Category Archives: Expert Opinions

Szanse i przeszkody dla życia na Proximie b

Autor: Prof. Rory Barnes, University of Washington

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

PurpleMountain

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

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

Tłumaczenie na język polski: Puls Kosmosu / Ewa Stokłosa

Biosignature Gases: A Needle in a Haystack

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

SeagerPhoto
Professor Seager

About the Author

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

Terrestrial Planets over the Next Decade

By Don Pollaco, Warwick University, UK

There can be no doubt that NASA’s Kepler mission has been a resounding success. In particular, much of what we know about rocky planets has come from this mission. After saying that, ground-based radial velocity surveys had already indicated the existence of super-Earths—a class of planet not found in our solar system (ignoring Planet 9!), and the first exo-rocky planet discovered was found through the French-ESA CoRoT mission (Corot-7b). The list of “firsts” from Kepler is truly amazing:

  1. Planetary size distribution
  2. The commonality of multi-planet systems
  3. The application of transit timing techniques to derive planetary masses and the recovery of unseen components
  4. The detection and modelling of the first circumbinary systems
  5. The diversity of low mass planets
  6. The evaporation and breakup of small planets

and so, while some results are less good, e.g. estimate of eta-Earth (number of habitable zone planets per star) and the masses of low-mass planets, Kepler’s place in history is assured. To me though, Kepler’s greatest result is really the ubiquity of exoplanets; specifically small planets.

Almost as impressive has been Kepler’s contribution to the proving of stellar asteroseismology. Whilst these techniques had been applied to the Sun and individual stars, Kepler has been used to derive stellar parameters for hundreds of stars at a level never before achieved en masse.

Kepler Small Planets

Kepler has given us a tantalizing first glimpse of the small/rocky planet population and some of the results have been absolutely awesome (Figure 1). For example, masses for the fantastic seven planet Kepler-11 system have been derived through modelling the gravitational perturbations giving rise to the transit time variations, and show these planets are much bigger than expected for their masses—maybe they are mini gas planets or have fluffy extended atmospheres.

Figure1-Massvsradius
Figure 1. The known small planet population in the mass-radius plane (x-axis’ units are Earth masses) compared to different compositions and compared to rocky planets in our solar system There is far more diversity than originally expected.

At the other extreme is Kepler-10c. Kepler-10b (mass 3.33ME, radius 1.47RE, Period 0.84d) was well known as Kepler’s first rocky planet, and spectroscopic observations from the ground with HARPS-N on La Palma not only confirmed this, but also detected the stellar reflex motion from the long period Kepler-10c component. Surprisingly, the mass turned out to be 17.2ME, but the Kepler (2.3RE) radius suggested we were still most likely looking at a massive super-Earth. Given that we struggle to understand the internal structure of the Earth, we are quite mystified to explain that of Kepler-10c. These results and others lead us to believe the small planet population is much more diverse than we originally believed.

When Kepler was being designed, it was generally agreed that there would be little variation of compositions in this population, so that from a measurement of planetary radius its mass could be directly inferred. Consequently, it was assumed that there would be little need for follow up observations. Kepler showed us the need to determine the planetary mass directly.

Radial Velocity Surveys: Masses of Kepler Planets

Since the first discovery of a planet around a Sun-like star (Mayor and Queloz 1995), radial velocity surveys—searching for the reflex motion induced in the star—were often the most efficient discovery technique. Compared to the transit method’s strict requirement on the orbital geometry, radial velocity detection is far more lenient. However, without knowledge of the orbital inclination to our line of sight, all we can determine is the planetary minimum mass. Basically, from radial velocity information alone we can learn about the planetary orbit, but essentially nothing about the planet itself.

Radial velocity information is most useful when it is used alongside transit data. With radius and, most importantly, orbital information coming from the light curve modelling, solutions of the equations of motion can give an accurate planetary mass. Thus, we can get an accurate estimation of the bulk density/composition of a planet. What should be emphasized here is that to derive the planetary mass and radii requires better accuracy in the stellar parameters; in fact, for the best transit light curves knowledge of the host star is often the factor limiting that of the planetary component. The study of exoplanets has led to a renaissance in stellar research and especially the proving of asteroseismology.

The low brightness of the Kepler field stars and the prevalence of small planets is a double whammy for our studies of the masses of small planets—the small reflex motion and lack of stellar photons make mass measurements at best somewhat challenging. So while the Kepler photometry has produced highly accurate relative radii, even the brightest Kepler host stars are challenging targets for radial velocity work. It is ironic that the planets with the most accurate accepted masses are massive planets found from ground-based transit surveys such as SuperWASP or HAT.

As a consequence, researchers have developed our ability to model gravitation perturbations detectable through transit timing variations (as noted earlier) and this is how most Kepler planetary masses have been determined. This has the advantage that they can be derived from the light curve alone and with apparently small errors, but is possible for only a small fraction of the planets. There is still some controversy surrounding the use of masses derived in this way and maybe more importantly in the quoted errors. Maybe this will improve in the future.

However, one of the big lessons from Kepler (and the ongoing K2 surveys of course) is that we need a host star population as bright as possible so we can derive masses, make planetary atmosphere observations, etc. So given this, what does the future hold?

Looking forward—the Transit Roadmap

For exploring the inner parts of solar systems, and in particular the habitable zones, for the next 10–15 years it is likely that transits of bright stars that allow radial velocity observations to be made will dominate (Figure 2). That’s not to say that other techniques and regions of the parameter space will not be important—they will. For example, with SPHERE and GPi we are taking our first steps with dedicated and optimized instruments capable of direct planet detection—at least of luminous, young and massive planets. JWST may also be capable of this. Gaia and various microlensing space missions such as WFIRST (~2025) or EUCLID (2021) will allow us to statistically explore the outer parts of solar systems.

Figure2-TransitRoadmap
Figure 2. The funded transit roadmap showing facilities that are used for detection and bulk characterisation. Some of the facilities here can also be used for atmospheric characterisation.

In terms of transit experiments, we have a crop of ground-based experiments—including the new NGTS, and the re-tasked Kepler K2 surveys. While still at an early stage, NGTS is proving capable of routinely detecting dips which could be due to Neptune-sized objects. Various experiments have been deployed targeting M dwarf stars, where the low intrinsic brightness and small star size mean that ground based photometry would even be capable of detecting Earth-sized planets in orbits of a few days; corresponding to the habitable zones of the feeblest stars.

In general, finding small planets (smaller than Neptune, say) in habitable zones is a difficult task and is best done from space. This not only avoids limitations in photometric accuracy from the Earth’s atmosphere, but also the interruptions caused by the day/night cycles. Even still, as we push to higher and higher accuracies stellar activity becomes a bigger issue with less stars being suitable for radial velocity work. However, understanding stellar activity is an area of much research and there is hope that small radial velocity signals will be detectable against the activity signal in the future. Nonetheless, we are fortunate that both NASA and ESA have recognized the need for new surveys and we have a series of missions that have transit detection at their heart.

CHEOPS is due for launch in 2017 and is ESA first “Small” satellite. This Swiss led mission is designed to look at objects one at a time. CHEOPS has two science drivers:

  1. The follow up of known planets discovered from radial velocity surveys and especially those targets thought likely to transit, and
  2. High accuracy light curves of transits from other surveys, notably NGTS.

So, while CHEOPS is not a survey instrument it will produce extremely accurate photometry of known planets and hence bulk densities. CHEOPS also has many other potential uses such as monitoring transits for timing variations etc.

NASA’s Transiting exoplanet Survey Satellite, TESS, will be launched around the end of 2017. TESS will be orientated into a highly eccentric and inclined orbit which reaches almost to the lunar orbit. For most of the 27 day orbit the satellite will be far from the Earth, enabling accurate photometry. The clever orbit and observation strategy results in sections of the sky being monitored for 27 days before moving to the next section. These sections overlap at the Ecliptic poles and so a small region is monitored for as long as ~1 year. Given this, it is likely that TESS will find many single transiting systems which would benefit from CHEOPS observations.

