z bliska, wiemy, że nie jest ono jednorodnie świecącą sferą. Turbulentny ruch zewnętrznych warstw Słońca w połączeniu z jego polem magnetycznym prowadzi do zjawisk, które opisujemy jako aktywność słoneczną. Tak aktywność określa ilość wysokoenergetycznego promieniowania i cząsteczek, na które wystawione są planety. Nie tylko ma to bezpośredni wpływ na życie na planecie, lecz także na warunki panujące w jej atmosferze.

Ogólnie rzecz biorąc możemy powiedzieć, że wiedza o planetach krążących wokół innych gwiazd jes tylko na tyle szczegółowa jak nasza wiedza o ich gwiazdach macierzystych przez co astrofizyka gwiazd jest kluczowym aspektem naszych poszukiwań innych światów.

O autorze. Specjalnością Stefana Dreizlera jest fizyka gwiazd i spektroskopia obserwacyjna. Studiował fizykę i uzyskał stopień doktora na Uniwersytecie w Kilonii (1992). Następnie pracował na University of Erlangen-Nurnberg w latach 1992-95. W późniejszych latach pracował także na Uniwersytecie w Tybindze (1997-2000). W końcu przeniósł się na Uniwersytet w Getyndze, gdzie dzisiaj jest profesorem astrofizyki. W latach 2007-09 był dziekanem Wydziału Fizyki oraz był zaangażowany w powstanie Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE zainstalowanego na teleskopie VLT), którego część mechaniczna budowana była w Getyndze.

First spectrum with HARPS. Live from La Silla

Last image of the all sky camera. Sun is rising. See you tomorrow #palereddot !
Last image of the all sky camera. Sun is rising. See you tomorrow #palereddot !

[09:21:45] Alexandre Santerne: Thanks for following us ! End of the night. Time for astronomers observing #PaleRedDot to sleep.

[09:21:03] Guillem Anglada Escudé: anything you want to add to your audience?

[09:18:18] Guillem Anglada Escudé: ok. Yes. I’ll prepare a clean timeline later. Hopefully twitter comes back online so I can pull your text as well

[09:16:05] Alexandre Santerne: seeing during the observation: 1.3” – 1.4″

And the first spectrum!

First spectrum of PaleRedDot from HARPS. Looks promising!
First spectrum of PaleRedDot from HARPS. Looks promising!
Light going into HARPS as measured by its exposuremeter
Light going into HARPS as measured by its exposuremeter

[09:08:14] Guillem Anglada Escudé: yeah. Its good!

[09:08:04] Alexandre Santerne: snr@650nm = 65.3[09:07:46] Alexandre Santerne: exposition ended

The image on the right is Proxima on top of the optical fibre at the telescope focus. The same fibre goes all the way down to the spectrometer, which sits in the basement on top of the bedrock and lots of concrete

Integrating…

Control screen. The image on the right is Proxima centered on the optical fibre at the telescope.
Control screen. The image on the right is Proxima centered on the optical fibre at the telescope.

(not much to do for next 20 min, which is the exposure time…)

[08:49:51] Alexandre Santerne: flux level ~ 30%

[08:49:48] Guillem Anglada Escudé: cool

[08:46:41] Alexandre Santerne: exposure started

[08:46:36] Alexandre Santerne: focus ok

[08:43:07] Alexandre Santerne: checking focus

[08:39:31] Alexandre Santerne: pointing telescope …

UTC 08:38 Ambient of the ESO3.6m control room a few minutes before pointing #PaleRedDot

UTC 08:37. Two minutes to start pointing

UTC 08:32. Twitter is down (?!#@!) but we are still live on website! First spectrum in short. Go Alex!

Follow Alexandre Santerne @eso La Silla as the first spectrum of Proxima out of 60 is obtained.

