Światy z lodu i skał

Autor: Yiannis Tsapras, Zentrum für Astronomie w Heidelbergu oraz LCOGT.net

“The worlds are formed when atoms fall into the void and are entangled with one another; and from their motion as they increase in bulk arises the substance of the stars.” – Leucippus of Elea (5th century BCE)

Jaką nową wiedzę możemy posiąść badając planety pozasłoneczne? Istnieje syllogistyczne połączenie między tym ulotnym polem badań a naszym zwiększającym się rozumieniem złożonego zestawu procesów, które łącznie definiujemy jako życie. Nasze rozumienie życia bazuje na obserwacjach tego, na jak różnorodne sposoby życie manifestuje się na naszej planecie, jednocześnie ze sobą połączone wspólnym pochodzeniem biologicznym – wspólną genezą. Odkrycie ‘innej genezy’ życia gdzie indziej we wszechświecie, która nie opiera się na kwasie rybonukleinowym (RNA) ani dezoksyrybonukleinowym (DNA) miałoby niesamowity wpływ nie tylko na naukę, lecz na praktycznie każde pole badań. Podejście góra-dół w tej kwestii przenosi nas do projektów takich jak poszukiwanie pozaziemskich cywilizacji, tj. Search for
ExtraTerrestrial Intelligence (SETI).  Projekt ten rozpoczął się w latach siedemdziesiątych i do dzisiaj nasłuchuje oznak transmisji nadawanych przez obce cywilizacje. Alternatywne podejście oznacza stopniowe poszerzanie naszej wiedzy w procesie dół-góra, gdzie na każdym kroku możemy zdobywać coraz to nową wiedzę.

Planety powstają w gazowo-pyłowych dyskach otaczających młode gwiazdy, lecz dokładne procesy fizyczne napędzające formowanie i ewolucję planet wciąż nie są w pełnie poznane.


Wiemy, że te dyski istnieją przez kilka milionów lat, a embriony panetarne mogą migrować gdy są w nich wciąż zanurzone. Niektóre z nich oczywiście opadają na gwiazdę macierzystą, a innym udaje się przetrwać i urosnąć w tym procesie kończąc etap formowania w zupełnie innym miejscu, niż te w którym powstały.  Jak owe planety rozkładają się wokół swoich gwiazd macierzystych i czy przypominają nasz własny układ planetarny, czy też może Układ Słoneczny jest na swój sposób unikalny? Obecność wody w stanie ciekłym na powierzchni planety nie gwarantuje istnienia na niej życia, lecz jest składnikiem niezbędnym do powstania życia takiego jakie znamy. Woda w stanie ciekłym może występować tylko w określonym zakresie odległości od gwiazdy macierzystej, w tzw. ‘ekostrefie. Jaki procent planet znajduje się w ekostrefach wokół gwiazd macierzystych, czy ich orbity są zazwyczaj stabilne czy niestabilne,  i jaka jest ich charakterystyka fizyczna? Odnalezienie tych planet i zbadanie ich rozkładu to nasz pierwszy cel, zarówno obserwacyjny jak i teoretyczny.  Musimy zgłębić ich różnorodność i zrozumieć procesy, które odpowiadają za ich formowanie i ewolucję.

Poszukiwania planet pozasłonecznych przyniosły już całe mnóstwo odkryć, wśród których znaleźliśmy niesamowicie różnorodne planety. Już na tym etapie niezbędne stało się zaktualizowanie naszych modeli formowania planet pierwotnie stworzonych do wytłumaczenia ewolucji Układu Słonecznego. Wśród nich sa planety krążące wokół pulsarów, “Gorące jowisze“—gazowe olbrzymy okrążające swoje gwiazdy w ciągu kilku dni, planety, które zostały wyrzucone ze swoich układów i swobodnie przemierzają pustkę przestrzeni międzygwiezdnej i pierwszych kilka planet o rozmiarach Ziemi, krążących wystarczająco daleko od swoich gwiazd, aby na ich powierzchni mogła istnieć woda w stanie ciekłym.

Astronomowie wykorzystują wiele metod do poszukiwania tych planet, a każda z tych metod jest szczególnie czuła na inny typ rozkładu planet w układzie planetarnym.

The distribution of known exoplanets as a function of mass vs. semi-major axis (normalized to the location of the snow line). Planets discovered by radial velocity (black triangles), transits (red circles), direct imaging (blue squares), pulsar timing (yellow stars) and microlensing (green pentagons) are shown. The planets of the solar system (yellow circles) are also depicted for comparison. The region of sensitivity of each method is also indicated.
The distribution of known exoplanets as a function of mass vs. semi-major axis (normalized to the location of the snow line). Planets discovered by radial velocity (black triangles), transits
(red circles), direct imaging (blue squares), pulsar timing (yellow stars) and microlensing (green pentagons) are shown. The planets of the solar system (yellow circles) are also depicted for comparison. The region of sensitivity of each method is also indicated.

