Category Archives: Project updates

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

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

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

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

The combination of all the data produces this periodogram


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

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

and a contributed one to this website by Rory Barnes.

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

Peer review — or how an experiment becomes scientific literature

What is happening now?

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

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

Who decides what it is correct and significant?

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

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


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

Paper sent to review

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

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

First revision

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

This is where we are with our Proxima paper!

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


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

We hope to reach that point soon!

… but it is not over yet

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

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


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

… reaching the public!

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

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

Farewell, Pale Red Dot #1

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

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

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


Pale Red Dot team

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

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

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

First half of the Doppler data

Now that we have collected 1/2 of the observations with HARPS,, and ASH2, let us share a glimpse of how the HARPS Doppler data looks. As seen in the article ‘The signal’, we expect some variability of a ‘few’ meters per second, but not larger than 4–5 m/s, otherwise the UVES survey would have spotted it. Unfortunately, we cannot disclose the real data to avoid biasing the future revision of the manuscript. Instead, we present you with a few examples of Doppler measurements similar to those we are obtaining on Proxima Centauri. These are simulated datasets using the same HARPS observation dates as in the Pale Red Dot Campaign, and they reproduce the three most likely outcomes of these first thirty measurements. But there is a twist! One of the six data sets actually corresponds to the ‘real’ observations… can you guess which one it is?

Case 1 – Radial velocity variability dominated by random noise

Figure 1 – Left panels shows possible Doppler measurements, the central one shows one of the tools used to spot possible periodicities and the right panels show the best fits to the data once we fold it into the most favoured period in the central panel. We cannot spot any significant enough variability in these two sets. Image credits : Guillem Anglada-Escude/

The left panels in Figure 1 show two examples of typical datasets that only contain random noise. The vertical small lines on each point are called error bars, and illustrate how uncertain each measurement is (~1 m/s). Note that depending on weather conditions some measurements have larger error bars. The central panel shows a graphic called a periodogram. Periodograms tells us which are the most significant possible periods in the data and allows us to quantify whether or not a signal is strong enough to be detected. In this example we set the detection threshold at a false alarm probability of 0.1%. That is, peaks over the blue dashed line would correspond to signals with false alarm probabilities smaller than 0.1%. Neither of these two datasets reveal a significant signal.

Case 2 – Hints of a signal, but corrupted by activity

Figure 2 – Eyeball inspection suggests there might be coherent variability but it cannot be distinguished from stellar noise. The Keplerian fits on the right don’t look great either and require orbital fits with high eccentricities, which is characteristic of spurious variability. Image credits : Guillem Anglada-Escude/

Here we show two datasets that contain a possible Doppler signal, but these have been corrupted by non-periodic stellar activity. As in case 1, neither of the sets is sufficient to confirm a signal. Accumulation of data over the campaign should boost true planet candidates above the detection threshold, while pushing down the significance of the spurious ones. In cases like these, we would try to model stellar activity using photometry and other spectroscopic measurements to see if part of the variability could be explained by stellar noise. As an example of techniques used to achieve this, see the interview to Prof. Suzanne Aigrain.

Case 3 – A signal is well detected despite stellar activity

Figure 3 - In this two cases, signals stands out over the threshold and the right fits look a bit better, Note that these sets only contain 1/2 of the data and are barely above threshold, so even in this case we would need to wait until the end of the run and the photometric monitoring to see if their significance improves. Image credits : Guillem Anglada-Escude/
Figure 3 – In these two cases, significant Doppler signals stand out over the threshold,. Image credits : Guillem Anglada-Escude/

In this case we have two simulated data-sets with bona fide planet signals that clearly dominate over the noise (Figure 3). This would be the best case scenario for the Pale Red Dot campaign. Still we would need to investigate the photometry and other activity indices for activity related variability.

Thanks for following!


Kampania wciąż trwa! Według stanu na 9 lutego 2016 roku straciliśmy zaledwie dwie noce obserwacyjne na instrumencie HARPS z powodu pogody, a to oznacza, że udało się już zebrać 15 dobrej jakości widm, które czekają teraz na analizę. Na froncie fotometrycznym teleskopy LCOGT zbierają bardzo dobre dane (fotometria w filtrach UBV ), a teleskop ASH2 zebrał już dane fotometryczne z 19 nocy obserwacyjnych (w zakresie widzialnym i czerwieni). Stacja BOOTES aktualnie stara uporać się problemami technicznymi, które miejmy nadzieje wkrótce zostaną rozwiązane. Na szczęście teleskop ASH2 (ostatni, który dołączył do programu i jednocześnie najlepszy fotometr dotychczas!) gwarantuje stopień redundancji, który uratował sprawę! W nadchodzących postach postaramy się przedstawić wszystkie powyższe obserwatoria.