TESS is aimed at surveying the nearest and brightest stars (mag) and is therefore preferentially examining M dwarfs. These low luminosity stars have habitable zones close in (periods as short as a week or so for the coolest objects). Furthermore, as these stars are quite small the detection of small planets can be achieved easier. Being extremely red objects they are likely to be ideal targets for the JWST and it is likely that the first observations of the atmosphere of a habitable zone planet will come from TESS.

The Future: ESA’s M3 PLATO Mission

Over the years, there has been a succession of transit survey concepts studied by ESA, but in 2014, PLATO was finally selected as the “Medium 3” mission with launch date in 2024. PLATO was designed from the outset to characterize habitable zone rocky planets with Sun-like host stars that are bright enough for observation with the new generation of radial velocity spectrograph’s such as ESPRESSO at ESO’s Very Large Telescope (VLT) in Chile. PLATO is a multi-telescope system which provides a huge field of view (>2,200 square degrees—about 20 times that of Kepler) with excellent sensitivity and it will be stationed in a thermally stable environment at the L2 point, several million kilometers from Earth. While the dynamic range is from 4–13 magnitude, most of the interesting science will be for stars with magnitudes allowing asteroseismic characterization of accurate stellar parameters including their age. Figure 3 shows the predicted rocky planet catch for stars that can be fully characterized through asteroseismology compared to those from Kepler and TESS.

Fugure3-PlanetCatch
Figure 3. Simulations of PLATO transit signal detection performance (in green) for super-Earth planets (less than 2RE) for stars brighter than 11 mag, hence with RV follow-up and host star asteroseismology possible. For comparison, Kepler results are shown (in blue, Fressin et al. 2013) and expected yields for TESS (in red) assuming 27 day observing coverage per field and 2% of the sky observed for 1 year

The time requirement for the ground-based follow up will be almost entirely driven by the smallest, longest period, planets and will represent a significant investment by the astronomical community. For some of the multi-planet systems, masses will also be available from models of any transit timing variations. While PLATO will certainly produce lots of interesting and no doubt unique systems and maybe even moons, rings, etc., the real PLATO reward will be the database of uniformly characterized planetary systems that can be used for future theoretical and observational experiments.

By the end of the next decade, we will have fully characterized hundreds of systems containing rocky planets. Many of these will be bright enough to have their atmospheres examined with the instruments of the day. The database of PLATO systems with known ages will allow us to take the first steps in comparing the observed planet population with theoretical studies, hence throwing light on the important processes that are sculpting the architectures of these systems. In many ways PLATO can be considered the descendant of Kepler and indeed one of the options for PLATO is to revisit the Kepler field to examine the variations in transit timing variations accumulated after a delay of some 15 years.

We live at a very fortunate time. Kepler has opened the window and shown us some of the landscape. The new missions will enable us to make great gains in comparative planetology so that we can understand our place in the Universe.

Dr Don Pollacco, astro-physicist and planet hunter from Queens University, Belfast.

About the author. Don Pollaco is a Professor of Astronomy at Warwick University, UK. He was awarded his PhD in 1990 from St Andrews University. From 1990–1995 he worked as a PDRA and then lecturer at St Andrews and Liverpool John Moores Universities. Between 1995-2000 he was based at the Isaac Newton Group of Telescopes (ING) La Palma. His PhD and postdoctoral studies were concerned with evolved stars and binary systems. From 2000–2012 he worked at Queens University Belfast developing the exoplanet group there. During this period he led the development as PI of the SuperWASP Project and the initial development of NGTS. Since arriving at Warwick in 2012 he has been the Science Coordinator for ESA’s PLATO mission.

 

 

Finding life around our nearest neighbour

Ignas Snellen, Leiden Observatory, Leiden University, The Netherlands

How amazing would it be if we found that there exists a planet, with a mass and temperature just like Earth, around our nearest neighbour—Proxima Centauri. How could we find out whether life exists on such a world?

The  Pale Red Dot project is all about following up a hint that such a planet may exist. This is extremely exciting. Finding such a planet may actually not be such a surprise. Proxima is a faint red dwarf star, seven times smaller than the Sun. From previous observations, for example using the NASA Kepler satellite targeting planets that transit their host star, it is clear that in general red dwarf stars indeed often have small rocky planets. Therefore, Proxima—our nearest neighbour at a distance of 4.2 light-years—could be expected to also host small planets. Since the luminosity of Proxima is one thousand times smaller than that of the Sun, the energy a planet receives from Proxima is that same amount less than it would receive from the Sun. Therefore a planet in an Earth-like orbit would be freezing cold. Astronomers like to think that to host life a planet needs to be able to sustain liquid water. It is crucial for life as we know it as a solvent; making the complex chemical reactions associated with biological activity possible. Indeed, no life on Earth can function without liquid water. For planets around Proxima it means that their orbital distances need to be significantly smaller, only a fraction of the Earth-Sun distance, to be able to sustain life—corresponding to an orbital period of about two weeks, right in the ballpark of the possible planet chased by Pale Red Dot.

Artist's impression of a habitable planet around a red dwarf star (credit ESO/L. Calçada).
Artist’s impression of a habitable planet around a red dwarf star (credit ESO/L. Calçada).

Let us for now assume that the Pale Red Dot observations indeed reveal such a planet. How could we possibly find out there is life on it? Let me first sketch the picture of why this is so difficult. For hundreds of years astronomers have wondered whether there is life on Mars, without a conclusion yet.  Over the last fifty years, Mars research has accelerated at an immense pace. NASA and ESA have sent many probes that dig, drill, and can measure the Mars atmospheric constituencies to high precision—and still we do not know. One has to realize that we will never be able to do this for extrasolar planets. The distances are simply too large. Even Proxima, our nearest neighbour star, is more than two-hundred-thousand times further away than Mars. We simply cannot send probes to Proxima on practical human time scales. Therefore, any information we collect from possible planets orbiting Proxima can only come from remote sensing—observing them using our telescopes on and around Earth.

Is it then entirely hopeless that we could find life? Luckily not! Of course, if the situation is like on Mars, where life may be hiding deep under the surface, or on Jupiter’s moon Europa, where simple life may be deep in its ocean, it will indeed be hopeless. We will never be able to recognize it from a distance. However, the situation is very different for Earth. If an alien civilization would point a telescope at Earth and measure its spectrum, it can see clear signs of biological activity. They can see that molecular oxygen is very abundant in our atmosphere, which is only present due to the organisms that produce oxygen as a waste product (which subsequently animals like us use as an energy source). Oxygen is a very reactive gas, which you do not expect to find in an atmosphere like ours. Indeed it took life on Earth more than a billion years before the oceans were saturated enough that the oxygen they produced ended up in the atmosphere. If all life on Earth would cease to exist, all atmospheric oxygen would disappear on a very short time-scale. Therefore we call oxygen a biomarker gas—it can provide evidence for biological activity on an Earth-like planet. Note however that a lack of oxygen does not mean there is no life. It could still hide under a rock like possibly on Mars.

Also, for more than a billion years there was abundant life on Earth without a significant amount of oxygen in the atmosphere. Anyway, at least we can start somewhere.

So how could we detect oxygen on a planet more than four light years away? Characterizing a planetary atmosphere is significantly more difficult than finding the planet, like is being tried now with the Pale Red Dot project. Most of the techniques used to find planets, including the radial velocity method used for Proxima, are indirect methods. They do not identify one single photon from the planet, but instead indirectly infer the presence of a planet—e.g. using the gravitational pull of the planet on the host star, or the moment a planet transits the disk of its host star blocking a small fraction of starlight that can be observed. This can no longer be the case for atmospheric characterization. We really need to identify photons from the planet as a function of wavelength, and in this way build up a planet spectrum. Although this is very difficult, this can be done, but is so far almost exclusively achieved for hot gas giant planets.

Bird's eye view of ESO's Very Large Telescope which is used for many of the exoplanet characterisation observations (credit: ESO).
Bird’s eye view of ESO’s Very Large Telescope which is used for many exoplanet characterisation observations (credit: J.L. Dauvergne & G. Huedepohl (atacamaphoto.com)/ESO).

