Category Archives: Expert Insights

What is a planet?

Detections of planets orbiting nearby stars naturally require establishing what is meant by a “planet” and how do we know a planet when we see one? This question is not as easy to answer as it is to pose. To understand the difficulties, it is useful to examine the answer to: “Is Pluto a planet?”—a simple question without a simple answer.

Astronomers like categorising objects of astronomical and astrophysical interest, giving them labels such as “planets”, “stars”, “asteroids” and many more. According to the decision of the International Astronomical Union (IAU), Pluto is classified as a “dwarf planet” because it is not the “gravitationally dominant body” on its orbit. Setting aside for a moment what that actually means, it is, however, pretty obvious based on the recent imagery from the NASAs New Horizons mission that Pluto is certainly a world in its own right – something that we could be very tempting to call a planet regardless of what the IAU has decided.

According to the IAU, a planet is defined as follows:

  1.   A “planet” is a celestial body that (a) is in orbit around the Sun, (b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape, and (c) has cleared the neighbourhood around its orbit.

  2.   A “dwarf planet” is a celestial body that (a) is in orbit around the Sun, (b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape, (c) has not cleared the neighbourhood around its orbit, and (d) is not a satellite.

  3.   All other objects, except satellites, orbiting the Sun shall be referred to collectively as “Small Solar-System Bodies”.

Although Pluto is in orbit around the Sun and has sufficient self-gravity to assume a roughly spherical shape through hydrostatic equilibrium, it has not cleared the neighbourhood of its orbit by gravitationally tugging smaller objects out of its residential area in the Solar System. IAU therefore decided to classify Pluto as a dwarf planet rather than a full-blown member of the set of planets in the Solar System.

The situation gets more complicated when remembering that Jupiter, for instance, has also failed to clear the neighbourhood around its orbit, as there are thousands of trojan asteroids at and around Jupiter’s orbit. Yet, nobody disagrees whether we should classify Jupiter as a planet or not.

But with respect to extra-solar planets, the IAUs resolution is not valid – it has only been designed to be valid when classifying celestial bodies in the Solar System.

Astronomers consider extra-solar objects that orbit stars other than the Sun to be planets if they (1) are large enough to have reached hydrostatic equilibria, and (2) small enough such that they cannot sustain nuclear fusion in their cores and thus cannot be considered stars or even brown dwarfs. But that is only where the problems begin—it is not at all trivial to determine how large the objects orbiting other stars are when their very presence is difficult to observe.

It is reasonably straightforward to conclude that an object transiting a nearby star, such as the extraordinary haul of worlds found by the Kepler spacecraft, is large enough to have reached hydrostatic equilibrium if it is in fact large enough to be seen blocking the light coming from the stellar surface. But what about the larger objects that are comparable in size to Jupiter? Because the planetary transits can only reveal their radii in relation to their host stars, it cannot be known whether some of them are in fact more than roughly 13 times more massive than the Jupiter, which is sufficient for the fusion of deuterium into helium in their cores. Such objects would then be classified as brown dwarfs rather than planets.

The situation is even more complicated, sometimes frustratingly so, when observing exoplanets with the Doppler spectroscopy technique applied in the Pale Red Dot campaign. Because this technique can only be used to reveal the lower limit for the planetary masses, it is impossible to tell whether any individual discovery actually corresponds to a genuine planet rather than a small star or a brown dwarf even though, on statistical grounds, the vast majority of them are certainly small enough to be considered planets.

But whether extra-solar objects of suitable size to be classified as planets have cleared the neighborhoods of their orbits is beyond our observational capabilities. It is also less than certain what the possible free-floating planetary sized objects should be called as they do not revolve around stars of any kind.