Aktualizacja statusu obserwacji. Niedawno udało się zebrać już 25% danych z instrumentu HARPS, a swoje obserwacje w tym samym czasie prowadziły dwa dodatkowe obserwatoria fotometryczne. Spodziewamy się więcej przerw w obserwacjach spowodowanych niekorzystnymi warunkami pogodowymi, ale cel naszej kampanii zostanie osiągnięty jeżeli uda się wykonać 80% planowanych obserwacji.

Teraz gdy już mieliśmy okazję przeczytać o  metodzie Dopplerowskiej oraz o tym jak aktywność gwiazdy może pozorować obecność planety, porozmawiajmy o tym co właściwie staramy się osiągnąć. Analiza wcześniejszych kampanii wskazuje, że możliwe było zaobserwowanie gładkiego sygnału poprzez monitorowanie gwiazdy ze stosunkowo wysoką częstotliwością; jednak musimy być czujni ponieważ aktywność gwiazdy może także generować taką zmienność. Jak już opisywaliśmy w artykule Paula Glistera wokół Proximy już poszukiwano małych planet. Najdokładniejsze badania wykonane zostały w ramach przeglądu UVES/ESO, w ramach którego poszukiwano planet skalistych wokół karłów typu M w latach 2000-2009; poszukiwaniach za pomocą HARPS prowadzonych przez zespół genewski; oraz ostatnio uzyskane dane za pomocą HARPS przez nasz własny zespół w ramach programu obserwacji z wysoką częstotliwością zwanego Cool Tiny Beats(2013-2014). Poniżej trochę danych technicznych dla osób zainteresowanych…

Dane dopplerowskie z przeglądu VLT/UVES oraz potencjalny sygnał w nich ukryty

Pomiary dopplerowskie z przeglądu UVES zostały opublikowane przez Kuester & Endl 2008. W poprzednich postach dowiedzieliśmy się, że jeżeli wokół gwiazdy krąży planeta z czasem powinniśmy zaobserwować oscylacje. Pomiary jednak tak nie wyglądały (rysunek 2). Mimo to prędkości zarejestrowane przez UVES nie wydawały się całkowicie chaotyczne.

Example of measurements (in red) overplotted on the expected Doppler signal caused by an exoplanet on the Star. Changes in the velocity of the Sun-like star 51 Peg used by M. Mayor and D. Queloz to infer the presence of a gas-giant planet in a short period orbit around the star.
Rysunek 1. Przykład pomiarów (czerwony) nałożonych na oczekiwany sygnał dopplerowski spowodowany egzoplanetą krążącą wokół gwiazdy. Zmiany prędkości gwiazdy podobnej do Słońca 51 Peg wykorzystywane przez M. Mayor oraz D. Queloz zostały użyte do odkrycia obecności gazowego olbrzyma o krótkim okresie orbitalnym.
Doppler measurements of Proxima from UVES. No clear sinusoid can be spotted by eye, which already rules out the presence of long period gas giants around the star.
Rysunek 2. Pomiary dopplerowskie Proximy z UVES. Nie widać wyraźnej sinusoidy – to wyklucza możliwość istnienia gazowego olbrzyma na odległej orbicie wokół gwiazdy.

Gwiazdy widoczne są na niebie tylko przez kilka miesięcy w roku, dlatego też może to być możliwy sygnał planety o okresie zbliżonym do okresu orbitalnego Ziemi, który próbkujemy w mniej więcej losowych momentach orbity. Kuester & Endl 2008 mieli powody przypuszczać, że ta zmienność faktycznie była spowodowana aktywnością lub nawet jakimś nieznanym zachowaniem instrumentu. Po usunięciu tego potencjalnego sygnału przez dopasowanie sinusoidy, pozostało bardzo niewiele poza losowym szumem na poziomie 2-3 m/s. Sygnał dopplerowski planety jest silniejszy jeżeli planeta znajduje się bliżej gwiazdy (tak jak w Układzie Słonecznym gdzie Merkuremu potrzeba mniej niż 3 miesiące na pełne okrążenie Słońca, wszak planety na ciasnych orbitach poruszają się szybciej). Zatem mimo, że nie udało się wyodrębnić żadnego wyraźnego sygnału z pomiarów, dane mówiły naukowcom, że wokół gwiazdy nie krążą żadne duże planety na orbitach krótszych niż kilkaset dni.