Badając charakterystykę rozkładu planet, a następnie testując przewidywania teoretyczne na danych obserwacyjnych, rozwijamy naszą wiedzę o tym jak planety powstają i jak ewoluują ich orbity. Istnieje jednak jeden typ planet, o których wciąż wiemy bardzo mało; zimne planety skaliste, znajdujące się wystarczająco daleko od swoich gwiazd, aby woda na ich powierzchni zamarzała. Teoria przewiduje, że na wczesnych etapach formowania planet, protoplanetarne embriony w tych regionach mogą tworzyć jądra składające się z lodu i skał, a następnie – pod warunkiem wystąpienia odpowiednich warunków – stopniowo akreować materię z otaczającego je dysku gazowego, powoli transformując je w gazowe olbrzymy. Niemniej jednak, jeżeli w otoczeniu jest mało gazu lub szybko się wyczerpuje, takie planety zbyt duże nie urosną. Tego typu obiekty są praktycznie niewykrywalne za pomocą metod tranzytu lub prędkości radialnych, ale są dokładnie tym typem planet, który pasuje do poszukiwań opartych o zjawisko mikrosoczewkowania.

Einstein przewidział, że każda masywna gwiazda będzie zachowywała się jak soczewka grawitacyjna i będzie zakrzywiała promienie światła wyemitowane przez gwiazdę tła przechodzącą dokładnie za nią, a tym samym zaburzając jej kształt. Efekt soczewkowania w odległościach kosmologicznych jest obserwowany jako wiele rozmytych obrazów gwiazd tła otaczających krawędź wpływu grawitacyjnego gwiazdy soczewkującej. W przypadku mikrosoczewkowania odległości kątowe między obrazami tworzonymi wskutek soczewkowania są rzędu mikro-sekund łuku, i owe obrazy nie mogą być rozdzielone na pojedyncze przy wykorzystaniu obecnych technologii. To co w rzeczywistości obserwujemy podczas zjawiska mikrosoczewkowania to zwiększenie jasności gwiazdy tła gdy na niebie zbliża się do niej soczewka i zmniejszanie jasności do normalnego poziomu, gdy soczewka się od niej oddala.


Stosunek ruchów własnych między gwiazdami w Galaktyce umożliwia powstawanie zjawisk mikrosoczewkowania trwających przez kilka tygodni, a nawet kilka miesięcy.  Jeżeli soczewką jest układ planetarny, istnieje szansa, że planety mogą zaburzyć światło pochodzące z gwiazdy tła i spowodować powstanie krótkich lecz intensywnych anomalii na krzywej jasności, które mogą ujawnić istnienie planety wokół gwiazdy soczewkującej. Tego typu anomalie zazwyczaj trwają kilka dni w przypadku planet o masie Jowisza i zaledwie kilka godzin w przypadku planet o masie Ziemi. Z uwagi na fakt, że obecność obiektu soczewkującego można wywnioskować tylko przez wpływ grawitacyjny, a nie emitowane przez niego promieniowanie, metoda ta może pozwolić na wykrywanie planet krążących wokół bardzo słabo świecących gwiazd, a nawet wokół brązowych karłów czy czarnych dziur.

Lightcurve of microlensing event OGLE-2005-BLG-390 showing a 12-hour planetary anomaly attributed to a ~5.5 Earth-mass planet.
Lightcurve of microlensing event OGLE-2005-BLG-390 showing a 12-hour planetary anomaly attributed to a ~5.5 Earth-mass planet.

Mikrosoczewkowanie to rzadkie zjawisko. W naszej własnej Galaktyce tylko około miliona gwiazd może być soczewkowanych w danym momencie. Mimo to, współczesne przeglądy nieba pod kątem mikrosoczewkowania  (OGLE,  MOA), monitorujące ekstremalnie zatłoczone pole Centralnego Zgrubienia Galaktycznego ogłaszają ~2,000 tego typu zjawisk w ciągu roku. Niewielka część tego typu zjawisk wybierana jest do dalszego monitoringu przez inne zespoły (RoboNet,  μFun,  MiNDSTeP, PLANET), nastepnie rozpoczynają się intensywne obserwacje mające na celu poszukiwanie odchyleń planetarnych.

Pierwsze wyniki poszukiwań zjawisk mikrosoczewkowania w zakresie promieni orbity od 1 do 10 AU wskazują, że lodowe i gazowe olbrzymy są stosunkowo powszechne wokół karłów typu widmowego M. Owe poszukiwania pozwoliły na odkrycie wielu masywnych planet i brązowych karłów krążących wokół gwiazd o małej masie, kilku planet o masie zbliżonej do Ziemi, układów z wieloma planetami, a prawdopodobnie także pierwszego egzoksiężyca. W ciągu najbliższych kilku lat naziemne poszukiwania zostaną wsparte przez misje kosmiczne, które pozwolą na dużo wyraźniejsze poznanie rozkładu planet w lodowych regionach układów planetarnych i dalej.

 

O autorze. Aktualnie zatrudniony na stanowisku badawczym w Zentrum für Astronomie w Heidelbergu.  Wcześniej Yiannis sycił swoją ciekawość naukową pracując dla instytutu LCOGT (2007-2014). W latach 2012-2014 był także wykładowcą w School of Physics and Astronomy, Queen Mary University. Wcześniej piastował stanowisko badawcze w  ARI w Liverpoolu. Otrzymał tytuł doktora astronomii na University of St Andrews w 2003 roku oraz MSc w radioastronomii na University of Manchester w 1999 roku. Jego główne zainteresowania naukowe skupiają się na badaniu i poszukiwaniu egzoplanet za pomocą mikrosoczewkowania oraz tranzytów. Jest także członkiem-założycielem projektu RoboNet, w ramach którego wykorzystuje sieć teleskopów LCOGT  do wykrywania egzoplanet za pomocą mikrosoczewkowania. Oprócz egzoplanet, interesuje się astronomi robotyczną, przeglądami ciemnej materii, kosmologią CMB i programami popularyzującymi naukę.