PALE RED DOT: Jak gwiazda może ukryć swoje Ziemie?

front-672x372

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)
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.

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
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.

f2-1024x512
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.

Xavier2-300x252

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).