It is quite possible that a general definition of a planet proves as elusive as that of a “continent” that no geographer dares to define—nor are they even interested in doing so. Similarly, biologists cannot produce a general definition for “life” but more often than not simply say that “they know whether it is alive or not when they see it”, which can be seen as an attempt to brush the problem under the carpet. It is probably a human trait to attempt classifying things into rigid categories even when nature has cynically decided that there is simply a continuum of objects and that any and all classifications are thus only subjective opinions without any deeper meanings. In such cases, the definitions do not help in understanding nature any better—and may even hinder scientific developments by providing a biased frame of reference.

And Pluto, as it – in my opinion – certainly is a world in its own right, deserves to be called a planet regardless of any subjective definitions individuals might consider appropriate. Although that might not be acceptable for all, one thing is clear. If an object resembling Pluto was found orbiting a star other than the Sun, I believe it would be called a planet.

Mikko Tuomi
Mikko Tuomi

About the author. M. Tuomi is working as an astronomer at the University of Hertfordshire, UK. His research interests include detection and characterization of low-mass planets and planetary systems around nearby stars, development of statistical models or Doppler spectroscopy data to understand variability caused by astrophysical and instrumental effects, study of the dynamical properties of tightly packed planetary systems, and exploring the
statistical properties of small planets orbiting the stars in the Solar
neighborhood. He has also worked as an environmental scientist at the Finnish Environment Institute. M. Tuomi is one of the editors of palereddot.org, and can be blamed for first spotting tentative evidence of ‘The signal’ in archival UVES and HARPS data.

Chłodne gwiazdy z magnetyczną osobowością

Autor: Élodie Hébrard (York University) oraz Rakesh Yadav (Harvard-Smithonian CfA).

Na Słońcu aktywna jest niewidzialna siła związana z jego polem magnetycznym. Z pewnością wiecie, że pola magnetyczne mogą być wytworzone przez płynący prąd elektryczny. Plazma słoneczna to silnie naładowany płyn. Z uwagi na wspólne działanie wielkoskalowych ruchów spowodowanych rotacją Słońca oraz chaotycznie wrzącej plazmy, na Słońcu jest wystarczająco dużo prądów elektrycznych, aby utrzymać jego pole magnetyczne. Proces tworzenia pola przez ruch płynu znany jest jako mechanizm dynama.

Pola magnetyczne odpowiedzialne są za powstawanie bardzo gwałtownych zjawisk na powierzchni Słońca znanych jako rozbłyski rentgenowskie. Energia przechowywana w polu magnetycznym w formie napięcia uwalniana jest pod postacią energetycznego promieniowania elektromagnetycznego (promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie). Owe rozbłyski mogą także przyspieszyć ruch plazmy w otoczeniu, która wyrzucana jest z dużą prędkością z powierzchni Słońca. Tego typu zjawiska znane są jako Koronalne Wyrzuty Masy (CME). Energetyczne promieniowanie oraz CME tworzą niebezpieczną mieszankę bowiem stopniowo mogą powodować erozję atmosfery (kluczowej do rozwoju życia) pobliskich planet. Więcej o rozbłyskach rentgenowskich możesz dowiedzieć się z poniższego krótkiego filmu.

Ale wyjdźmy już z Układu Słonecznego i porozmawiajmy o Pale Red Dot. Gwiazdy znacznie chłodniejsze od Słońca zazwyczaj nazywane są “czerwonymi karłami” lub “gwiazdami o niskiej masie”. Proxima Centauri to właśnie taka gwiazda. Jednak nie dajcie się zwieść tej gwieździe! Astronomowie przyglądają się gwiazdom tego typu od dziesięcioleci — okazuje się, że są to bardzo aktywne gwiazdy. W rzeczywistości, rejestruje się na nich dużo więcej rozbłysków rentgenowskich oraz CME niż na Słońcu. Z uwagi na sporą liczbę gwałtownych zdarzeń na powierzchni tych gwiazd, planety krążące wokół nich muszą zmierzyć się z dużo mniej przyjaznym otoczeniem niż planety naszego układu planetarnego.Tak wysoka aktywność spowodowana jest obecnością pola magnetycznego dużo silniejszego niż pole związane ze Słońcem. Co więcej, wysoka aktywność sprawia, że trudniej jest szukać planet podobnych do Ziemi wokół takich gwiazd. Hej, zaraz, ale skąd właściwie wiemy, że te gwiazdy mają takie silne pola magnetyczne?

