czwartek, 30 czerwca 2011

Kepler-14 b

Zdjęcia Kepler-14 i jej drugiego
gwiezdnego kompana.
Jak już wiadomo, wcześniej tego roku kosmiczny teleskop Kepler wskazał ponad 1200 kandydatów na planety pozasłoneczne. Po uzyskaniu tych danych nadszedł czas na potwierdzanie istnienia tych kandydatów poprzez dalsze obserwacje tranzytu oraz mierzenie prędkości radialnych gwiazd. Do tej pory niewiele z nich zostało oficjalnie potwierdzonych. Jednak wczoraj ukazała się publikacja o już drugiej potwierdzonej w tym miesiącu planecie Keplera.

Kepler-14 b to masywny i gęsty obiekt krążący blisko swojej gwiazdy macierzystej (gorący Jowisz). Jego masa jest ponad ośmiokrotnie większa od masy Jowisza, a promień wynosi 1,136 promienia Jowisza. Daje to wysoką gęstość tej planecie - 7,1 g/cm3. Kepler-14 b wykonuje pełną orbitę wokół gwiazdy w czasie 6,79 dnia.

Gwiazda Kepler-14 jest gwiazdą typu spektralnego F. Jest 2 razy większa od naszego Słońca i znajduje się aż 3196 lat świetlnych od nas. Dokładne zdjęcia Kepler-14 pozwoliły na detekcje drugiej gwiazdy krążącej w tym układzie. Gdyby nie to, nie udałoby się
wyznaczyć prawidłowych danych nowej planety.

Źródło

środa, 22 czerwca 2011

Kolejne zjawisko soczewkowania - nowa planeta

Krzywa światła OGLE-2008-BLG-513.
Pierwszy widoczny wzrost natężenia światła
źródła jest  spowodowany grawitacją gwiazdy, a drugi
mniejszy wzrost to działanie grawitacji planety.
Jest to już druga w tym roku potwierdzona planeta pozasłoneczna za pomocą metody mikrosoczewkowania grawitacyjnego (wytłumaczenie metody). Był to jeden z najwyraźniejszych sygnałów ruchu orbitalnego ciał soczewkujących obserwowany do tej pory w zjawiskach mikrosoczewkowania (patrz rysunek).

Nowo odkryta egzoplaneta nosi dźwięczną nazwę - OGLE-2008-BLG-513/MOA-2008-BLG-401 b. Nazwa ta, jak i wszystkich innych planet odkrytych metodą mikrosoczewkowania, jest tak skomplikowana ponieważ przy badaniu tych zjawisk bierze udział wiele projektów na raz. Dla przykładu:

OGLE - The Optical Gravitational Lensing Experiment
MOA - Microlensing Observations in Astrophysics

Planeta krąży wokół gwiazdy o bardzo małej masie - jej masa to zaledwie 25% masy naszego Słońca. Masa samej planety została oszacowana na 5 - 9,6 masy Jowisza. Jest to więc gazowy olbrzym, który krąży w odległości około 4 AU (jednostka astronomiczna) wokół gwiazdy. Pewne przesłanki sugerowały bardzo wysoką ekscentryczność* orbity tej planety - e > 0,9 - uwzględniając ten czynnik masy gwiazdy i planety byłyby nieco mniejsze, a odległość tych dwóch obiektów byłaby ponad dwa razy mniejsza. Z powodu braku pewności co do ekscentryczności, model ten został póki co odrzucony.

* Im większa wartość ekscentryczności, tym bardziej eliptyczna orbita; e=0 - orbita kołowa.

środa, 15 czerwca 2011

KOI-423 b

Kosmiczny teleskop Kepler
W lutym tego roku, po analizie danych przesłanych przez kosmiczny teleskop Kepler, dowiedzieliśmy się o 1235 możliwych planetach pozasłonecznych. Od tamtej pory prowadzone są dalsze analizy i obserwacje gwiazd, które mogą posiadać te planety. Dziś na liście egzoplanet pojawił się więc kolejny obiekt odkryty przez Keplera, a potwierdzony został dzięki badaniom prędkości radialnych gwiazdy przez spektrograf SOPHIE. Jest to kolejne odkrycie zaprezentowane na trwającej konferencji misji CoRoT w Marsylii.