Broadly speaking, separating the planet’s light from that of the star can be done in the time, spatial, spectral and polarization domain, or using combinations of these. An example of the time domain is transmission spectroscopy. When a planet, as seen from Earth, moves in front of its host star, a little bit of starlight filters through the planet’s atmosphere, leaving an imprint of absorption from its atmospheric constituencies. A planet can also be eclipsed by its host star, temporarily blocking the planet light, which can be measured. In such a way the thermal emission spectrum or reflected light spectrum can be determined. However, such transit and eclipse observations require that the planet orbit is seen exactly edge-on – which will only be a small probability for the alleged Proxima planet. We have a better chance by trying to separate the planet from the star in the spatial domain. This is called direct imaging, or high-contrast imaging. Using a combination of techniques the starlight can be suppressed by orders of magnitude, leaving the planet signal coming from a slightly different direction unaffected.

Spectrometers coupled with very high contrast imagers on giant telescopes should enable the separation of the light coming from the star and the planet. In this picture, a simulation of the distinct orbital velocity of the planet and the star would allow to achieve higher contrast than using direct imaging alone. Source : Snellen et al. A&A 2015, arXiV
Spectrometers coupled with very high contrast imagers on giant telescopes should enable the separation of the light coming from the star and the planet. In this picture, a simulation of the distinct orbital velocity of the planet and the star would allow us to achieve higher contrast than using direct imaging alone. The signal of the planet image is the faintest dot on the right of the top panel. Source : Snellen et al. A&A 2015, more information in http://home.strw.leidenuniv.nl/~snellen/

Although Proxima is our nearest neighbour, the targeted planet’s orbit will be very close in—only ~1/200,000th of a degree (20 milli-arcseconds) as seen from Earth. The sharpness of a telescope directly scales with its diameter, implying that revealing a planet at such a small angular distance from its host star requires a mirror diameter of at least 25 meters. Even the James Webb Space Telescope, which will be launched in 2018, will not be able to separate this planet from its host star. We would really have to wait until the next generations of ground-based telescopes come online, like the US Thirty Meter Telescope and Giant Magellan Telescope, and the European Extremely Large Telescope. Even with these giants it will be a real challenge—we will have to look through our own atmosphere to detect the atmosphere of the planet. However, we have been practicing just that using giant planets over the last decade, and we are starting to get pretty good at it! We will have to be patient though—do not expect the specific instrumentation needed to detect oxygen to be ready before 2030. A long wait, but the prospects are very exciting!

IgnasSnellenF

About the Author: Ignas Snellen is Professor in astronomy at the University of Leiden in the Netherlands. After concluding his PhD research in Leiden in 1997, he worked for three years as a postdoctoral fellow at the Institute of Astronomy in Cambridge (UK), after which he became an astronomy lecturer at the University of Edinburgh (UK). He returned to Leiden University in 2004. Snellen and his group develop observation and data-reduction techniques for ground-based telescopes, particularly geared to be used for the future extremely large telescopes (ELT). He and his group pioneered studies of molecules in exoplanet atmospheres using high resolution spectroscopy in the near infrared.

Dlaczego mamy obsesję na punkcie metali!

Autor: James Jenkins, Universidad de Chile

Tutaj, na Ziemi, wszyscy wiemy czym są metale. Wszak to składniki stworzonego przez ludzkość świata przemysłu. Od puszek aluminiowych, w których przechowujemy napoje gazowane, przez kable miedziane, w których przesyłamy energię elektryczną na całym świecie, po olbrzymie budynki z żelaza dominujące na horyzoncie dużych miast.  Jednak dla astronomów metale to coś zupełnie innego. To wszystkie atomy, które nie powstały w dużej ilości w Wielkim Wybuchu[1]. Oznacza to, że w rzeczywistości astronomowie nazywają metalami wszystkie pierwiastki poza wodorem i helem. To wszystkie atomy, które uległy przekształceniu we wnętrzach olbrzymich gwiazd lub w potężnych eksplozjach gwiazd znanych jako supernowe. Idea metali została poetycko przedstawiona przez Carla Sagana w słynnym zdaniu, które ukazało się w jego książce pt. “Cosmos”: “Azot w naszym DNA, wapń w naszych zębach, żelazo w naszej krwi, węgiel w naszych szarlotkach – wszystko to powstało w zapadającej się gwieździe. Wszyscy jesteśmy z pyłu gwiezdnego.”

Obfitość metali, lub metaliczność, obiektów we Wszechświecie, ma istotny wpływ na wiele cech tych obiektów. Dla przykładu w przypadku supernowych, gwałtownych eksplozji stanowiących śmierć masywnych gwiazd, metaliczność umierającej gwiazdy przed kolapsem, który prowadzi do eksplozji, odgrywa główną rolę w określeniu typu supernowej, a tym samym ilości energii uwolnionej w eksplozji. Z drugiej strony, w środowisku egzoplanetologów [2] metaliczność gwiazd uzyskała zupełnie nowe znaczenie w 1997 roku, kiedy to zbadane zostały trzy gwiazde macierzyste nowych egzoplanet. Okazało się, że wszystkie trzych gwiazdy miały dużo większą zawartość metali w atmosferach niż Słońce. Okazało się, że to tak zwane gwiazdy bogate w metale.

W kolejnych 19 latach od tego odkrycia astronomowie odkryli, że istnieje bezpośredni związek pomiędzy ilością atomów żelaza w atmosferze gwiazdy i prawdopodobieństwem, że wokół niej krąży gazowa, olbrzymia planeta. De facto, okazało się, że w przypadku gwiazd podobnych do Słońca, charakteryzujących się metalicznością trzy razy wyższą od Słońca, ponad 30% z nich posiada gazowe olbrzymy podobne do Jowisza, podczas gdy tylko 3% gwiazd o masie podobnej do Słońca posiada tego typu planety. Ten mniejszy procent gwiazd o niższej metaliczności wokół których krążą gazowe olbrzymy ujawnia się także w gwiazdach o jeszcze mniejszej zawartości metali. Zaledwie 0,3% gwiazd o metaliczności równej 0,1 metaliczności Słońca posiada gazowe planety. Ten związek stanowił pierwszy bezpośredni związek między właściwościami gwiazd mierzalnymi obserwacyjnie, a ich układami planetarnymi.

Okazuje się, że taki związek jak ten między ilością gazowych olbrzymów a metalicznością gwiazdy, stanowi kluczowy element procesu formowania planet poprzez akrecję. W tym czasie główne teorie formowania planet skupiały się wokół akrecji jądra lub kolapsu grawitacyjnego. Proces formowania planet przez akrecję to proces typu “dół-góra” (bottom-up), gdzie najmniejsze cząsteczki pyłu tworzącego dysk materii pozostały po procesie formowania gwiazdy, zaczynają się ze sobą zlepiać tworząc to co raz większe kamienie, skały i w końcu planetazymale. Planetazymale mogą dalej rosnąć poprzez akrecję większej ilości pyłu z dysku, lub pozyskując co raz więcej gazu z dysku. Z drugiej strony kolaps grawitacyjny to proces “góra-dół”, w którym dysk ulega fragmentacji na mniejsze obłoki pyłu i gazu wskutek niestabilności grawitacyjnej fragmentów dysku, które następnie z czasem zapadają się w sobie tworząc olbrzymie obiekty planetarne krążące wokół centralnej gwiazdy. Tak czy inaczej, warto pamiętać, że Ziemia, na której powstały istoty żywe, powstała z resztek po procesie formowania się Słońca.

swp
Procent gwiazd wokół których krążą gazowe olbrzymy w stosunku do metaliczności gwiazdy ([Fe/H]). Wyraźnie widać, że gwiazdy z większą ilością metali w atmosferze mają dużo większą szansę na powstanie w ich pobliżu gazowych olbrzymów. Czerwona krzywa wskazuje najlepsze dopasowanie do danych (zamalowany obszar) a powyższe równanie opisuje model. Tak jak napisano w tekście, procent gwiazd wokół któych krążą gazowe olbrzymy wzrasta wraz ze wzrostem zawartości żelaza (Fe) w stosunku do wodoru (H) w atmosferze gwiazdy. Źródło: Grafika zmodyfikowana w stosunku do oryginału opublikowanego przez Fischer & Valenti 2005, ApJ.
Oba te mechanizmy prowadzą do możliwych do przetestowania założeń, a stosunek gazowych olbrzymów krążących wokół gwiazdy w funkcji metaliczności gwiazdy był tym, który prowadził do różnych wniosków.  Z uwagi na fakt, że model akrecji jądra zaczyna się od sklejania najmniejszych drobin pyłu prowadząc do powstania większych obiektów – im więcej pyłu w dysku, tym szybciej takie struktury powstaną, i tym szybciej owe jądra będą mogły pozyskać gaz z dysku zanim dysk rozpłynie się w przestrzeń międzygwiezdną. Ponieważ dysk to tylko gruz pozostały po formowaniu się gwiazdy centralnej, dyski bogate w pył powinny istnieć wokół gwiazd bogatych w metale, czyli o większej metaliczności,  co wydaje się zgodne z obserwacjami. Z drugiej strony model kolapsu grawitacyjnego nie zależy od ilości pyłu w dysku i po prostu dyski o mniejszej zawartości pyłu powinny prowadzić do powstania równie wielu dużych planet jak w dyskach bogatych w pył – co oznacza, że żadne róznice między nimi nie powinny być obserwowane. Dlatego też był to kluczowy dowód na to, że planety powstają w procesach “dół-góra” takich jak akrecja jądra.