Najlepszą metodą pomiaru pola magnetycznego gwiazdy jest wykorzystanie delikatnego wpływu, które pole ma na promieniowanie emitowane przez gwiazdę. W rzeczywistości, jeżeli gwiazda ma silne pole magnetyczne, to ma ono wpływ na widmo gwiazdy: różne linie widmowe dzielą się na kilka składników, a każdy składnik ma własną polaryzację (oznacza to, że pole magnetyczne zmienia właściwości wibracyjne światła). Ten efekt dzielenia linii widmowych nazywa się efektem Zeemana. Pomiar polaryzacji linii widmowych pozwala na wiarygodny pomiar pola magnetycznego, tak jak na filmie poniżej.

To teraz już wiemy jak zmierzyć pole magnetyczne gwiazdy. Następnym naturalnym krokiem jest próba odtworzenia mapy pola magnetycznego gwiazdy w celu określenia jak wygląda: pole dipolowe? pole toroidalne?… W tym celu wykorzystujemy obrót gwiazdy wokół własnej osi! A dokładniej mówiąc, badając polaryzację kołową linii widmowych w różnych momentach czasu otrzymujemy pełny dwuwymiarowy obraz pola magnetycznego na powierzchni gwiazdy. W tym celu astronomowie wykorzystują metodę znaną obrazowaniem Zeemana-Dopplera (ZDI – Zeeman-Doppler Imaging) — opierającą się na technikach opracowanych pierwotnie do obrazowania medycznego! Poniższe animacje podsumowują zasadę działania ZDI.

As the star rotates, an Earth-based observer sees the magnetic spot under different viewing angles, and moving at different projected velocities (upper panel). The level of circular polarisation measured in a spectral line evolves consequently (lower panel). The case of a radially oriented field (as depicted by the red arrows) is depicted here. Credit: J.-F. Donati.
Same as the previous figure, but here with the case of an azimuthally oriented field (as depicted by the red arrows) depicted. As opposed to the radial field situation the circular polarisation signature flips sign. This allows ZDI to disentangle between field orientations. Credit: J.-F. Donati.

Ciemne plamy na powierzchni gwiazdy (podobne do znanych nam plam słonecznych) to widoczne skutki aktywności pola magnetycznego gwiazdy. Jak napisano w artykule Xaviera Dumusque, owe plamy indukują zaburzenia profili linii widmowych (z powodu efektu Dopplera), które z kolei powodują przesunięcie w prędkości radialnej (RV). Co więcej, wraz z obrotem gwiazdy, gdy plamy przechodzą przez widoczny dla nas dysk, to zaburzenie także podróżuje w profilu linii (patrz zdjęcie poniżej). Dlatego też zbieranie danych w różnych fazach obrotu gwiazdy pozwala zbadać jak jasne elementy rozłożone są na powierzchni gwiazdy – dokładnie tak jak w przypadku pola magnetycznego. W takiej sytuacji metodę tą określa się po prostu obrazowaniem dopplerowskim.

As the star rotates, an Earth-based observer sees the dark starspot at different locations on the visible stellar disc (upper panel). This results in characteristic distortions in stellar spectral line profiles that induce an apparent radial velocity (RV) shift (lower panel). Such RV shifts can mimic the signal of a planet or completely hide the presence of a genuine planet. Credit: J.-F. Donati.

Instrumenty opracowane do jednoczesnego rejestrowania widma i polaryzacji nazywane są spektropolarymetrami. Najczęściej wykorzystywane instrumenty tego typu to ESPaDOnS na szczycie Mauna Kea na Hawajach, NARVAL na szczycie Pic-du-Midi we Francji oraz HARPS-pol w obserwatorium La Silla w Chile.