Obiekt ten to KOI-423. Jest niewiele większy od Jowisza (jego promień to około 1.22 Rj) ale za to aż 18 razy masywniejszy! Krąży w odległości 0,155 AU od swojej gwiazdy macierzystej, w czasie 21 dni.

W kolejnej części roku możemy się spodziewać coraz częstszych potwierdzeń planet wskazanych przez sondę Kepler. Będą to prawdopodobnie głównie planety o okresach obiegu nie dłuższych niż 4 miesiące, ponieważ zespół badawczy Keplera zdołał do tej pory przeanalizować jedynie dane właśnie z pierwszych 4 miesięcy działania sondy.

wtorek, 14 czerwca 2011

10 planet CoRoT oraz mikrosoczewkowanie!

Wizja artystyczna kilku egzoplanet.
Niedawno pisałem o czerwcowej konferencji misji CoRoT, która to posługując się kosmicznym teleskopem odkrywa tranzytujące planety pozasłoneczne. Dziś więc, zespół naukowy tej misji poinformował o detekcji tranzytu, nie 4 (jak pisałem wcześniej), lecz aż 8 egzoplanet!! Na konferencji zostały przedstawione jeszcze dwie inne, wcześniej odkryte planety. Dodatkowo jeszcze jedna planeta została dziś oficjalnie potwierdzona - MOA-2009-BLG-266L b.

Oto podstawowe dane dziesięciu planet CoRoT:

Nazwa:             Masa(Mj):           Promień(Rj):         Okres orbity(dni):
CoRoT-16 b*      0.535                 1.17                       5.35
CoRoT-17 b*      2.45                   1.02                       3.76                    
CoRoT-18 b        3.47                   1.31                       1.9
CoRoT-19 b        1.14                   1.45                       3.89
CoRoT-20 b        4.24                   0.84                       9.2
CoRoT-21 b        2.5                     1.3                         2.725
CoRoT-22 b        < 0.15                0.52                       9.75
CoRoT-23 b        2.8                     1.05                       3.63
CoRoT-24 b        < 0.1                  0.236                     5.11
CoRoT-24 c        0.173                 0.38                       11.74

Gdzie:
Mj - masa Jowisza
Rj - promień Jowisza

Podkreślone planety są potwierdzone
*obiekt znany już wcześniej

Jak widać są to głównie "gorące Jowisze" (wielkie gazowe planety krążące bardzo blisko swoich gwiazd), choć niektóre z tych obiektów mają masę mniejszą niż Saturn (22 b; 24 b i c). Planety CoRoT-22 b, CoRoT-24 b i CoRoT-24 c wymagają jeszcze dodatkowych pomiarów prędkości radialnych.

Ostatnim dziś potwierdzonym obiektem jest planeta o skomplikowanej nazwie - MOA-2009-BLG-266L b. Jest to planeta odkryta z pomocą mikrosoczewkowania grawitacyjnego (patrz TUTAJ). Jej masa to zaledwie 10 mas Ziemi. Krąży wokół czerwonego karła, o masie 0,59 masy Słońca, w czasie około 7,5 roku. Odległość tej planety od gwiazdy wynosi 3,6 AU więc można wnioskować, że na jej powierzchni panują bardzo niskie temperatury. Układ ten znajduje się prawie 10000 lat świetlnych od Ziemi! Detekcja tak dalekich obiektów jest możliwa jedynie dzięki właśnie mikrosoczewkowaniu grawitacyjnemu.

