Proxima Centaurin rikas planeettakunta
Ennen vuotta 2016 Aurinkoa lähinnä sijaitseva tähti, pieni punainen kääpiötähti Proxima Centauri, oli vain yksi Auringon lähinaapuruston ja Linnunradan galaksin punertavista taivaan fuusioenergiaa säteilevistä plasmapalloista. Toisin kuin kumppaninsa, Alpha Centaurin kaksoistähti, Proxima ei näy paljaalla silmällä ja siksi sen se löydettiinkin vasta runsas vuosisata sitten. Lähes täsmälleen sata vuotta löytönsä jälkeen, sain olla mukana julkistamassa havaintoa tähteä kiertävästä planeetasta b, minkä jälkeen Proxima Centauri on ollut yksi tutkituimmista taivaan kohteista ja siitä on julkaistu satoja tieteellisiä tutkimuksia, joissa kuvataan planeetan ja tähden ominaisuuksia, tähden magneettista aktiivisuutta ja purkauksia, sekä vaikkapa järjestelmää ympäröivää pölykiekkoa.
Proxima b on tietenkin järjestelmän tunnetuin planeetta — onhan se juuri sopivalla etäisyydellä tähdestä, jotta sen pinnalla voi lämpötilan puolesta esiintyä nestemäisenä virtaavaa vettä. Planeetta on todennäköisesti hiukan Maata massiivisempi ja sen olemassaolo on sitten löytämisensä tullut jopa varmistetuksi riippumattomin havainnoin. Proxima b on mitä suurimmalla todennäköisyydellä vuorovesilukkiutunut siten, että se näyttää aina saman kylkensä tähdelleen. Teknisesti ottaen planeetan vuorokausi ja vuosi ovat siis silloin saman pituisia mutta planeetan pinnalla ei tapahdu vuorokausivaihteluita. Valoisalla puolella ollaan ikuisessa punaisen auringon loisteessa kun taas pimeä puoli ei näe tähden valoa koskaan. Se taas asettaa mielenkiintoisia rajoitteita planeetan elinkelpoisuudelle — luultavasti ei kuitenkaan mitään ylitsepääsemätöntä.
Joistakin arveluista poiketen, myöskään Proxima Centaurin aktiivinen purkautuminen ei vaikuta olevan este elämän esiintymiselle Proxima b:n pinnalla. Heti planeetan löytämisen jälkeen, tutkijat kiinnittivät huomiota kahteen mielenkiintoiseen havaintoon. Proxima b:n kiertorata on hyvin lähellä tähtensä pintaa sen kiertäessä radallaan tähden ympäri vain 11 päivässä. Se taas tarkoittaa, että pienetkin tähden purkaukset voivat vaikuttaa Proxima b:n pintaolosuhteisiin merkittävällä tavalla. Ja Proxima Centauri purkautuu usein ja verrattaen voimakkaasti. Joidenkin arvioiden mukaan Proxima b:n pinnalle saapuu 30 kertaa enemmän ultraviolettisäteilyä kuin Maahan ja jopa 250 kertaisesti röntgensäteilyä (1). Purkaukset ovatkin voineet hajottaa planeetan pinnan vesimolekyylejä ja saada kevyen vedyn karkaamaan avaruuteen mutta edes tämä prosessi ei luultavasti tuomitse planeettaa elinkelvottomaksi.
Proxima b ei kuitenkaan ole yksin. Tähden kiertoradalta havaittiin jo vuonna 2020 toinenkin kiertolainen (2), ulkoplaneetta Proxima c, joka on massaltaan noin seitsemän kertaa Maapallon kokoinen, luultavasti jäinen supermaapallo. Löytö saatiinkin pian varmennettua riippumattomasti. Planeetasta on mahdollisesti jopa havaittu merkkejä suoraan kuvaamalla, mikä tarkoittaisi sitä, että sen havaitseminen vasta vuodenvaihteessa avaruuteen ammutun James Webb -avaruusteleskoopin avulla olisi mahdollista jo kuluvan vuoden aikana. Asiassa on tietenkin monia mutkia — on mahdollista, että alustava suoraan kuvaamalla saatu havainto on vain jokin epätodennäköinen havaintolaitteiston aiheuttama anomalia ja planeetan todellinen kirkkaus onkin huomattavasti heikompi. Silloin edes Webb ei kykenisi sitä näkemään. Havaintoa kannattaa kuitenkin ehdottomasti koettaa, koska tarjolla olisi ensimmäinen valokuva supermaapallosta toisen tähden kiertoradalla. Proxima Centauria ympäröi myös pölyrengas, mikä tarkoittaa sitä, että järjestelmässä on runsain mitoin planeettoja pienempiä kappaleita Aurinkokunnan ja monien muiden tyypillisten planeettakuntien tapaan.