Proxima rising at the end of the night

CZD9d01WsAAo4kv

Sunset of Jan 18th from la Silla

sunset_

Bladoniebieska kropka, bladoczerwona kropka, bladozielona kropka,…

Autor: Alan Boss, Carnegie Institution for Science

Nawet Carl Sagan byłby zaskoczony tym co osiągnęliśmy w ciągu 20 lat od uzyskania pierwszych dowodów istnienia olbrzymiej planety krążącej wokół gwiazdy podobnej do Słońca, w październiku 1995 roku. Ogłoszenie odkrycia gigantycznej planety znajdującej się na orbicie wokół podobnej do Słońca gwiazdy 51 Pegasus przez Michela Mayora oraz Didier Queloz, oraz potwierdzenie jej istnienia zaledwie kilka tygodni później przez Geoffa Marcy oraz Paula Butlera, było całkowicie nieoczekiwane, nie dlatego, że 51 Peg b charakteryzuje się masą równą połowie masy Jowisza, czy też kołową orbitą, a dlatego, że 51 Peg b krąży wokół swojej gwiazdy w odległości 100-krotnie mniejszej od odległości Słońce-Jowisz, 20-krotnie mniejszej od odległości Słońce-Ziemia. Teoretycy, tacy jak ja, nie mogli sobie wyobrazić formowania się gazowego olbrzyma tak blisko gwiazdy macierzystej, w przestrzeni pozbawionej surowców niezbędnych do powstania gazowej planety. Obawialiśmy się także, że jeżeli gazowy olbrzym powstał w nieco bardziej rozsądnej odległości, podobnej do obecnej odległości Jowisza od Słońca, oddziaływania grawitacyjne między gazową planetą a dyskiem protoplanetarnym składającym się z pyłu i gazu mogły doprowadzić do swego rodzaju orbitalnej migracji do wnętrza układu planetarnego, gdzie taka planeta zostałaby w końcu pochłonięta przez rosnącą centralną protogwiazdę. Jednak 51 Peg b dowiodła, że teoretycy zajmujący się formowaniem planet są w błędzie. Od tego czasu nadrabiamy nasze braki w wiedzy.

Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a planet in a short period orbit around the star.
Zmiany prędkości gwiazdy podobnej do Słońca 51 Peg zostały wykorzystane przez M. Mayor oraz D. Queloz do odkrycia obecności planet o bardzo krótkim okresie obiegu wokół gwiazdy. Źródło: arXiv:astro-ph/0310261

Dwa miesiące po ogłoszeniu odkrycia 51 Peg b, Carl Sagan wysłał list do George’a Wetherilla i do mnie, w których napisał, że przewidział teoretyczną możliwość formowania się planet podobnych do 51 Peg b. Sagan opublikował w 1977 roku artykuł, w którym wykorzystał prosty model procesu formowania planet do stwierdzenia, że jeżeli dysk protoplanetarny większą część swojej masy ma skoncentrowaną blisko protogwiazdy, wtedy pojedyncze, masywne planety mogą powstawać w odległości 10 razy większej niż odległość 51 Peg b. W podsumowaniu artykułu autorzy jednak zaznaczyli, że taki proces formowania planet jest “wysoce wątpliwy”. Wraz z odkryciem 51 Peg b, Sagan był gotów pominąć określenie “wysoce wątpliwy” i stwierdzić, że jako pierwszy teoretycznie przewidział istnienie planety pozasłonecznej. Wraz Wetherillem przedyskutowaliśmy sugestię Sagana, jednak mieliśmy własne zastrzeżenia: po pierwsze – czy warunki początkowe założone dla dysku przez Sagana były w ogóle możliwe, a po drugie – czy tak prosty model z jakiego korzystał Sagan był w stanie doprowadzić do przewidzenia tej planety. Szczegółowe modele obliczeniowe formowania planet stanowiły specjalność Wetherhilla, opierając się na twardych podstawach analitycznych stworzonych przez Victora Safronova i jego współpracowników. Wetherhill uważał prosty model wykorzystany w 1977 roku za bliższy numerologii niż właściwej fizyce. Dlatego też uprzejmie odmówiliśmy Saganowi uznania się za osobę, która teoretycznie odkryła istnienie 51 Peg b.