Dzięki najnowszym osiągnięciom technologii w laboratoriach oraz najnowszym danym dostarczanym astronomom przez teleskopy znajdujące się na orbicie takie jak Kepler, okazuje się, że nie wszystko jest takie proste w przypadku planet o mniejszej masie, szczególnie planet o masie zbliżonej do Neptuna lub mniejszej. Okazuje się, że procent gwiazd, wokół których krążą takie planety, tzw. superziemie, nie rośnie wraz ze wzrostem metaliczności gwiazdy tak jak w przypadku gazowych olbrzymów. Co ciekawe – może być wręcz odwrotnie, tzn. planety o małej masie mogą częściej powstawać wokół gwiazd o niskiej metaliczności.

debris_disk
Wizja artystyczna bogatego w metale dysku protoplanetarnego wokół młodej gwiazdy. Gwiazdą jest jasne, świecące źródło w środku dysku, a małe skały i planetazymale  zaczynają się tworzyć wokół gwiazdy z uwagi na dużą ilość metali, które mogą się ze sobą zlepiać i tworzyć zalążki planet. Źródło: NASA/JPL

Jeżeli populacja planet typu superziemia nie podąża tym samym torem co gazowe planety, co to mówi o procesie powstawania takich planet? Czy to oznacza, że nie powstają one w ten sam sposób poprzez akrecję jądra? Odpowiedź brzmi: nie, to wcale tego nie oznacza. Pamiętajmy, że akrecja jądra zakłada, że gazowe olbrzymy będą przeważnie powstawały wokół gwiazd o wysokiej metaliczności, ponieważ małe jądra, które zwiększają rozmiary do etapu dużego planetazymala zdolnego do przyciągania gazu muszą rosnąć wystarczająco szybko, aby załapać się na gaz, który mógłby uciec w przestrzeń międzygwiezdną. Niemniej jednak, planety o niskiej masie, które są zdominowane przez jądro lub nie wymagają dużych ilości gazu, nie muszą tak szybko powstawać. W otoczeniu charakteryzującym się mniejszą ilością metali, jądra powstają dłużej i dlatego też ich masa pozostaje niska, aż do momentu utraty dysku. Tym samym akrecja jądra także przewiduje, że planety o niskiej masie będą częściej występowały wokół gwiazd ubogich w metale niż gazowe olbrzymy – kolejny punkt dla teorii o formowaniu planet w procesie akrecji jądra!!

poor
Metaliczność gwiazd, wokół któych krążą planety w funkcji minimalnej masy[3] planet odkrytych w tych układach. Należy wziąć pod uwagę, że jest to wykres tylko dla gwiazd, wokół których krążą planety o masie oszacowanej na masę Neptuna lub mniejszą. Czerwony obszar stanowi bardzo bogatą w metale część diagramu i wskazuje brak planet w porównaniu do bardziej ubogiego w metale obszaru w dolnej lewej ćwiartce wykresu. Źródło: Graphic modified from our paper discussing this observational result.

Rola jaką metale odegrały w rozwoju ewoluującego wszechświata i powstaniu życia na Ziemi nie może być pomniejszana. Metale stanowią tkankę, która łączy nas z całym kosmosem. To ironiczne, że takie piękno ma swoje początki w tak gwałtownych wybuchach w przestrzeni kosmicznej. Jeżeli chodzi o Proxima Centauri, to gwiazda wyjątkowo bogata w metale, co oznacza, że jej mały dysk protoplanetarny może być bogaty w materię idealną do tworzenia planet. Możemy zatem mieć nadzieję, że część tych metali rozpoczęła chaotyczny taniec, który zakończył się powstaniem nowych planet i kto wie, przy takiej bogatej palecie metali, które mogły tam być obecne od początku, na owych planetach, które wykorzystały potencjał drzemiący w metalach, może powstało życie? Może właśnie projekt Pale Red Dot pomoże nam to sprawdzić!!

people-jamesjenkins

O autorze. James Jenkins jest profesorem na Universidad de Chile w Santiago, stolicy Chile. Skryty między otaczającymi go Andami, na szczycie Cerro Calan prowadzi obserwacje pobliskich gwiazd, szukając i próbując lepiej zrozumieć planety pozasłoneczne i ich gwiazdy macierzyste. James otrzymał tytuł doktora na University of Hertfordshire w 2007 roku, a następnie przyjął stanowisko adiunkta na Pennsylvania State University, gdzie pracował nad Precision Radial Velocity Spectrograph. Pod koniec 2008 roku rozpoczął pracę na Universidad de Chile jako adiunkt, a następnie jako Fondecyt Fellow w latach 2010-2013. Jego główne pole zainteresowań obejmuje odkrywanie planet krążących wokół gwiazd bogatych w metale w ramach przeglądu Calan-Hertfordshire Extrasolar Planet Search, poszukiwanie planet o bardzo niskiej masie w danych obejmujących prędkości radialne oraz planet krążących wokół olbrzymich gwiazd. James bada także aktywność magnetyczną gwiazd, wokół których krążą planety, starając się zrozumieć jak to źródło “szumu” można odfiltrować z danych wykorzystywanych do poszukiwania planet. James jst bardzo aktywnym członkiem projektu Pale Red Dot i jest jednym z edytorów palereddot.org.


Uwagi 

[1] Wielki Wybuch to nazwa nadana aktualnie obowiązującemu modelowi momentu powstania Wszechświata.

[2] Nazwa “egzoplaneta” to skrót od wyrażenia “planeta pozasłoneczna” oznacającego planety krążące wokół gwiazd innych niż Słońce.

[3] Pamiętaj, że metoda detekcji za pomocą prędkości radialnych nie pozwala na ustalenie bezwzględnej masy towarzyszy gwiazdy, a jedynie ‘masy minimalnej’, ponieważ nie znamy w takim przypadku nachylenia układu do naszej linii widzenia.

Exciting times, big challenges

By Luca Pasquini, European Southern Observatory

What incredible times we are living in — searching for an Earth around another star! Not much more than 20 years ago, I looked at the few astronomers hunting for planets, and I shook my head and thought “they are crazy”. Similar to many other occasions throughout my life, I was to be proven wrong.

Nature, of course, helped those early planet hunters quite a lot, by making Hot Jupiters. These are systems inducing radial velocity variations 10 times larger, and with much shorter periods, than the giant planets of the Solar System, which were the only ones known at that time. I believe that the influence of the discovery of the first confirmed exoplanet 51 Pegasi b by Mayor and Queloz, will be very long lasting indeed. By proving the existence of what was before then only considered likely to some of us, or an obvious hypothesis for others, their work unleashed a wealth of energy to the subject that had been unthinkable before. We are now able to analyse exoplanet atmospheres, and to search for small mass exoplanets in the habitable zones of other stars, planets that can harbour life in the way we know it.

Such a tremendous explosion of results has only been possible because fundamental technological advancements have taken place in the past 20 years, advancements that now allow us to search for solar systems and Earth analogues.