Tuorein löytö on pieni, massaltaan vain noin kaksi kertaa Marsin kokoinen sisempi planeetta Proxima d, lämmin kiviplaneetta, joka kiertää tähden ympäri vain viidessä päivässä (4). Planeetasta aiemmin saadut viitteet on nyt varmennettu ja sen olemassaolo vaikuttaa selvältä. Koska olen vuosien saatossa analysoinut roppakaupalla Proxima Centaurista tehtyjä havaintoja, palasin katsomaan mitä tuloksia olinkaan saanut käymällä vanhoja havaintoja kehittämälläni uudella tekniikalla läpi vuonna 2019. Toden totta, löysin Proxima d:n olemassaolosta kertovan signaalin jo tuolloin huomattavasti nykyistä epätarkemmista havainnoista. En koskaan julkaissut tulosta, koska planeetan olemassaolosta kertova signaali ei ollut tilastollisesti tarpeeksi merkitsevä. Näin jälkikäteen kyseessä on kuitenkin mielenkiintoinen asia, koska Kuvassa 1. näkyvä periodogrammin todennäköisyysmaksimi tarjoaa itse asiassa riippumattoman varmistuksen Proxima d:n olemassaolosta — jos sellaista kukaan sattuu kaipaamaan.
Proxima Centaurin planeettakunnasta saadut tiedot osoittavat, että kyseessä on valtavan monimuotoinen ja kiinnostava järjestelmä, josta luultavasti tehdään jatkossakin vielä runsaasti kiinnostavia havaintoja. Taidan kuitenkin aivan aluksi ottaa yhteyttä Proxima d:n löytäneisiin tutkijoihin ja pyytää heidän havaintonsa uudelleen analysoitavakseni. Kukapa tietää mitä niistä saan menetelmilläni selville.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
- Ribas et al. 2016. The habitability of Proxima Centauri b. I. Irradiation, rotation and volatile inventory from formation to the present. Astronomy and Astrophysics, 596, A111.
- Damasso et al. 2020. A low-mass planet candidate orbiting Proxima Centauri at a distance 1.5 AU. Science Advances, 6.
- Anglada et al. 2017. ALMA discovery of dust belts around Proxima Centauri. The Astrophysical Journal, 650, L6.
- Faria et al. 2022. A candidate short-period sub-Earth orbiting Proxima Centauri. Astronomy and Astrophysics, 658, A115.
Havaintojen rajamailla: Uusi epätodennäköinen eksokuu
Jättiläisplaneettojen ympärillä pörrää gravitaation vääjäämättömien lakien vankina tyypillisesti monipuolinen armada kaikenlaisia sekundäärisiä planeettoja ja pienempiä kiertolaisia, joita kutsutaan tutummin kuiksi. Ainakin Aurinkokunnassa, pienemmät kappaleet ovat monin verroin suurempia todennäköisempiä, eikä ole ainuttakaan syytä olettaa, etteikö sama tilanne vallitsisi muuallakin. Vaan eksokuista ei ole edelleenkään saatu selkeää havaintoa, joka olisi hyväksytty tähtitieteilijöiden armottoman kriittisessä yhteisössä oikeaksi, varmennetuksi löydöksi. Joitakin merkkejä toisten tähtijärjestelmien planeettoja kiertävistä kuista on saatu mutta niiden oikeellisuutta ei ole saatu varmennettua tai niiden olemassaolo on kyseenalaistettu.