Rok później Carl Sagan zmarł w wieku 62 lat na rzadką chorobę szpiku kostnego – to było szokiem dla nas wszystkich, którzy go znaliśmy jako człowieka, który zapoczątkował poszukiwania życia pozaziemskiego. Tak samo jak pamiętam zajęcia w siódmej klasie szkoły podstawowej, podczas których po raz pierwszy usłyszałem o śmierci prezydenta Kennedy’ego w 1963 roku, tak samo pamiętam światła na których stałem gdy usłyszałem w radiu o śmierci Carla. W momencie jego śmierci spis planet pozasłonecznych odkrytych za pomocą spektroskopii dopplerowskiej (patrz http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/planets.html/) urósł z jednej do siedmiu, z których pięć odkryli Butler i Marcy. Lista potencjalnych egzoplanet rosła w tempie jednej planety miesięcznie. Carl był wizjonerem, który żył wystarczająco długo, aby uchwycić początek odkrywania Ziemi Obiecanej poza Ziemią, lecz nie wystarczająco długo, aby w pełni zrozumieć powszechność planet pozasłonecznych.

51 Peg b nie była w żaden sposób pierwszą odkrytą egzoplanetą. Wcześniej najsławniejszą planetą pozasłoneczną był gazowy olbrzym krążący wokół Gwiazdy Barnarda, czerwonego karła podobnego do Proxima Centauri  – najbliższej nam gwiazdy, będącej częścią układu potrójnego Alpha Centauri AB/Proxima Centauri. Peter van de Kamp ogłosił odkrycie tej planety w 1963 roku. Planeta była o 60% masywniejsza od Jowisza i okrążała swoją gwiazdę macierzystą dwukrotnie dłużej od Jowisza. Ta planeta była dużo bardziej sensowna dla teoretyków niż 51 Peg b i została uznana za rzeczywiste odkrycie. Van de Kamp wykorzystywał metodę astrometryczną do poszukiwania wahań gwiazdy centralnej spowodowanych przez niewidoczną planetę, widocznych na zdjęciach wykonywanych przez dekadę lub dłużej. Dziesięć lat później, w 1973 roku George Gatewood opublikował niezależny zestaw płyt astronomicznych, które wskazywały, że wahania, które van de Kamp uważał za spowodowane przez planetę krążącą wokół Gwiazdy Barnarda były spowodowane przez zmiany w 24-calowym refraktorze wykorzystywanym przez van de Kampa i przez emulsje fotograficzne wykorzystywane do wykonywania ekspozycji. Zatem w 1973 roku nie było ani jednego dobrego przykładu planety poza Układem Słonecznym – przez co teoretycy musieli ponownie skupić się wyłącznie na zagadkach związanych z formowaniem się naszego własnego zestawu planet skalistych, gazowych i lodowych.

W ciągu dwudziestu lat dzielących rok 1973 i 1995 pojawiały się także inne informacje o odkryciach planet pozasłonecznych. Gordon Walker i Bruce Campbell w 1983 roku rozpoczęli jedno z pierwszych poszukiwań planet pozasłonecznych metodą spektroskopii dopplerowskiej. Po dwunastu latach obserwacji, na początku 1995 roku opublikowali swój końcowy artykuł, w którym stwierdzili, że nie znaleźli żadnych dowodów na istnienie planet o masie większej od masy Jowisza. W 1988 roku myśleli, że udało im się odkryć dowód istnienia Jowisza krążącego wokół Gamma Cephei, jednak po zebraniu większej ilości danych w 1992 roku wycofali się z tego twierdzenia. Przypadek istnienia planety wokół Gamma Cephei pozostaje wciąż tematem dyskusji (patrz http://exoplanet.eu/catalog/gamma_cephei_b/).