Limits to the minimum mass of planets orbiting Proxima. Concerning the 'Habitable Zone' (here marked in green between 4 and 15 days, but new models suggest it extends to periods as long as 27 days), planets down to 3 Earth masses (minimum mass) were ruled out by the data.
Rysunek 3. Ograniczenia minimalnej masy planet krążących wokół Proximy. Ekostrefa oznaczona została na zielono w zakresie 4-15 dni, jednak nowe modele wskazują, że rozciąga się ona do okresu nawet 27 dni. Planety o rozmiarach do 3 mas Ziemi (ograniczenie dolne) zostały wykluczone. Endl, M.; Kürster, M. 2008 A&A

Minimalne masy planet wykluczone z danych UVES zostały przedstawione na rysunku 3. Musimy jednak tutaj podkreślić, że mówimy o ‘minimalnej masie’ planety ponieważ metoda dopplerowska pozwala na zmierzenie ruchu tylko na naszej linii widzenia. Nawet w takim przypadku metody statystyczne wskazują, że bardzo mało prawdopodobne jest odkrycie jakiejkolwiek planety o masie mniejszej niż ~5 mas Ziemi w ekostrefie. Po określeniu tego górnego ograniczenia program UVES zakończył obserwacje Proximy i kilku innych karłów typu Me pod koniec 2008 roku.

Obserwacje HARPS/zespołu genewskiego Proximy przed 2012 rokiem

W tych samych latach Proxima była obserwowana ok. 25 razy za pomocą instrumentu HARPS. Mimo, że gwiazda wykazywała zmienność na poziomie 2-3 m/s wskazywała także na aktywność okazjonalnych rozbłysków czy też nadmiar promieniowania emitowany przez chromosferę gwiazdy. W każdym przypadku pomiary zgadzały się z tymi obserwowanymi w ramach przeglądu UVES w tym sensie, że nie obserwowano wyraźnego sygnału powyżej ~2 m/s. W 2013 roku gwiazda była ponownie obserwowana w ramach rozszerzonego przeglądu karłów typu M za pomocą instrumentu HARPS prowadzonego przez byłego genewskiego astronoma X. Bonfils aktualnie pracującego w Grenoble. Jednak jak dotąd nie ukazały się żadne informacje o zaobserwowaniu wyraźnej zmienności okresu. Tak więc te kampanie nie przyniosły żadnych przekonujących dowodów na sygnał.

Doppler velocity measurements by X.Bonfils and his team taken between 2002 and 2009 with HARPS. Source : Bonfils et al. 2013 A&A, available via arXiv.
Pomiary prędkości dopplerowskich wykonane przez X.Bonfils i jego zespół wykonane w latach 2002-2009 za pomocą HARPS. Źródło: Bonfils et al. 2013 A&A, dostępne na arXiv.

Obserwacje ‘HARPS – Cool Tiny Beats’ (2013-2014)

W 2013 roku ten sam zespół co odpowiada za kampanię Pale Red Dot rozpoczął program pomiarów prędkości radialnych z wysoką częstotliwością (skupiający się na małej próbce bardzo bliskich nam karłów typu M) w poszukiwaniu krótkookresowych planet, pulsacji i w celu zrozumienia aktywności gwiezdnej powodującej powstawanie wykrywalnych sygnałów dopplerowskich. Proxima była naturalnym celem przeglądu, który został zrealizowany w dwóch turach po 12 nocy (maj 2013-styczeń 2014). W przeciwieństwie do pozostałych gwiazd w próbce, pomiary prędkości radialnych Proximy nieznacznie się różniły między oboma turami. Niestety, z uwagi na długość obu tur, nie można było zweryfikować okresu zmian. Co gorsza, okazało się, że długoterminowa zmienność dopplerowska odkryta w przeglądzie UVES była wciąż obecna choć raczej nieprzewidywalna – połączenie danych zebranych kilka lat wcześniej nie pomogło w potwierdzeniu sygnału. Wtedy właśnie powstała idea projektu Pale Red Dot