The telescopes hosting the three high-resolution spectropolarimeters designed for studies of stellar magnetic fields. From left to right: Canada-France-Hawaii Telescope, Maunakea, Hawaii, USA; ESO 3.6m Telescope, La Silla Observatory, Chile; Télescope Bernard Lyot, Pic-du-midi Observatory, France. Credits: J-C Cuillandre/E Hébrard/OMP.

Co możemy zrobić z takimi pomiarami? Po pierwsze, z uwagi na to, że plamy gwiezdne często zakłócają detekcję planet z pomiarów prędkości radialnych, możemy wykorzystać mapy rozkładu plam w celu oszacowania RV. Choć to nowa metoda, ma ona możliwość odfiltrowywania sygnału gwiazdy, a tym samym przywracania zdolności do wnioskowania o obecności potencjalnych planet wokół zaplamionej gwiazdy. Po drugie, jeżeli naszym ostatecznym celem jest odkrycie planet typu ziemskiego w ekostrefach wokół chłodnych gwiazd – charakteryzowanie otoczenia planet jest dla nas kluczowe. W rzeczy samej niższa temperatura chłodnych gwiazd przesuwa ekostrefy bliżej powierzchni gwiazdy niż w przypadku gwiazd podobnych do Słońca. Planety typu ziemskiego krążące wokół takich gwiazd mogą być narażone na silniejsze ciśnienie promieniowania gwiazdy, na erozję atmosfery planety przez wiatr gwiezdny oraz CME. Dlatego też istotne jest oszacowanie wpływu pola magnetycznego gwiazdy na otoczenie takich planet. Z rekonstrukcji wielkoskalowej topologii pola magnetycznego za pomocą ZDI można ekstrapolować pole na zewnątrz (obraz V374 Peg poniżej) co pozwoli na dokładniejszą charakteryzację odkrywanych planet i lepsze oszacowanie przyjazności takich planet do utrzymywania życia.  W końcu, obserwowane wielkoskalowe właściwości magnetyczne mogą być wykorzystane do lepszego zrozumienia wnętrz gwiazd i procesów prowadzących do powstawania pól magnetycznych.

Magnetic field lines of the active red dwarf V374 Peg, extending in space above the surface of the star. The surface magnetic field has been mapped with ZDI, serving as a basis for the extrapolation to the whole magnetosphere. The simple dipole, magnet-like structure of the field is very obvious. Field lines forming loops above the surface are shown in white, while field lines open to the interstellar medium are shown in blue. Credit: MM Jardine & J-F Donati.

Jak dotąd omówiliśmy co wiemy o czerwonych karłach z obserwacji. Spójrzmy zatem na najnowsze modele teoretyczne, które próbują wytłumaczyć dlaczego te gwiazdy mają tak silne pola magnetyczne. Poniżej omówimy najnowsze symulacje superkomputerowe, w których próbowano odtworzyć procesy zachodzące we wnętrzu czerwonych karłów.

W symulacjach komputerowych zakłada się, że gwiazda jest idealną sferą gorącej plazmy obracającą się wokół własnej osi. Aby stworzyć model przepływu plazmy, zakładamy, że jest on zgodny z równaniem Naviera-Stokesa — które praktycznie mówi nam, że zmiana momentu pędu niewielkiego pakietu płynu jest proporcjonalna do sumy różnych sił działających na niego. Zachowanie pola magnetycznego zgodne jest z równaniami Maxwella (w ramach tzw. przybliżenia MHD). Oprócz tego ważne są także równania opisujące zachowanie energii i stan termodynamiczny płynu (temperatura, ciśnienie, itd). Równania te rozwiązywane są za pomocą wyrafinowanych algorytmów numerycznych (które zawierają dziesiątki tysięcy linii kodu) przy użyciu największych superkomputerów na świecie.

