PALE RED DOT: ‚Sygnał!’

dnia 20/02/2016

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.

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.

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.

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.

Rysunek 2. Pomiary dopplerowskie Proximy z UVES. Nie widać wyraźnej sinusoidy - to wyklucza możliwość istnienia gazowego olbrzyma na odległej orbicie wokół gwiazdy.

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.

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

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.

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.

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

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.

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.

Podsumowując

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! Po więcej informacji zapraszamy do kontaktu z którymkolwiek z członków 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 LCOGT.net, 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…

 

Źródło: Pale Red Dot

Dodaj komentarz