W 1988 roku pojawiła się kolejna detekcja dopplerowska obiektu krążącego wokół gwiazdy HD114762. Za tym odkryciem stali David Latham oraz Michel Mayor. Jednak ten obiekt charakteryzował się masą minimum 11 mas Jowisza, niebezpiecznie blisko krytycznej wartości 13.5 masy Jowisza, która to oddziela brązowe karły od planet typu Jowisz. Brązowe karły są na tyle masywne aby spalać deuter na początkowych etapach swojej ewolucji, podczas gdy planety nie mogą cieszyć się energią generowaną przez reakcje fuzji wodoru (see http://home.dtm.ciw.edu/users/boss/definition.html/). Aleksander Wolszczan oraz Dale Frail skorzystali z najbardziej egzotycznej metody odkrywania obiektów o masie planety: w 1992 roku opublikowali dowody opierające się na precyzyjnych pomiarach radiowych pulsów emitowanych przez pulsar PSR1257+12 dowodzące istnienia nie jednej a dwóch  planet o masie równej kilku masom Ziemi. Fakt, że te obiekty znajdują się w zabójczym polu promieniowania gwiazdy neutronowej, która prawdopodobnie powstała wskutek eksplozji supernowej sprawiał, że było to wyjątkowo ciekawe odkrycie, jednak mało interesujące dla tych, których celem było poszukiwanie potencjalnie przyjaznych dla życia planet o masie bliskiej masie Ziemi krążącej wokół gwiazdy podobnej do Słońca.

Artists impression of extrasolar planets in the pulsar, PSR B1257+12. NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) - http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08042
Wizja artystyczna planety pozasłonecznej krążącej wokół pulsara PSR B1257+12.
NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) – http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08042

W 2004 roku Butler wraz ze współpracownikami ogłosił odkrycie pierwszej planety pozasłonecznej nowej klasy: super-Ziemi. Zespół wykazał, że karzeł M o nazwie Gliese 436 ma towarzysza w postaci planety o masie zaledwie 21-krotnie większej od Ziemi, masie która wskazywała, że planeta nie była gazowa, a skalista. Przeglądy wykonywane za pomocą spektroskopii dopplerowskiej umożliwiły odkrycie setek planet pozasłonecznych i super-Ziem w kolejnych latach. De facto było ich na tyle dużo, że w 2009 roku uznano, że około 1/3 wszystkich karłów M posiadała w swoim otoczeniu super-Ziemie. Karły M charakteryzują się masą sięgającą 1/2 masy Słońca, dużo niższą mocą promieniowania przez co ekostrefa znajduje się dużo bliżej gwiazdy niż w przypadku Słońca. Jednocześnie te wyjątkowo wysokie szacunki liczby planet krążących wokół karłów M dawały nadzieję, że tak samo dużo planet może krążyć wokół karłów G takich jak Słońce.

Dowiedzenie tego przypadło pierwszemu teleskopowi kosmicznemu zaprojektowanemu przez NASA specjalnie do wykrywania planet pozasłonecznych – Kosmicznemu Teleskopowi Kepler (patrz: http://kepler.nasa.gov/). Kepler był swego rodzaju dzieckiem Williama Boruckiego, który przez dekady starał się przekonać kolegów (i NASA) o niesamowitej mocy kosmicznego teleskopu przeznaczonego do odkrywania planet pozasłonecznych metodą fotometrii tranzytowej. Wysłany w przestrzeń kosmiczną w marcu 2009 roku teleskop Kepler postokroć wynagrodził swój koszt amerykańskim podatnikom, którzy ufundowali jego rozwój i misję – odkrywając prawie 5000 kandydatów na planety pozasłoneczne (koszt wykrycia każdej z nich to około 100 000 USD) i 1000 już potwierdzonych planet. Kepler dowiódł, że planety pozasłoneczne są wszędzie, także wokół gwiazd takich jak karły G, i to w ogromnych ilościach. Szacunki wskazują, że w naszej galaktyce może przypadać nawet jedna planeta podobna do Ziemi na każdą gwiazdę.