Hydra570
The HYDRA supercomputer at the Max Planck Computing and Data Facility in Garching bei München, Germany. In total there are ~83,000 cores with a main memory of 280 TB and a peak performance of about 1.7 PetaFlop/s. Credit: Max Planck Society.

Jeżeli w ramach modelu odtworzymy warunki, które są podobne do tych obecnych we wnętrzach czerwonych karłów, symulacja przedstawia nam wiele właściwości do tych, które rzeczywiście obserwujemy. Pole magnetyczne powstałe w ramach symulacji przedstawiono poniżej. Linie pola wychodzą z widocznego północnego bieguna “gwiazdy”. Spowodowane jest to dużym obszarem pola magnetycznego z jedną polaryzacją (przedstawionego w odcieniach żółci). Podobne zachowanie widać w pobliżu niewidocznego z tej perspektywy bieguna połodniowego. Wraz z rozległymi obszarami o podobnej polaryzacji widoczne są mniejsze regiony zawierające obie polaryzacje pola magnetycznego (bliskie sobie obszary żółci i błękitu), rozproszone niemal po całej powierzchni gwiazdy. Te “dwubiegunowe” obszary  niezbędne są do wytworzenia poskręcanych i powyciąganych linii pola, które prowadzą do powstawania rozbłysków rentgenowskich oraz CME. W rzeczywistości dwubiegunowe obszary “aktywne” tej gwiazdy są dużo liczniejsze niż te obserwowane na Słońcu. Jak widać model przewiduje, że czerwone karły powinny charakteryzować się dużo większą liczbą rozbłysków rentgenowskich. Siła pola magnetycznego na tym zdjęciu to zazwyczaj kilka kiloGaussów, co najmniej dziesięć razy więcej niż w przypadku typowego pola magnetycznego Słońca.

Magnetic field simulation
Numerical simulation aimed at studying magnetic field generation in a red dwarf star. The two magnetic polarities are depicted in yellow and blue. The cyan-color pipe shows the rotation axis. Credit: Rakesh Yadav.

Podsumowując, ta “gwiazda w komputerze” jest w stanie sama wytwarzać bardzo silne pole magnetyczne i zakłada, że tego typu gwiazdy powinny być dużo bardziej aktywne niż Słońce. Uczyniliśmy pewien postęp w tym względzie, że owa symulowana gwiazda mieści się w granicach, które ustaliliśmy obserwacyjnie. Kolejnym krokiem jest wykorzystanie prognoz z symulacji i przetestowanie ich w dokładniejszych obserwacjach. Projekt Pale Red Dot to właśnie ten krok.

O autorach

Elodie Hébrard

Élodie Hébrard uzyskała stopień doktora w astrofizyce w 2015 roku w Institut de Recherches en Astrophysique et Planétologie na Uniwersytecie w Tuluzie (Francja). W swojej pracy bada wykorzystanie techniki obrazowania Zeemana-Dopplera (ZDI) do charakteryzowania aktywności i pola magnetycznego gwiazd, tworząc nowe podejścia do filtrowania sygnałów prędkości radialnej spowodowanych aktywnością gwiazdy, które mogą być brane za sygnały potwierdzające obecność planet. Élodie aktualnie jest pracownikiem naukowym w Departamencie Fizyki i Astronomii na University of York (Kanada).

Rakesh Yadav

Rakesh Yadav jest astrofizykiem teoretycznym wykorzystującym superkomputery do zrozumienia w jaki sposób planety i gwiazdy wytwarzają swoje pola magnetyczne. W 2011 ukończył studia na kierunku Fizyka w Indian Institute of Technology w Kanpur, w Indiach. Przeniósł się do Niemiec w 2012 roku, aby rozpocząć studia doktoranckie z astrofizyki obliczeniowej w  Max Planck Institut für Sonnensystemforschung oraz na Uniwersytecie w Getyndze. Po otrzymaniu stopnia doktora w 2015 roku rozpoczął pracę naukową w Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

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.

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.

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.