Uunituore kandidaatti, Kepler-1708 b I, on kyllä vaikuttava eksokuukandidaatiksi (1) muttei muuta kokonaistilannetta miksikään. En ole sen havainnon oikeellisuuden suhteen kovinkaan toiveikas, ja pohjimmiltaan siihen on kaksi syytä. Postuloitu kuu on kooltaan 2.7 kertaa Maan kokoinen, mikä tekee siitä tyypiltään minineptunuksen ja sellaisten päätymistä jättiläisplaneetan kiertolaiseksi ei mikään planeettojen syntymalli ole kyennyt selittämään ongelmitta. Havainto on myös vain juuri ja juuri tilastollisesti merkitsevä, ja perustuu vain kahden jättiläisplaneetan ylikulun kohdalla havaittuihin anomalioihin, jotka saavat tyypillisesti symmetriset ylikulut vaikuttamaan epäsymmetrisiltä (Kuva 1.).
Löydön tehneen David Kippingin johtaman ryhmän työskentelystä voi joka tapauksessa antaa vain hyvää palautetta. Tutkijat ovat analysoineet dataa eri keinoin lähes kolmen vuoden ajan, koettaen tehdä kaikkensa, jotta voisivat osoittaa kuun olemassaolosta kertovien havaintojen olevan väärin. Vasta epäonnistuttuaan kaikissa yrityksissään selittää havainnot erilaisilla tähden tai instrumentin fysikaalisilla prosesseilla tai kohinalla, tutkijat joutuivat hyväksymään tilanteen, jossa kuun olemassaolo näyttää olevan kaikkein todennäköisin selitysmalli. He raportoivat kuitenkin omankin epävarmuutensa auliisti, ja ilmaisivat selkeästi kyseessä olevan vain kandidaatti eksokuuksi, koska löytö on edelleen varmentamatta. Tarvitaan ensin toisen, riippumattoman tutkimusryhmän selvitys ja datan uudelleen analysointi, jotta varmistuu, etteivät tutkijat ole jättäneet mitään ilmeisiä selitysmalleja huomioimatta. Sen jälkeen tarvitaan riippumaton havainto. Esimerkiksi Hubble -avaruusteleskoopin avulla saattaisi voida selvittää onko kuu todella olemassa, jos sellaisia havaintoja vain on mahdollista tehdä.
Jos löytö on tosiaan oikea, se herättää runsaasti kysymyksiä jättiläismäisten kuiden syntyprosessista. On periaatteessa kaksi vaihtoehtoista tapaa saada lähes Neptunuksen kokoinen kuu kiertämään valtavaa kaasujättiläistä. Jos kuu on muodostunut planeetan kiertoradalle, on mahdotonta kuvitella miten kaasumainen aines muodostaisi kaksi suurta kappaletta yhden suuren jättiläisplaneetan sijaan. Ei ole olemassa planeetttojen syntymalleja, jotka kykenisivät selittämään monia kertoja Maata massiivisemman kappaleen synnyn jättiläisplaneetan kiertoradalle. Planeetan ympärille sen syntyvaiheissa muodostuvassa kertymäkiekossa ei missään tapauksessa riitä alkuunkaan materiaa niin suuren kuun muodostumiseen. Toinen vaintoehto on kaasumaisen naapuriplaneetan kaappaaminen kuuksi myöhemmässä vaiheessa. Sekin vaikuttaa epätodennäköiseltä, vaikka tapahtuma voikin olla mahdollista perustuen simulaatioihin (2).
On kuitenkin selvää, että kuiden havaitsemisen ollessa erittäin hankalaa, ensimmäiset löydöt ovat vääjäämättä kohteita, jotka ovat poikkeuksellisen suurikokoisia ja siten erikoisia. Syy on yksinkertaisesti siinä, että vajavaiset havaintolaitteemme ovat sitä herkempiä mitä suuremmista kappaleista on kyse. Enkäpä olemme siis jo nähneet varjoja ensimmäisistä eksokuista ja puutteellinen ymmärryksemme niiden monimuotoisuudesta maailmankaikkeudessa estää meitä pitämästä löytöjä kovinkaan varmoina. Se on kuitenkin vain hyväksyttävä, koska valtavan kiinnostavat tieteelliset tulokset vaativat aina taustalleen valtavan vankkaa todistusaineistoa.
Kirjoitus on julkaistu ensimmäisenä Tähtitieteellinen yhdistys Ursan blogissa Eksoplaneetta hukassa.