New Kepler Planet Candidates
Obiekty odkryte przez teleskop Kepler (wiele z nich to najprawdopodobniej planety) na dzień 23 lipca 2015 roku. Źródło: NASA Ames/W. Stenzel – Licensed under Public Domain via Commons

Jako osoba, która przeżyła wzloty i upadki historii odkrywania planet pozasłonecznych, zawsze jestem poruszony tym odkryciem, często zachwyt nim odbiera mi głos podczas publicznych wykładów. Nie mogę sobie wyobrazić, aby Carl Sagan nie czuł się tak samo, gdyby dożył naszych czasów i poznał obfitość kosmicznej Ziemi Obiecanej. Teraz nie marzymy już tylko o bladoniebieskich kropkach (pale blue dot), lecz także o bladozielonych kropkach wskazujących na chlorofil na ich powierzchni, o nieodległych w czasie przyszłych teleskopach kosmicznych zdolnych bezpośrednio obserwować pobliskie planety pozasłoneczne, teleskopach wystarczająco silnych, aby badać skład chemiczny atmosfer tych planet w poszukiwaniu molekuł związanych z planetami przyjaznymi dla życia czy nawet zamieszkałymi. Proxima Centauri to fantastyczny przykład takiej pobliskiej gwiazdy, którą będziemy dokładnie badać w nadchodzących latach.

Carl Sagan żył w czasach, kiedy optymiści pośród nas mieli nadzieję, że może jedna na sto gwiazd może mieć w swoim otoczeniu jakąkolwiek planetę.  Jego słynne określenie Ziemi jako bladoniebieskiej kropki wskazywało na delikatność życia w Drodze Mlecznej, życia być może przykutego do niewielkiego obszaru w potężnej pustce niezainteresowanego wszechświata. Teraz wiemy, że prawie każda gwiazda, którą widzimy na nocnym niebie ma w swoim otoczeniu przynajmniej jedną planetę, i że spora część tych planet to planety skaliste krążące wystarczająco blisko swojej macierzystej gwiazdy, aby były na nich warunki sprzyjające rozwijaniu się życia. Poszukiwanie planety w ekosferze wokół Proxima Centauri jest naturalnym skutkiem swoistej eksplozji wiedzy o planetach pozasłonecznych, którą ludzie posiedli w ciągu ostatnich zaledwie dwudziestu lat z miliona lat naszego istnienia jako gatunku na Ziemi. Jeżeli bladoczerwone kropki znajdują się na orbicie wokół Proximy – z pewnością je znajdziemy, niezależnie czy znajdują się w ekosferze czy nie.

NASA Spitzer Telescope Science Update where major findings were announced about planets outside our solar system, known as extrasolar planets. Dr. Alan Boss, staff research astronomer, Department of Terrestrial Magnetism, Carnegie Institution of Washington explains science results during the NASA Science update. Tuesday, March 22, 2005. Photo Credit:
Dr  Alan Boss tłumaczy wyniki naukowe podczas spotkania NASA. Wtorek, 22 marca 2005 roku. Źródło: “NASA/Bill Ingalls”

O autorze. Dr Alan Boss jest badaczem w Carnegie Institution for Science’s Department of Terrestrial Magnetism. To międzynarodowej sławy astrofizyk teoretyczny, którego główne zainteresowania zawodowe skupiają się na procesach formowania gwiazd, ewolucji mgławicy słonecznej i innych dysków protoplanetarnych, Opublikował dwie książki traktujące o poszukiwaniu planet pozasłonecznych: “Looking for Earths: The Race to Find New Solar Systems” w 1998 roku oraz “The Crowded Universe: The Search for Living Planets” w 2009 roku. Boss aktualnie jest Dyrektorem NASA Exoplanet Exploration Program Analysis Group, oraz Dyrektorem NASA Exoplanet Technology Assessment Committee oraz WFIRST/AFTA Coronagraph and Infrared Detectors Technology Assessment Committees.