Jest to ogromna liczba planet jak na jeden dzień. Daje to nadzieję na pobicie dotychczasowego rocznego rekordu odkryć. Pod koniec czerwca napiszę krótkie podsumowanie pierwszej połowy 2011 roku.

sobota, 11 czerwca 2011

Metody poszukiwania egzoplanet (planet pozasłonecznych)

Takie wyjaśnienie powinno pojawić się już dawno. Jest to spis metod służących do poszukiwania planet pozasłonecznych (wg. EPE). Będzie to bardzo przydatny tekst, gdyż nie będę musiał tłumaczyć danej metody przy każdym nowym odkryciu egzoplanety. Od dziś będę jedynie umieszczał odnośnik do tej rozpiski. Tak więc do rzeczy:

Uwaga! Sumując wyniki uzyskane przez poszczególne metody można dojść do błędnego wniosku. Ta liczba znacznie przewyższałaby rzeczywistą liczbę znanych planet pozasłonecznych. Dzieje się tak jedynie dlatego, że do potwierdzenia istnienia niektórych planet używa się więcej niż jednej metody.

Astrometria

Rys.1 Gwiazda i planeta krążą
wokół środka masy.
Astrometria jest najstarszą z metod poszukiwania planet poza granicami naszego układu słonecznego. Metoda ta polega na mierzeniu pozycji danej gwiazdy i obserwacji czy pozycja ta ulega zmianom z biegiem czasu. Jeśli gwiazda posiada planetę to wpływ grawitacyjny tej planety zmusi gwiazdę do zataczania niewielkich orbit. Dzieje się tak ponieważ zarówno gwiazda, jak i planeta krążą wokół środka masy układu (rys. 1). Obserwacje astrometryczne są najefektywniejsze dla planet o dużych orbitach, przez co jednak czas takich obserwacji musi trwać bardzo długo - lata, a nawet dekady, w zależności od odległości planety od gwiazdy. Obecnie astrometria stanowi jedynie uzupełnienie innych metod. Mimo, że jest bardzo pomocna w poszukiwaniu planet, to jednak ma na koncie tylko jedną odkrytą egzoplanetę - HD 176051 b.

Prędkości Radialne (RV)

Rys. 2 Przesunięcie ku fioletowi
oraz przesunięcie ku czerwieni.
Jak już wiadomo, jeśli gwiazda posiada planetę to zmusza to ją to do wykonywania okrążeń wokół środka masy tego układu. Taka sytuacja powoduje widoczne zmiany prędkości gwiazdy względem Ziemi. Wariacje te następują gdy dana gwiazda oddala się lub przybliża do Ziemi. Zamiany prędkości radialnych mogą być zauważone poprzez obserwacje linii spektralnych w widmie gwiazdy. Linie te charakteryzują światło gwiazdy, które ulega charakterystycznym zmianom spowodowanym efektem Dopplera. Rezultatem takich badań jest przesunięcie ku czerwieniu oraz przesunięcie ku fioletowi. Kiedy gwiazda oddala się od obserwatora, może on zauważyć przesunięcie ku czerwieni linii spektralnych, natomiast jeśli gwiazda zbliża się widzi on przesunięcie ku fioletowi (rys. 2). Jest to najbardziej produktywna metoda dla poszukiwaczy planet. Za jej pomocą łatwo wykryć masywne planety krążące blisko swoich gwiazd macierzystych. Wykrycie planet o większych orbitach wymaga znacznie dłuższych badań. Wadą tej metody jest niemożność do dokładnego ustalenia masy obiektu. Można jedynie oszacować jego masę minimalną. Metoda prędkości radialnych często idzie w parze z metodą tranzytu, dzięki czemu ustalenie dokładnej masy staje się możliwe.