Lisää aiheesta
Lähteet
Planeetan merkit — kuinka eksoplaneetan signaali havaitaan
Kun instrumentti on hankittu, ja sen mahdollistamat uudet havainnot toteutettu, alkaa aina tärkeä tieteellinen prosessi, jossa selvitetään mitä oikein havaittiin ja mitä ei. Alkaa tilastollinen havaintojen käsittely, jonka tavoitteena on puristaa kallisarvoisesta havaintoaineistosta viimeinenkin informaation murunen talteen. Oli instrumenttina sitten euron mittanauha tai satojen miljoonien eurojen arvoinen jättiläisteleskooppi, prosessi on aina sama. Mittaukset prosessoidaan tlastotieteen menetelmiin luottaen, käyttämällä runsaasti matematiikkaa, tietokonealgoritmeja ja tieteellistä laskentaa, ja lopputulokseksi saadaan vastaus tärkeään tieteelliseen kysymykseen. Mittanauhaa instrumenttinaan käyttävät saavat tosin hiukan yksinkertaisempaa havaintoaineistoa mutta mitään periaatteellista eroa ei ole.
Eksoplaneetat eivät tietenkään lähetä signaaleja tai toimi tietoisina informaation välittäjinä. Niitä kuitenkin voi havaita, koska ne heijastavat ja säteilevät valoa ja muuta sähkömagneettista säteilyä, ne suodattavat ja peittävät tähdestään meitä kohti tulevaa valoa, ne vaikuttavat tähtensä liikkeeseen avaruudessa, ja ne voivat joskus harvoin toimia gravitaatiolinsseinä, vahvistaen kaukaisen taustataivaan tähden valoa. Joskus mielenkiintoisiin löytöihin johtava tieteellinen havainto- ja päättelyketju on fantastisen kompleksinen seikkailu, josta ei puutu vauhtia ja vaarallisia tilanteita — ainakaan tähtitieteen tutkijoiden tylsän hidastempoisessa aikaskaalassa.
Doppler-spektroskopian kantava ajatus on mitata tähden liikettä perustuen sen valon puna- ja sinisiirtymään tähden liikkuessa vuoroin meistä poispäin ja meitä kohti. Liike paljastaa tähteä kiertävän planeetan vetovoimavaikutuksen olemassaolon ja siten planeetan ominaisuuksia. Menetelmällä saadaankin havaituksi tähden näkösäteen suuntainen nopeus ajan funktiona — saadaan radiaalinopeuskäyrä, joka paljastaa planeetan ominaisuuksia (Kuva 1.).
Kuvan 1. radiaalinopeuskäyrä, jossa tähden Gliese 581 radiaalinopeusmittaukset on järjestetty planeetan Gliese 581 b radan vaiheen mukaisesti, paljastaa kauniin sinikäyrän, joka kertoo planeetan ja sen radan ominaisuuksista.
Radiaalinopeuden jaksollisista vaihteluista voidaan havaita planeetan ratajakso, eli vuoden pituus. Kuvan 1. käyrä saavuttaa miniminsä vaiheen kohdalla 1.0 päivää ja maksiminsa noin kohdassa 3.7 päivää. Näiden erotus on puolet planeetan ratajaksosta — Gliese 581 b siis kertää tähtensä noin 5.4 päivässä. Radiaalinopeuden vaihtelut noudattavat myös hyvin tarkasti sinikäyrän muotoa. Se tarkoittaa, että planeetan rata on lähes tarkalleen ympyränmuotoinen ja radan eksentrisyys tai soikeus on korkeintaan vain hyvin pientä. Viimeinen radiaalinopeudesta saatava tiedonmurunen koskee planeetan massaa. Radiaalinopeusvaihteluiden amplitudi, eli käyrän maksimin ja minimin etäisyys nollakohdasta, on sitä suurempaa mitä massiivisempi planeetta on kyseessä sekä sitä pienempää mitä massiivisempaa tähteä on havaittu ja mitä kauempana planeetan rata on tähdestään. Loppu on matematiikkaa — amplitudi mahdollistaa planeetan massan vähimmäismäärän laskemisen perustuen Isaac Newtonin muotoilemaan gravitaatiolakiin. Oikeaa massaa ei saada, vain sen minimiarvio, koska paneetan radan kallistuskulma avaruudessa on tuntematon.