Previous expert opinions have shown us that, in order to detect the planetary radial velocity signals, a lot of effort is needed to filter the stellar ‘noise’ (activity, oscillation, variability), and in order to best do that, one needs very precise spectroscopy and long observing campaigns. This requires proper instrumentation and dedicated telescopes. Several observatories such as the European Southern Observatory (ESO) are well equipped with both.

A HARPS Laser Frequency Comb generated spectrum. The horizontal lines are spectral orders (each has two separated fibres, one fed by starlight, the other by A frequency comb combs). The colour reflects the covered spectral range, from short wavelengths (blue) to long ones (red). Each horizontal line corresponds to a diffraction order and is generated and it is composed of thousands of separated, single emission peaks, whose frequency is known with very high accuracy, and are stable over long times. LFC are the next generation of ‘rulers’ to measure precise radial velocities.
A HARPS Laser Frequency Comb generated spectrum. The horizontal lines are spectral orders (each has two separated fibres, one fed by starlight, the other by A frequency comb combs). The colour reflects the covered spectral range, from short wavelengths (blue) to long ones (red). Each horizontal line corresponds to a diffraction order and is generated and it is composed of thousands of separated, single emission peaks, whose frequency is known with very high accuracy, and are stable over long times. LFC are the next generation of ‘rulers’ to measure precise radial velocities.

Precision is the key word. The radial velocity signal induced by an Earth orbiting around a solar mass star with a period of 1 year, is less than 10 cm s-1. Just to provide some comparison, this implies that we must be able to measure the periodic shift of the stellar radial velocity in the focal plane of a typical high-resolution spectrograph for several orbital periods, over several years with a peak shift of just 2 nanometers (10-9 meters or 0.000000001 meters). In addition to requiring the utmost care in stabilising the instruments in temperature and pressure, reaching such a precision requires a very precise ruler, and for this reason several groups in the world have been engaged for almost a decade in work developing the perfect ruler. Currently the most precise rulers are based on Laser Frequency Combs (LFCs), a technique that led to the Nobel Prize for physics being awarded to T. Hänsch and J. Hall in 2005. The LFC can create a series of precisely equally spaced and stable emission lines for spectrograph calibration, whose frequency is known with high accuracy. The worldwide leader instrument in radial velocity precision is probably HARPS at ESO’s La Silla Observatory in Chile. Up to now it has been using the emission line Thorium-Argon lamps as a ruler, but it has been recently equipped with a prototype Laser Frequency Comb system. The short-term tests of this system indicate that a precision of better than 2 cm s-1 can be reached. Advances in understanding optical fibres and their technology, and getting bigger and better optical detectors have also been vital in obtaining the best performance. Optical CCDs are now very clean devices that can be accurately calibrated.

The Laser Frequency Comb hardware in the HARPS room at the ESO 3.6m telescope at La Silla, it is 'a bit' more complex system than a lamp.
The Laser Frequency Comb hardware in the HARPS room at the ESO 3.6m telescope at La Silla, it is ‘a bit’ more complex system than a lamp.

Great expectations are placed on ESPRESSO, the ‘big brother’ instrument to HARPS, that will be hosted at the ESO Very Large Telescope at Paranal before the end of the year. This instrument will boost the original HARPS precision by one order of magnitude and, in addition, will be used by any of the VLT telescopes, or by the four 8-metre Unit Telescopes together, with a 16 metre telescope equivalent diameter. Often the stars observed are relatively bright, so one could question why large telescopes are needed, but we must realise that high precision requires also a lot of stellar photons, or particles of light, hence the quest for large telescopes. A further step in precision is expected from the high-resolution spectrograph at the 39-meter E-ELT. The CODEX concept was originally conceived to measure Doppler shifts so precise such that we would be able to directly observe the expansion of the Universe and Earth-like planets around solar type stars in their habitable zones. The 25-metre Giant Magellan Telescope is planned to have a similar instrument for its first light.

espresso
The ESPRESSO CCD. With 81 million pixels, this device is the largest monolithic detector ever used in astronomy. Each side is 9 cm long.

Planets are cool compared to stars, and emit most of their light as infrared (IR) radiation, which is invisible to the human eye. Expanding observations to this spectral range is therefore essential, and the development of large IR detectors played a fundamental role: progressing in a few years from arrays of a few thousand pixels, to the most recent 16 million pixel devices, which enabled the construction of efficient high resolution infrared (IR) spectrographs. These spectrographs, such as CRIRES at the VLT, have been used to hunt for planets and to observe exoplanet atmospheres. In addition, the radial velocity signal produced by the rotation of inhomogeneities on the stellar surface can mimic the RV periodic variations induced by a planet, but , while the variations induced by the planet are the same for any measured wavelength of light, they are different in the optical and in the IR for the stellar spots that rotate around the star’s surface. That is why the newest generation of spectrographs have a great interest in the IR, and NIRPS, which will be hosted at the ESO 3.6-metre telescope at La Silla, CARMENES at the Calar Alto Observatory, Spirou at CHFT, and the high resolution spectrograph for the E-ELT, will all have an IR arm.

Even if this contribution focuses on radial velocities and spectroscopy, we should not underestimate the power of imaging. NACO at the VLT has imaged the first exoplanet around a very low mass star, similar to Proxima Centauri, and it is beyond any doubt that images, like the one shown below, have been transformational. More powerful high contrast imagers recently became available, imagers such as SPHERE at the VLT and GPI at GEMINI. These create superb images of planets and proto-planetary discs and are able to detect objects more than one million times fainter than the host star. And the next generation of instruments that will be able to exploit the tremendous potential of the ELTs is already taking shape.

The NACO image of an exoplanet (red dot) close to a very low, cool mass star. Possibly the first image of an exoplanet ever. Credits: ESO
The NACO image of an exoplanet (red dot) close to a very low, cool mass star. Possibly the first image of an exoplanet ever. Credits: ESO

Large surveys are now carried out and images of exoplanets are becoming more and more common. The enabling technology has been adaptive optics, a technique that deforms mirrors to compensate for the atmospheric turbulence and therefore recovers the cleanest image of the telescope, as if it was in space, observing with no turbulent atmosphere to look through. Deformable mirrors with more than 1000 actuators, applying corrections faster than 1000 times per second are needed, and they have been developed either of small size, for instance for SPHERE and GPI, or of large size, and these are directly replacing the secondary mirrors of the telescopes, as has happened at the Large Binocular Telescope and soon will occur at the VLT.

The Adaptive Secondary Mirror of the VLT is 1.12 m in diameter and extremely thin: the glass shell is only 2 mm thick. Being so thin, it can be easily deformed, and 1170 actuators act on the back of the glass to correct in real time the distortions induced by the Earth's atmosphere in the observed images.
The Adaptive Secondary Mirror of the VLT is 1.12 m in diameter and extremely thin: the glass shell is only 2 mm thick. Being so thin, it can be easily deformed, and 1170 actuators act on the back of the glass to correct in real time the distortions induced by the Earth’s atmosphere in the observed images.

In a nutshell, thanks to all these great instruments, exoplanet science has a bright present, and even more promising future.

 

lucaAbout the author. Luca Pasquini is an astronomer, working at ESO, Garching, and since 2013 he has been managing the Paranal Instrumentation Programme. After completing his studies in Firenze (Italy), he moved to become an ESA postdoc at MPE (Germany) in 1986, and then went on to ESO La Silla (Chile), where he was in charge of high resolution spectroscopy and of the 3.6m telescope upgrade. In 1997 he moved to ESO Garching, to work in the instrumentation group there. Before his present position, he has been instrument scientist for the FEROS, HARPS, FLAMES, MUSE, and ESPRESSO spectrographs. His scientific work and interests range from stellar activity and stellar abundances, to search for planets around giant stars and around stars in open clusters, as well as to different applications of precision spectroscopy.

‘Are we there yet?’—The journey to Proxima

By Carole Haswell, The Open University

It feels to me almost as though we are entering a second space age. As a child in 1969 I watched the first humans walk on the moon, courtesy of poor-quality black and white images on TV. When I was a teenager in the 1970s my family rarely missed an episode of Star Trek. While we appreciated the comedic undertones of a Universe in which the aliens were humans wearing make-up and most planets seemed to have breathable air, there was a general feeling that all this might be possible. People would race around the Galaxy in spaceships and have amazing adventures. Or at least people would soon plan journeys similar to the Apollo astronauts’ and travel to explore the Solar System beyond our own Moon. Of course this didn’t happen in the way we young aspiring astronauts anticipated. The Apollo program was curtailed and, more recently, the Space Shuttle too. For decades no-one has travelled as far away as the Apollo astronauts did. The last people to travel beyond low-Earth orbit did so in 1972! Apollo’s moon exploration only lasted for 3 years: a poignant prelude.