Obserwacje w ESO I. Pensjonat ESO

Alexandre Santerne, ESO Photo Ambassador oraz badacz egzoplanet w Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (Portugalia)

Widok na ogród Pensjonatu ESO
Widok na ogrody Pensjonatu ESO. Zdjęcie : Alexandre Santerne/ESO

Obserwatoria La Silla i Paranal w Chile to dwa miejsca, w których ESO prowadzi swoje obserwacje astronomiczne. To nasze miejsca pracy, które oddalone są o 11 000 km od Europy i wymagają kilku dni podróży, aby się do nich dostać. Podróżując do Chile w roli wizytującego astronoma[1], najpierw trafiamy do Pensjonatu ESO. Mieszczący się w Santiago de Chile zaciszny i przytulny budynek przeznaczony jest dla przylatujących astronomów jako miejsce, w którym mogą zregenerować siły po długim locie z Europy (około 14 godzin plus 5 godzin różnicy między strefami czasowymi) i przed rozpoczęciem nocnego trybu życia w obserwatoriach.

 inner garden at ESO's guest house
Widok na wewnętrzny ogród Pensjonatu ESO. Zdjęcie : Alexandre Santerne/ESO

Pensjonat składa się z kilkunastu pokoi, pięknego ogrodu botanicznego i prywatnego basenu. Jednak najważniejszym miejscem kompleksu jest salon, w którym wspólnie jemy śniadania / obiady / kolację, a czasami nawet Pisco sour[2] z innymi wizytującymi astronomami z krajów członkowskich ESO[3].

ESO guest house living room. Image credits : Alexandre Santerne/ESO
Salon pensjonatu ESO. Zdjęcie : Alexandre Santerne/ESO

Prowadzone tu rozmowy w dużej mierze skupiają się na nauce, obserwacjach astronomicznych, warunkach pogodowych, jak również na kolejnych budowanych przez ESO obiektach – w szczególności na instrumentach nowej generacji dla Bardzo Dużego Teleskopu[4] oraz 39-metrowym Ekstremalnie Wielkim Teleskopie Europejskim[5]. Oprócz fantastycznych naziemnych obserwatoriów, ESO to także rewelacyjne miejsce spotkań z astronomami wykorzystującymi w swojej pracy teleskopy ESO.

Uwagi:
[1]- W celu obniżenia kosztów misji większość obserwacji prowadzona jest w tzw. trybie serwisowym przez personel ESO. Niemniej jednak niektóre obserwacje wymagają obecności samych astronomów. Tacy astronomowie to właśnie „wizytujący astronomowie”.
[2]- Pisco sour to słynny chilijski i boliwijski koktajl przygotowywany głównie z Pisco (rodzaj brandy) z sokiem z cytryny.
[3]- Kraje członkowskie ESO to Austria, Belgia, Brazylia, Republika Czeska, Dania, Francja, Finlandia, Niemcy, Włochy, Holandia, Polska, Portugalia, Hiszpania, Szwecja, Szwajcaria i Wielka Brytania http://www.eso.org/public/about-eso/memberstates/
[4]- patrz http://www.eso.org/public/teles-instr/vlt/vlt-instr/
[5]- patrz http://www.eso.org/public/teles-instr/e-elt/

Start!

… a więc chcecie odnaleźć bladoczerwoną kropkę?

Tak! Wydaje nam się, że może istnieć niewielka planeta na orbicie wokół naszego najbliższego gwiezdnego sąsiada – czerwonego karła typu M zwanego Proxima Centauri-, choć może być to tylko aktywność magnetyczna. Będziemy obserwować Proxima przez dwa miesiące za pomocą HARPS – urządzenia poszukującego planet oraz dwóch sieci mniejszych teleskopów. Tego rodzaju monitoring pozwoli na dokładne zbadanie natury sygnału dopplerowskiego ale… chwila moment!