Mutta ennen kuin radiaalinopeusmittaukset voidaan järjestää planeetan ratavaiheen mukaan, on tunnettava ratajakson suuruus. Sen selvittämiseen tarvitaan periodogrammiksi kutsuttua matemaattista instrumenttia.
Periodogrammi
Planeettojen aiheuttamien signaalien etsinnässä kaikkein vaikeinta on löytää signaalien jakso. Tavallisesti, kun havaintoja on tehty tuhansien päivien ajan, ja signaalin jakso on vain muutamia päiviä, sen luotettava löytäminen havaintosarjasta on jo itsessään hankala ongelma. Miten havaita jaksollinen signaali kohinaisista aikasarjahavainnoista?
Yhden merkittävimmistä vastauksista kysymykseen jaksollisen signaalin löytämisestä tarjosi vuosikymmeniä sitten Jeffrey Scargle, joka toimi väitöstilaisuudessani vastaväittäjänä Turun yliopiston ilmeisesti ensimmäisessä videolinkin välityksellä toteutetussa väitöksessä. Scargle havaitsi vuoden 1982 artikkelissaan yksinkertaisen matemaattisen totuuden (1). Hänen mukaansa periodogrammi, joka on eräänlainen signaalin todennäköisyysfunktio taajuusavaruudessa, on itse asiassa täsmälleen yhtäpitävä tavallisen pienimmän neliösumman sovituksen kanssa, jos sovitus tehdään jokaiselle taajuudelle.
Periodogrammi määritellään seuraavalla tavalla. Havainnoille mi, jotka on saatu ajanhetkillä ti kaikille i = 1, …, N, periodogrammi voidaan kirjoittaa taajuuden ω funktiona.
Määrittelyn ajatuksena on, että taajuuden ω ollessa lähellä havaintojen sisältämän jaksollisen signaalin taajuutta ω0, toinen neliöistä saa suurempia arvoja ja tuottaa siten funktiolle suuria arvoja. Kun taajuus on kaukana signaalin taajuudesta, periodogrammin summat ovat positiivisten ja negatiivisten lukujen summia ja siksi lähellä nollaa. Silloin niiden neliötkin ovat keskimäärin pieniä lukuja. Periodogrammin maksimi tai maksimit osoittavat siis taajuudet, joilla havaintosarjassa on todennäköisimmin jaksollisuuksia.
Periodogrammi on oikeastaan havaintosarjan Fourier-muunnos, jonka periaatteena on siirtyä tarkastelemaan havaintoja taajuusavaruudessa aika-avaruuden sijaan. Kyse on matemaattisesta muunnoksesta, joka jaottelee aika-avaruuden signaalin taajuusavaruuden komponentteihinsa. Mutta periodogrammin tulkinta on oikeastaan vielä tätäkin huomattavasti intuitiivisempi, kuten Jeffrey Scargle havaitsi.
Pienimmän neliösumman menetelmä nojaa ajatukseen laskea mallin ja havaintojen välinen ”etäisyys” tavalla, joka olisi vertailukelpoinen toisten mallien etäisyyksien kanssa. Etäisyyden määrittää neliöiden summa S, joka lasketaan aikasarjamuotoisille havainnoille yksinkertaisesti
Mutta funktio f on jaksollisen signaalin tapauksessa yksinkertainen sinin ja kosinin muodostama funktio f (ti) = A sin ωti + B cos ωti, jolloin summan S minimointi on täsmälleen yhtäpitävää periodogrammin maksimoinnin kanssa (matemaattisesti orientoituneille asia jätettäköön harjoitustehtäväksi). Siten periodogrammi vastaa täsmälleen pienimmän neliösumman sovitusta, kun sovitetaan kullekin taajuudelle parametrien A ja B arvot (1). Kyse on siis vertailusta, jossa jokainen valittu taajuus on omana mallinaan, joita sitten sovitetaan havaintoihin. Voittajaksi selviytyy malli, jolla etäisyys S on mahdollisimman pieni.