Recently, with talk about privately funded missions to Mars, space tourism, and NASA’s development of the Orion spacecraft — designed to take people beyond the moon- the hiatus in human space exploration may be coming to an end. Orion’s first mission, EM-1, is scheduled for 2018.

orion
Orion’s first flight will not have humans aboard, but it paves the way for future missions with astronauts. During this flight, currently designated Exploration Mission-1 (EM-1), the spacecraft will travel thousands of miles beyond the moon over the course of about a three-week mission. Credits: NASA

A few of my generation did become astronauts. The International Space Station has been continuously occupied for over 15 years, and we are learning a lot about how to live in space, including over 20 years experience of growing plants in space. Many of my generation instead turned to astronomical, rather than literal, exploration of the Galaxy. What we have learned has been thrilling. The most exciting developments in my lifetime have been the discovery of the first planets orbiting around stars other the Sun; the now firmly established finding that small planets like Earth are common in our Galaxy; and our developing ability to make detailed measurements of the properties of planets which are so dim and distant that it is impossible to see them because of the overpowering glare of their host star. It is worth noting that the techniques for data gathering and analysis created by astrophysicists for this kind of exploration have also paid dividends in other, more immediately practical, endeavours. Several of my former colleagues and students now apply their expertise in bio-medical research, where the results include new ways of treating diseases such as cancer.

The Pale Red Dot campaign is an important part of our exploration. It focuses on our nearest stellar neighbour, so we will be able to obtain better quality data for Proxima and its planets– if it has any– than we can for any other star of its type. This is because the amount of light we receive from a star depends on the square of its distance as well as its intrinsic luminosity. Most stars in the Galaxy, like Proxima, are significantly less luminous and redder than the Sun. It seems quite likely, therefore, that most of the planets in our Galaxy orbit such dim red stars. So far, planet hunters have focused on the rarer but more luminous Sun-like stars, because they are easier to study. If the Pale Red Dot campaign is successful it will demonstrate that we can successfully measure the properties of planets orbiting stars like Proxima, sometimes called red dwarf stars. Because red dwarfs are so common relative to other stars, most of our near neighbours are red dwarfs. This means that if there are planets outside the Solar System suitable for humans to walk on and breathe the air, the nearest examples are likely to be found orbiting red dwarfs like Proxima. The Pale Red Dot campaign is intimately linked to the potential for human exploration of other worlds.

figure.001
Top: This diagram illustrates the locations of the star systems closest to the sun. The year when the distance to each system was determined is listed after the system’s name. Bottom: Nearest stars in a time range between 20,000 years in the past and 80,000 years in the future.

If the campaign is successful, and discovers a temperate planet orbiting Proxima, it will be some time before humans can visit it, if indeed this ever becomes possible. Proxima is over 4 light years away, which means that even at the speed of light it would take over 4 years to get there. The fastest moving human artefact, Pioneer 10 moving at 132,000 km per hour, would take 34,700 years to travel this distance. At this speed, a thousand generations could live and die before the question “Are we there yet?” has a positive reply. Obviously the key to visiting planets outside the Solar System is being able to travel faster, something which remains in the realm of science fiction, but is beginning to be discussed by scientists too.

Personally, I am content now not to be an astronaut. I’m not even particularly keen on camping, and space travel, for the foreseeable future at least, is likely to be a bit cramped and smelly. But I am very glad to be alive in this amazing era in human history. As I was write this, the first ever detection of gravitational waves has just been announced, opening up a new window which offers a completely different view of the Universe and its contents. Our picture of the Galaxy has become so much more rich and detailed in the last fifty years, and I can’t wait to find out more about the billions of exoplanets in the Galaxy. In particular it will be wonderful to learn more about our nearest neighbouring planetary systems.

15594510978_e6d83bf910_z
Dr. Carole Haswell at The Open University

About the author.

Dr. Carole Haswell spent her early years as an aspiring astronaut in Saltburn-by-the-Sea in northern England. Upon realising this was not a very practical career plan, particularly for a child who needed glasses, she decided to become an astrophysicist. She studied physics and mathematics at Oxford University, and was one of the first generation of female undergraduates at University College, Oxford. She did her postgraduate work at the University of Texas at Austin, where her research focused on plasma astrophysics and accretion in black hole binaries. She had a VIP pass to watch the launch of the Space Shuttle mission which deployed the Hubble Space Telescope. Carole worked as a researcher at the Space Telescope Science Institute in Baltimore, Maryland, and at Columbia University in New York City before returning to the UK to take up a faculty position at the University of Sussex. She moved to The Open University in 1999 and changed her research focus to the exoplanets area. She was an early member of the SuperWASP consortium, which is one of the leading ground-based planet searches and has found over a hundred transiting exoplanets. She wrote an undergraduate textbook ‘Transiting Exoplanets’ published in 2010, and has authored over 120 research papers. She now leads the Dispersed Matter Planet Project, which studies nearby stars and aims to find small rocky exoplanets orbiting very close to them. These planets are losing mass as a result of the stars’ intense radiation and tidal influence. In 2016 she was honoured by the Royal Astronomical Society in a portrait gallery commemorating the centenary of the first female fellows. She had mixed reactions to learning in 2006 that NASA astronaut Nicholas Patrick was born in Saltburn-by-the-Sea; at that time she still aspired to be the first person from Saltburn to fly in space.

Interview with Suzanne Aigrain : On the Search for nearby Earth-like Exoplanets

Interview with Suzanne Aigrain, University of Oxford, by John Strachan

In this interview we ask expert exoplanet researcher Professor Suzanne Aigrain from Oxford University why she is a keen participant in exoplanet research and what her views are on the prospects and difficulties of detecting small exoplanets such as those that may exist around Proxima Centauri.

Can you tell me what first got you interested in astronomy, and exoplanets in particular?

I have a background in physics, and started getting interested in astronomy during internships at the Institute of Astronomy in Cambridge while I was an undergrad. My interest in exoplanet research really came about after I graduated, when I spent 6 months as a trainee at the European Space Agency’s ESTEC research centre in the Netherlands, before starting my PhD. This was an exciting time, as the first transiting exoplanet had just been discovered, and I was given the opportunity to work on this very hot topic. I was hooked, and decided to continue in this field of research for my PhD. 

Detecting small exoplanets using the radial velocity method appears to be very difficult. The debate which you have been involved in concerning the existence or not, of a planet around Alpha Centauri is an example of one such case. Can you give your views on the main difficulties involved in detection of small exoplanets using the radial velocity method?

There are many difficulties which have to be overcome in order for the radial velocity (RV) method to succeed in detecting small exoplanets. Here are a few of the most important:

  1. Instrumental precision: The radial velocity of the star has to be measured accurately enough. Current state-of-the-art RV spectrographs such as HARPS and HARPS-N have accuracy down to 1 m/s, or even slightly below. This is sufficient, with many measurements, to detect Earth-mass planets in the habitable zone of some small stars, such as M dwarfs. However an Earth-mass planet in the habitable zone of a Sun-like star causes a variation of only 10 cm/s, over an entire year… With new calibration techniques such as laser combs, though, the precision of RV spectrographs is still improving, and the next generation of experiments such as ESPRESSO are likely to be able to achieve this precision.
  2. Stellar activity: The apparent RV of a star can vary even if there are no planets orbiting it. For example, most stars have some starspots (the stellar analogue of sunspots)—regions where the magnetic field of the star is particularly strong. Starspots appear darker than the rest of the star’s surface, and as the stars rotate, they will hide a part of the star that is first moving towards the observer, then away. This will lead to an apparent change in RV that could easily be mistaken for a planet. There are all sorts of other effects, mainly due to magnetism and convection (the hot gas inside the star bubbling up to the surface and back down again) that can cause subtle and complex RV variations. To detect small planets despite these, we must model them in detail, and this is a very active area of research today.
  3. Patchy observations: Because our instruments are located on the Earth, we can only observe a given star during the night, when the sky is clear and the star is up in the sky. Additionally, in RV we typically observe one star at a time, so we must chose between the different targets we want to observe. As a result, the observations of each star have many gaps, and this can make it even more difficult to distinguish between planetary and stellar signals.
  4. Comparing models: When we analyse the observations of a given star, we don’t know in advance how many planets it has. To find out, we must try models with different numbers of planets and compare them, and at the same time we must also account for the activity of the star, and the noise of our measurements. This, combined with the patchy nature of the data, makes analysing RV data a very complex, time-consuming and challenging process.
Simplified, schematic sketch of Prof. S. Aigrain's group scheme for the joint modelling of an Doppler time series with ancillary activity diagnostics using a technique called Gaussian Processes. Source : S. Aigrain's group website at http://splox.net
Simplified, schematic sketch of Prof. S. Aigrain’s group scheme for the joint modelling of an Doppler time series with ancillary activity diagnostics using a technique called Gaussian Processes. Source : S. Aigrain’s group website at http://splox.net