Sygnał dopplerowski??@#!… co to jest? Magnetyczna gwiazda typu M – to jakiś zespół rockowy? Całe dwa miesiące? Brzmi długo i nudno! Nie możecie szukać planet w inny sposób? Nie powinno się tego robić z przestrzeni kosmicznej? Jak długo zajmie nam podróż do takiej planety?…

Aby odpowiedzieć na te i wiele innych pytań na stronie palereddot.org umieścimy artykuły autorstwa czołowych naukowców z całego świata, którzy przybliżą nam planety pozasłoneczne, poszukiwanie życia pozaziemskiego, instrumenty i plany i co tak naprawdę myślimy o życiu, wszechświecie i wszystkim innym… 😉

Jak wszystko co dobre w życiu projekt Pale Red Dot będzie intensywny, ale krótki. Po zebraniu wszystkich danych (do końca marca), rozpocznie się okres intensywnych analiz i strona w tym czasie przejdzie w stan hibernacji. Następnie  uzyskane wyniki zostaną wysłane do  recenzowanego czasopisma i dopiero wtedy opublikujemy (nie)ważne oświadczenie. Kto wie co się może zdarzyć! Ten proces może potrwać kilka miesięcy, ale postaramy się informować Was na bieżąco..

Czy chcesz się dowiedzieć czy taka planeta istnieje? My też! Więc trzymaj rękę na pulsie…

…a zatem jakie artykuły będziecie publikować?

  • Spostrzeżenia ekspertów oraz Opinie ekspertów to artykuły napisane przez pionierów w dziedzinie badania planet pozasłonecznych, liderów misji kosmicznych i instrumentów do olbrzymich teleskopów, wizjonerów oraz wszelkiego rodzaju wschodzących gwiazd na polu badań planet pozasłonecznych i fizyki gwiazd. Opinie ekspertów będą zawsze publikowane w niedzielę (doskonałe uzupełnienie smacznego śniadania), a Spostrzeżenia ekspertów będą się pojawiać w dni robocze (idealna lektura podczas dojeżdżania do pracy/szkoły).
  • Z życia obserwatoriów to seria artykułów opisująca metody pracy różnych obserwatoriów oraz wykonywane w nich obserwacje. W artykułach pojawią się zdjęcia i filmy przedstawiające codzienną pracę za kulisami odkryć astronomicznych! Artykuły Z życia obserwatoriów będą publikowane co sobotę.
  • Aktualności dotyczące projektu będą publikowane co piątek i będą zawierały najważniejsze wydarzenia kończącego się tygodnia, włącznie z częstym narzekaniem na złe warunki pogodowe. Jeżeli pojawi się zachmurzenie – nie zbierzemy żadnych danych – właśnie dlatego astronomowie naprawdę często rozmawiają o pogodzie.

A zatem czy jesteście gotowi dołączyć do naszych poszukiwań egzoplanety na żywo?

Jeżeli masz do nas jakieś pytania, z przyjemnością na nie odpowiemy na  Twitterze, @Pale_Red_Dot oraz #PaleRedDot.

Wideo w wysokiej rozdzielczości oraz opis dostępne pod adresem http://www.eso.org/public/announcements/ann16003/

Poszukiwania rozpoczynają się w styczniu 2016 roku

Pale Red Dot  to projekt naukowy i popularyzatorski z dziedziny astronomii i poszukiwania planet pozasłonecznych, który wystartuje 11 stycznia 2016 roku. Pale Red Dot stanowi wspólną inicjatywę naukowców zaangażowanych w obserwacje, biura informacyjnego Europejskiego Obserwatorium Południowego (www.eso.org) oraz kilku instytucji wspierających, m.in; Queen Mary University of London/Wielka Brytania (www.qmul.ac.uk), Instituto de Astrofísica de Andalucía/Hiszpania ( www.iaa.es), Universidad de Chile (http://www.das.uchile.cl), University of Hertfordshire/Wielka Brytania (www.herts.ac.uk), University of Goettingen/Niemcy (www.uni-goettingen.de), Université de Montpellier (http://www.lupm.univ-montp2.fr/), LCOGT.net (https://lcogt.net/), oraz sieci teleskopów BOOTES (http://bootes.iaa.es/).

Oprócz regularnych aktualności dotyczących zebranych danych, na stronie publikowane będą artykuły autorstwa wiodących naukowców i popularyzatorów nauki z kilku krajów. Więcej szczegółów dotyczących programu i działań popularyzatorskich już wkrótce.

Trzymaj rękę na pulsie!