Tranzyt 

Rys. 3 Przejście planety przed
tarczą gwiazdy i obserwowany
wówczas spadek jasności.
Metoda ta polega na obserwacji zmian zachodzących w świetle danej gwiazdy. Tranzyt pojawia się gdy planeta przesłania tarczę gwiazdy względem obserwatora. W takiej sytuacji można zaobserwować spadek jasności gwiazdy na krzywej światła (rys. 3). Metoda ta ma jednak dwie podstawowe wady. Po pierwsze, tranzyt można zaobserwować jedynie w bardzo wyjątkowej sytuacji - planeta musi przechodzić przed gwiazdą w odpowiedniej linii obserwacja dla obserwatora na Ziemi. Zjawisko to zachodzi dla zaledwie 10% gwiazd posiadających planety na bardzo ciasnych orbitach. Dla planet krążących w odległości 1 AU (1 jednostka astronomiczna - średnia odległość Ziemi od Słońca) od gwiazd podobnych do Słońca, obserwacja tranzytu będzie możliwa w zaledwie 0,47%. Drugą wadą tej metody jest fakt, iż okresowe spadki jasności gwiazd mogą być spowodowane przez wiele innych procesów. Dlatego też dla potwierdzenia istnienia planet często należy zastosować jednocześnie metodę prędkości radialnych.

Mikrosoczewkowanie Grawitacyjne

Rys. 4 Mikrosoczewkowanie grawitacyjne.
Metoda ta działa gdy obserwator, gwiazda soczewkująca oraz źródło światła (gwiazda) znajdują się na prawie jednej linii prostej. Ułożenia takie trwa zazwyczaj kilka dni lub tygodni. Grawitacja gwiazdy soczewkującej powoduje wzrost jasności źródła (patrz rys. 4!). Jeśli gwiazda soczewkująca posiada planetę, można zaobserwować kolejny, choć niewielki wzrost jasności. Mikrosoczewkowanie grawitacyjne jest niestety jednorazowym wydarzeniem, co jest główną wadą tej metody. Zaletą jest możliwość wykrywania egzoplanet wielkości Ziemi.

Timing

Rys. 5 Planeta pulsara.
Ta metoda ma zastosowanie dla pulsarów (rodzaj gwiazdy neutronowej powstałej po wybuchy supernovej) oraz dla podwójnych układów gwiazd. 
a) Pulsary podczas swoich niezwykle częstych i regularnych obrotów, emitują fale radiowe. Jeśli wokół takiego pulsara krąży planeta, to tak jak każda 'normalna' gwiazda będzie on zataczał niewielkie orbity wokół środka masy. Obserwacja jakichkolwiek zmian w częstotliwości emitowanych impulsów radiowych, dostarcza informacji na temat parametrów tej orbity, a co za tym idzie - parametrów planety. Zaletą tej metody jest możliwość wykrywania bardzo niewielkich obiektów. Wadą jest rzadkość występowania pulsarów.
b) Podwójne układy gwiazdy występują czasem w specyficznym położeniu, kiedy to możemy z Ziemi zaobserwować ich wzajemne zaćmienia. Podobnie jak częstotliwość emisji impulsów pulsarów, zaćmienia te powinny być bardzo regularne. Jakiekolwiek zmiany częstotliwości zaćmień mogą dowodzić istnienia planety w tych układach. Metoda ta jest najskuteczniejsza kiedy gwiazdy znajdują się blisko siebie.

Obrazowanie

Polega na bezpośrednim fotografowaniu planet pozasłonecznych. Jest to jednak rzadko możliwe ponieważ planety, w odróżnieniu do gwiazd, są bardzo słabymi źródłami światła. Aby bezpośrednia obserwacja była możliwa, planeta powinna krążyć wokół gwiazdy na dalekiej orbicie. Powinna być również bardzo masywnym i gorącym obiektem. Z biegiem lat i rozwojem astronomii będą możliwe obserwacje coraz to mniejszych egzoplanet. Zdjęcia dostępne ->TUTAJ<-
Rys. 6 System HR 8799 z 4 planetami.

czwartek, 9 czerwca 2011

Lupus niepotwierdzony

Gorący Jowisz (?)
Planeta Lupus-TR-3 b zniknęła dziś z listy planet pozasłonecznych. Był to gorący Jowisz nieznacznie mniejszy od naszego gazowego olbrzyma. Tym samym liczba planet na obecną chwilę wynosi 555.