These difficulties came in to play in the case of Alpha Centauri B. The observations were dominated by the signal from the companion star Alpha Centauri A (Alpha Centauri is a binary star), and by the activity of the star. There was also a tiny signal with a period of 3.2 days. This signal became stronger after modelling and subtracting the binary and activity contributions—strong enough for the authors of the original study to report the detection of an exoplanet. However, we ran some simulations using synthetic data with the same time sampling, noise properties, and the same kind of activity signal, but no planet, and the 3.2 day signal was still there. That means it couldn’t have come from an exoplanet. We actually think it was an artefact of the time sampling, that just got boosted by the complex modelling needed to remove the activity. Now that we know this sort of thing can happen, we can look out for it in future, hopefully avoiding a repeat of this sort of problem.

Do you think the daily observing of Proxima Centauri during the three months of the Pale Red Dot Campaign will significantly increase the chances of detection?

A daily observing strategy determined in advance will certainly help. This dense set of observations, captured over the next two months, will help with the modelling of the star’s activity signal. We know that Proxima Centauri rotates slowly, so by gathering many observations in a short space of time, we should be less sensitive to the effects of starspots. If any possible planets are found during the new observations, we can then look back at the considerable data set of previous observations, to confirm that they are real.

If the campaign does detect an exoplanet, what characteristics of the exoplanet do you think we will be able to determine from the observations and what follow up observations would you recommend?

If an exoplanet is detected by the radial velocity method some of its orbital parameters will be determined, in particular the period and eccentricity of the exoplanet. We also get a lower limit on the mass of the exoplanet relative to the star. It is a lower limit only because we do not know the inclination of the orbit. If the exoplanet happens to transit across the disk of the star, then we will know that the orbit is edge on, and thus we will obtain the true mass of the planet, as well as its radius relative to the star. Together these give us its mean density, from which we can tell something about its composition (mainly gaseous, mainly rocky, or something in between?). However, only a small fraction of exoplanets transit, so we’d have to be particularly lucky. 

For larger planets, with an extended gas envelope, observing the transits in multiple wavelengths can enable us to probe the composition of its atmosphere. However, for an Earth-like planet, even with the best instruments available, such as the future James Webb Space Telescope (JWST), this kind of measurement may not be possible: its atmosphere may be too thin, and the exoplanet may be too cool to see features in its spectrum during a secondary eclipse (when the planet passes behind the star). We may have to wait until we are able to image the exoplanet directly, by blocking out the light of the star using something like a coronagraph. Some JWST instruments are equipped with a coronagraph, and there is also a project to launch a “starshade” which would act as an external coronagraph for JWST (a project call the New Worlds Explorer). If we were able to isolate the light of the planet, we could then extract its spectrum and learn about the temperature and composition of its atmosphere.

What do you think the impact of finding an Earth-like exoplanet around Proxima Centauri or other stars near to the Earth could be?

This would be a major discovery. It would confirm that such planets must be very common, as we already suspect based on statistical results derived from the Kepler mission: Dressing and Charbonneau (2013) estimated 40-50% of M stars have at least one Earth-sized (up to 1.6 Earth radii) exoplanets in their habitable zone. It would give us an extra impetus to search for more exoplanets in the solar neighbourhood, and to invest in the technology we need to study them in detail. Knowing there are many other worlds potentially like our own in the Galaxy would also change the way we think of our own place in the universe.

What do you think the chances are that, if an exoplanet is detected, it is similar to Earth and that it may harbour life?

If Proxima Centauri hosted any planets substantially more massive than the Earth in its habitable zone, they should have been detected already during previous observations. Therefore, if a new planet is detected as part of the Pale Red Dot campaign, it is likely to be similar in mass to the Earth. Whether such a hypothetical exoplanet might harbour life, though, is very hard to know. Existing models of planet formation, and data from the Kepler satellite and associated RV follow-up, suggest that planets below 1.6 Earth radii are likely to be rocky and to have thin atmospheres, akin to Earth. Larger planets tend to have larger gas atmospheres and may be more like Neptune than the Earth. So if the planet’s mass was small enough, it would probably be rocky. But whether it would also have developed life – that is anyone’s guess! 

The Pale Red Dot Campaign is one of several campaigns aimed at detecting exoplanets. Can you comment on any ongoing campaigns which you are particularly interested in and which may help to detect exoplanets in the solar neighbourhood?

There are very many exoplanet campaigns ongoing or just about to start—too many to list—and many of them are exciting. Two that I am particularly interested in at the moment, are the K2 mission and the TERRA Hunting Experiment (THE) at the Isaac Newton telescope (INT) in La Palma. K2 is the Kepler “Second Light” mission and uses the Kepler space observatory. What particularly interests me about K2 is that it is observing some nearby young open clusters, which are groups of young stars that formed out of the same cloud of gas and dust. This represents our first opportunity to search for young transiting planets and directly learn about their early evolution. THE is an experiment, proposed by Didier Queloz from Cambridge University, which would involve installing a high precision radial velocity spectrograph called HARPS3 (a copy of HARPS and HARPS-North) on the INT, and upgrading the telescope to be fully robotic. This instrument would then be used in a long term campaign (5-10 years) to observe a small number of nearby solar type stars every day. The use of a dedicated instrument over such a long period of time will greatly improve the chances of finding Earth-like exoplanets round these stars. 

Kepler's 2 raw light curves contain a great deal of instrumental effects. Joint analysis of many stars combined with dedicated data-analysis techniques is necessary to enable the detection of the faint signals of transiting planet candidates.
Figure 2. Example of raw light curves as downloaded from K2’s. Kepler’s 2 raw light curves contain a great deal of instrumental effects. Joint analysis of many stars combined with dedicated data-analysis techniques is necessary to enable the detection of the faint signals of transiting planet candidates, which have a characteristic box looking shape. Source : S. Aigrain group website http://splox.net

What do you see as the future for exoplanet detection and characterisation over the next ten years?

The first two purpose-built instruments for direct detection of exoplanets on large telescopes, SPHERE on the Very Large Telescope (VLT) and the Gemini Planet Imager (GPI) on the Gemini telescope, have just started large surveys for young, massive planets on wide orbits around nearby stars. In the next two to three years JWST, TESS (the Transiting Exoplanet Survey Satellite) and ESPRESSO will all come online, improving our ability to detect exoplanets and measure their properties from space and from the ground. The ongoing GAIA astrometric mission should also find many high-mass (>Jupiter-mass) long-period exoplanets in the solar neighbourhood, and the small photometric satellite CHEOPS will search for transits of previously known planets. 

By 2025 the PLATO space mission will search for exoplanets among relatively bright stars with the aim of being able to detect Earth sized planets in the habitable zone around solar-like stars. The European Extremely Large Telescope (E-ELT) with its large aperture will be able to directly detect exoplanets, down to perhaps rocky sized exoplanets, and using high resolution spectroscopes will be able to record a number of their spectra. In the very long term, the ultimate goal is to be able to directly image and take spectra of Earth-like planets around Sun-like stars, and search for signs of biological activity in their atmospheres. This will require a large, space telescope with a state-of-the-art coronagraph, as recently proposed for example in the High Definition Space Telescope (HDST) report.