Doppler measurements of Proxima obtained in 12 consecutive nights in May 2013, suggestive of smooth variability on the timescale between 10 and 20 days. The origin of this 'signal' is what the Pale Red Dot campaign is trying to figure out. Image credits : G.Anglada-Escude.
Górny panel przedstawia pomiary dopplerowskie Proximy zebrane w ciągu 12 kolejnych nocy w maju 2013 roku, które wskazują na gładką zmienność w skali 10-20 dni. Dolny panel to tzw. periodogram, który jest matematycznym narzędziem przeznaczonym do identyfikacji potencjalnej okresowości danych. Z uwagi na fakt ograniczenia tury do 12 dni, nie możemy ograniczyć potencjalnego okresu na podstawie tych danych. Kampania Pale Red Dot ma na celu sprawdzenie w toku obserwacji trwających ~60 nocy czy jest to ściśle okresowy sygnał. Jeżeli tak to w toku obserwacji powinniśmy być w stanie zaobserwować kilka pełnych cykli i jednocześnie porównać taką zmienność z danymi fotometrycznymi. Źródło: G.Anglada-Escude.

Tak więc choć jesteśmy przekonani, że w pomiarach dopplerowskich Proximy jest sygnał, wcześniejsze dane nie pozwalają na potwierdzenie jego obecności i wyjaśnienie jego pochodzenia. Długoterminowa zmienność Proximy zniweczyła nasze próby połączenia danych z poprzednich obserwacji – dlatego też potrzebowaliśmy kampanii dedykowanej.


Połączenie danych z UVES oraz HARPS  zebranych z różną częstotliwością wskazuje, że gwiazda wykazuje delikatny sygnał dopplerowski. Z uwagi na to, że w ramach przeglądu UVES górne ograniczenie masy ustalono na 2-3 masy Ziemi i jeżeli sygnał nie jest wywoływany aktywnością gwiazdy to musi odpowiadać planecie mniejszej niż to ograniczenie (między 1-2 masami Ziemi). Sygnał może równie dobrze być wywoływany aktywnością gwiazdy kwazi-periodyczną (w odróżnieniu od orbitalnego ruchu potencjalnej planety, który charakteryzowałby się dokładną okresowością). Właśnie tego chcielibyśmy się dowiedzieć! Jeżeli naprawdę chcesz się czegoś dowiedzieć, skontaktuj się z którymkolwiek członkiem zespołu Pale Red Dot!

To jaki dokładnie jest plan?

Śledzimy Proxima Centauri przez około dwa miesiące. Jeżeli faktycznie wokół niej krąży planeta, powinniśmy zaobserwować 3-5-krotny wzrost lub spadek prędkości gwiazdy w zależności od okresu orbitalnego planety. Jednocześnie monitorujemy Proximę za pomocą teleskopów, teleskopu ASH2 Atacama oraz sieci BOOTES. Regularne próbkowanie obserwacji wraz z kwazi-jednoczesną fotometrią powinny pozwolić nam na stworzenie dokładniejszego modelu zmienności i, mamy nadzieję, potwierdzenie czy sygnał spowodowany jest obecnością planety czy też nie. Jeżeli nie… zaczniemy poszukiwanie#palereddots krążących wokół innych pobliskich gwiazd…


… a więc chcecie odnaleźć bladoczerwoną kropkę?

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

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

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

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

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

…a zatem jakie artykuły będziecie publikować?

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

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

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

Wideo w wysokiej rozdzielczości oraz opis dostępne pod adresem

Poszukiwania rozpoczynają się w styczniu 2016 roku

Pale Red Dot  to projekt naukowy i popularyzatorski z dziedziny astronomii i poszukiwania planet pozasłonecznych, który wystartuje 11 stycznia 2016 roku. Pale Red Dot stanowi wspólną inicjatywę naukowców zaangażowanych w obserwacje, biura informacyjnego Europejskiego Obserwatorium Południowego ( oraz kilku instytucji wspierających,; Queen Mary University of London/Wielka Brytania (, Instituto de Astrofísica de Andalucía/Hiszpania (, Universidad de Chile (, University of Hertfordshire/Wielka Brytania (, University of Goettingen/Niemcy (, Université de Montpellier (, (, oraz sieci teleskopów BOOTES (

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

Trzymaj rękę na pulsie!