Od czasu do czasu można spotkać się z tym zjawiskiem. Planety z oficjalnej listy, przechodzą czasem do listy planet "niepotwierdzonych, kontrowersyjnych lub usuniętych". Dzieje się tak ponieważ każdy z odkrytych obiektów jest bezustannie badany nawet po potwierdzeniu jego istnienia. Planeta może 'zniknąć' z wielu powodów np. masa planety może zostać dokładniej zbadana i okaże się, że jest znacznie większa niż przypuszczano wcześniej (zbyt duża by obiekt mógł być nazywany planetą). Może również okazać się (po analizie nowszych danych), że parametry planety nie pozwalają na stabilne utrzymanie się systemu. Należy wówczas prowadzić dalsze obserwacje do czasu rozwiązania problemu.

Po kolejnych analizach obiekty z katalogu niepotwierdzonych mogą znów powrócić do katalogu potwierdzonych planet pozasłonecznych. Trzeba pamiętać, że poszukiwanie egzoplanet to wciąż stosunkowo świeża i szybko rozwijająca się dziedzina astronomii.

środa, 8 czerwca 2011

Kolejna 'dawka' planet

Artystyczna wizja widoku z planety
krążącej wokół dwóch gwiazd.
Po długiej przerwie pojawiły się w końcu kolejne planety pozasłoneczne. Są to 3 (+ jedna niepotwierdzona planeta) gorące Jowisze, czyli planety o ogromnych temperaturach panujących na ich powierzchni ze względu na niewielką odległość od gwiazdy, oraz jedna planeta (lub dwie) krążąca wokół dwóch gwiazd.

Pierwsze trzy obiekty to HAT-P-31 b, HAT-P-32 b, i HAT-P-33 b. Pełna orbita wokół ich gwiazd macierzystych zajmuje im odpowiednio 5; 2,15; 3,47 dni. Ich promień waha się od 1 do 2 promieni Jowisza, a masa to odpowiednio 0,763; 0,941; 2,171 masy Jowisza. Pierwszy z wymienionych systemów posiada prawdopodobnie jeszcze jedną, masywną, gazową planetę. Dotychczasowe badanie wykazują, że byłby to obiekt o masie minimalnej 3,4 Mj wykonujący pełną orbitę w czasie co najmniej 2,8 lat. Jednak ze względu na stosunkowo krótką obserwację tego systemu (poniżej połowy okresu orbitalnego tej planety) nie można jeszcze potwierdzić istnienia tego obiektu.
Ciekawym odkryciem jest ostatnia z dzisiejszych planet. UZ For(ab) d to ogromna planeta pozasłoneczna o masie 7,7 Mj, krążąca wokół układu dwóch gwiazd w odległości 2,8 AU (to prawie 3 razy dalej niż odległość Ziemi od Słońca). Czas jaki potrzebuje na wykonanie pełnej orbity wynosi 5 lat i 3 miesiące. Planeta ta jest oznaczona literką "d". Łatwo więc domyśleć się, iż w tym układzie prawdopodobnie znajduje się jeszcze jeden obiekt  - "c". Niestety nie da się jeszcze w 100% zagwarantować jego istnienia. Póki co, obserwacje wykazują, że miałby on masę 6 mas Jowisza. Planeta ta krążyła by dwa razy dalej niż jej kompan "d", z czasem aż 16 lat.

Obie planety zostały odkryte niezwykle ciekawym sposobem. Oznaczenia "(ab)" mówi, że jest to system dwóch gwiazd krążących wokół siebie. Z Ziemi można obserwować zaćmienia w momencie gdy jedna z gwiazd przesłania drugą. Takie zjawisko to bardzo stabilny proces. Częstotliwość zaćmień z reguły powinna być niemalże stała. Jednak gdy w takim układzie znajdują się planety lub inne obiekty (np. brązowe karły) oddziałują one grawitacyjnie z gwiazdami. Można wówczas zaobserwować zróżnicowanie w kolejnych okresach zaćmień i na ich podstawie wyznaczać parametry planet.