Photo

About the interviewee. Professor Suzanne Aigrain is head of a research group at the University of Oxford which focuses on the detection and characterisation of exoplanets and their host stars. She was born and educated in France and moved to the UK for her undergraduate studies, where she has remained since, except for a 6-month spell at the European Space Agency’s ESTEC research centre in the Netherlands just after finishing her undergraduate degree at Imperial College London. She completed her PhD on Planetary Transits and Stellar Variability at the University of Cambridge. Since then she has held post doctoral positions at Cambridge and lectureship positions at the Universities of Exeter and Oxford. During this time she has worked as a Co-Investigator or Participating scientist on major collaborations including CoRoT, Kepler, K2, TESS and PLATO. Her research group’s website is www.splox.net and she occasionally tweets as @AirborneGrain.

M dwarf planet search with today\’s spectrographs and tomorrow\’s spectropolarimeters

Proxima Centauri is a star in the main sequence of very low mass; a so-called M dwarf or red dwarf. Let me introduce this population of stars. Red dwarfs are the most common in the solar vicinity and in the Galaxy. They outnumber the stars similar to the Sun by a lot: about 70% of the total stars in the Milky Way are M dwarfs. They are also fainter optically, so that none of them can be seen with the naked eye, even if they are closer than 10 light-years from our solar system. M dwarf stars cover a range in mass from 0.08 to 0.5 solar masses, and are roughly classified from M8 to M0 depending on their spectral properties. In this range, their effective surface temperature grows from 2,300 to 3,500 Kelvin, their radius from 70,000 to 370,000 km and their luminosity from 1/10,000 to 2/100 the solar luminosity. As they consume their hydrogen more slowly than more massive stars, their lifetime is longer and thus, most of our red dwarf neighbors are old stars.

histo
Distribution of stellar types in the Milky Way (in number, not in mass): the red dwarf stars represent the vast majority of stars in the Galaxy and in the solar neighborhood. Credits: Claire Moutou

Searching for exoplanets specifically around red dwarfs has been a trend for a long time. First, because the low stellar luminosity and the proximity to Earth make them good targets for direct imaging, a technique where contrast and angular separation are the limiting factors. Second, for the more favorable conditions which exist for indirect methods: for a given planet mass or radius, the signal expected from the planet is larger when this planet orbits a low-mass, low-radius star. The radial-velocity semi-amplitude expected from a planet orbiting a Proxima-Centaurus like star is 4 times larger than if the same planet, with the same orbital period, orbits a Sun-like star. And third, the habitable zone of a red dwarf corresponds to short orbits of several weeks to months (compared to typically one year for the Sun). So anyone searching for small planets in the habitable zone of a star would search around red dwarfs, just for the sake of boosting the signal over the ever-present instrumental and stellar noise.

This diagram shows the distances of the planets in the Solar System (upper row) and in the Gliese 581 system (lower row), from their respective stars (left). The habitable zone is indicated as the blue area, showing that Gliese 581 d may be located inside the habitable zone around its low-mass planet host star. Based on a diagram by Franck Selsis, Univ. of Bordeaux. Credits: ESO

Well, what about the stellar “noise” of red dwarfs, or rather, their magnetic activity? Such subjects are still open to active research and lively debate. Activity is characterized by many related phenomena: spots, magnetic field, rotation, convection, chromospheric flares, granulation, and oscillations… The first—spots—has the most immediate effect on the star: the stellar surface is not homogeneously bright, but spotted with dark features whose lifetime, location, contrast and size may vary strongly from star to star and which rotate at the star spin rate—50 to 100 days is a typical rotation period for an M dwarf. This timescale is, unfortunately, very similar to the period of a planet located in the habitable zone of such a star. This makes room for mistakes. A 50-day rotating star with two main spots separated by 180o would have a radial-velocity curve quite similar to a non-spotted star with a low-mass planet in a 50-day orbit. Such ambiguous configurations have happened in the past and were resolved by additional diagnostics of activity. But were they all found and solved?

Artist impression of an active red star orbited by an exoplanet. This star has a huge stellar spot and several surface eruptions, both phenomena evolving with time: how can we distinguish the tiny planet signal, with variations on similar timescales? Credits D. Aguilar, CfA.

Activity in a more general sense evolves over the lifetime of the star and depends on its mass, which controls the depth of the external convective envelope where many of these mechanisms emerge. The range of M dwarfs contains an interesting boundary where a star can have a partially convective envelope and a radiative core (if it is above 0.35 solar masses) or a fully convective structure (if of lower mass). The dynamo mechanism, the origin of most activity features at the surface of a star, is altered by various convection conditions; magnetic topologies of red dwarfs are strongly different from solar-like topologies. This research, led by Julien Morin and Jean-Francois Donati, is still in their infancy (with about 20 M-dwarf stars for whose magnetic topology is characterized so far), but promises to reveal much about stellar activity phenomena and their impact on exoplanet searches.

I mentioned earlier that none of the red dwarfs, although so close-by, were visible with the naked eye. Isn’t that a bummer for observation? Searches for tiny signals usually crave photons, many photons, as many as possible. So is it feasible to get enough photons from red dwarfs to search for planets anyway? HARPS observes in the optical domain and it is clear from previous results, from Xavier Bonfils and his team, that at least some red dwarfs are bright enough to unveil their super-Earth exoplanets companions. But most of them will be too faint, especially the least massive ones. The peak of their emission lies at longer wavelengths, and it is far more favorable to observe red dwarfs in the near-infrared domain, at wavelengths up to 2-3 microns. This spectral domain offers other challenges, like detector sensitivity, but again, this is not the extreme 10cm/s level that is at stake here, but the 1m/s precision level. New instruments are coming online aiming at this radial-velocity precision in the near-infrared, precisely to explore the vastly unknown world of red dwarf exoplanet companions.

Artist impression of the system  Gl 581, another red dwarf whose exoplanets where unveiled partially by HARPS. Credits: ESO

As I write, on the slope of the Maunakea Observatory in Hawaii, we are awaiting one of these new instruments. SPIRou will be mounted on the Canada-France-Hawaii 3.6m Telescope (CFHT) located on top of Maunakea. It will be the first planet-hunting instrument of CFHT. SPIRou combines the near-infrared domain, necessary for M dwarf studies, with the “radial-velocity-spectropolarimetric” capability of its spectrograph. It will be able in a single glance, to get a precise radial velocity of the observed star, and its instantaneous magnetic imprint. By monitoring stars over their rotation and planets along their revolution, the SPIRou team will be able to disentangle stellar activity and planet signals from the very direct diagnostics of the ultimate culprit, the magnetic field. It is not as easy as it may sound, though. The magnetic field can trigger multiple phenomena at the same time—say, a large rotating starspot and a short-lived chromospheric flare—while the SPIRou measurement will record an average of the stellar surface and lose the important spatial information. We only have spatial information available for our Sun—all other stars are point-like and their mean activity is the only feature we can try to correct for. Regardless, SPIRou will combine the Zeeman effect (distortion of stellar lines due to the magnetic field) with the Doppler effect (spectral shift due to velocity) and enhance the detectability of habitable Earth-like exoplanets. In a few years, it will observe the most nearby red dwarfs and search for their Earth-like companions. Keep tuned!

The Canada France HWawii Telescope.
The Canada-France-Hawaii Telescope located ontop of Maunakea in Hawaii, future host of the SPIRou near-infrared spectropolarimeter. Credits: Claire Moutou.
About the author

cmoutou_claire

Claire Moutou is a resident astronomer at Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) in Hawaii since 2013 and a director of research for the French Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS). After a PhD thesis in Paris, she has been working in Observatoire de Haute Provence, European Southern Observatory and Laboratoire d’Astrophysique de Marseille. She has been involved in the search for planets using various methods, from space transits with the European mission CoRoT, to radial velocities with HARPS and SOPHIE, and direct imaging with the ESO/SPHERE instrument. She has explored observationally the interactions between stars and planets in extremely close orbits and the magnetic properties of stars hosting planets. Since 2013, she is the CFHT Observatory Scientist of the SPIRou instrument.

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).