Planeetan Gliese 581 b havaintoihin aiheuttaman signaalin taajuuden ja siten planeetan ratajakson löytäminen periodogrammin avulla on helppoa (Kuva 3.). Kun verrataan signaalin sisältämää pienimmän neliösumman sovitusta malliin, jossa ei ole signaalia, saadaan uskottavuusfunktioiden suhde, joka auttaa tulkitsemaan saadun periodogrammin suoraan kuvaajasta. Suhteen ollessa horisontaalisen viivan kuvaamaa tasoa suurempi, sen todennäköisyys syntyä puhtaan satunnaiskohinan vaikutuksesta on alle 0.1%. Gliese 581 b:n signaali on niin voimakkaasti tämän tason yläpuolella, että sen aiheutuminen puhtaasta kohinasta on äärimmäisen epätodennäköistä. Planeetan olemassaolo katsotaan silloin äärimmäisen varmaksi.
Periodogrammilla saa siis selville planeetan ratajakson mainiosti, jonka jälkeen havainnot voi järjestää ratajakson vaiheen mukaan kuten Kuvassa 1. Silloin planeetan ominaisuuksien määrittäminen voi alkaa.
Tutkimusryhmäni julkaisi juuri tuoreeltaan artikkelin, jossa raportoimme kymmenestä uudesta planeettalöydöstä Auringon lähinaapuruston punaisten kääpiötähtien kiertoradoilta (2). Niistä jokainen on löydetty Doppler spektroskopialla, karkeasti tässä tekstissä kuvatulla tavalla. Kyseessä on siis kaikessa yksinkertaisuudessaan tehokas menetelmä planeettojen havainnointiin lähitähtien järjestelmissä.
Lähteet
- Scargle 1982. Studies in astronomical time series analysis. II. Statistical aspects of spectral analysis of unevenly spaced data. The Astrophysical Journal, 263, 835.
- Feng et al. 2020. Search for Nearby Earth Analogs. III. Detection of ten new planets, three planet candidates, and confirmation of three planets around eleven nearby M dwarfs. The Astrophysical Journal Supplement Series, in press.
Alpha Kentaurin kaksoistähti
Kaikki tietävät Proxima Kentaurin, Aurinkokunnan lähimmän tähtinaapurin, joka on kiinteä osa Alpha Kentaurin kolmoistähtijärjestelmää.
Vuonna 2012 ryhmä tähtitieteilijöitä raportoi löytäneensä eksoplaneetan Alpha Kentauri B:n kiertoradalta (1). Siitä alkoi mielenkiintoinen tapahtumaketju, joka osoitti, että planeettojen aiheuttamien signaalien havaitseminen radiaalinopeusmenetelmällä on vaikeampaa kuin oli luultu. Lopputuloksena osaamme luultavasti etsiä planeettoja entistä tehokkaammin tarkkailemalla tähtien heilahtelua.
Alpha Kentauri on kolmoistähti mutta sen pienin komponentti, Proxima Kentauri, kiertää A ja B tähtien muodostaman parin ympäri hiljakseltaan, käyttäen yhteen kierrokseen noin puoli miljoonaa vuotta (2). Vielä hiljattain oli epäselvää kuuluuko Proxima Kentauri Alpha Kentaurin järjestelmään lainkaan.
Tähtien A ja B muodostama pari sen sijaan on tiiviimpi ja niiden kiertoaika toistensa ympäri on vain 80 vuotta . Esimerkiksi Uranuksen vuosi on pituudeltaan 84 meille tutumpaa Maan vuotta, joten Aurinkokunnan kaasuplaneettojen kaltaisia planeettoja ei voi olla Alpha Kentaurin tähtien kiertoradoilla — jättimäisen tähden kiertoradan lähellä vain ei ole tilaa stabiileille radoille.
Tähtien A ja B liike toistensa ympäri on eksentristä. Sen sijaan, että ne kiertäisivät toisiaan ympyräradoilla, radat ovat niin soikeita, että tähtien etäisyys vaihtelee noin 8.4 ja 26.7 astronomisen yksikön (AU) välillä. Lähimmillään tähdet siis ovat noin kahdeksan kertaa kauempana toisistaan kuin Maa on Auringosta. Se asettaa voimakkaita rajoitteita sille, minkälaisilla radoilla tähtiä mahdollisesti kiertäviä pieniä planeettoja voi esiintyä.
Järjestelmän A- ja B-komponentit eivät kuitenkaan tule radoillaan niin lähelle toisiaan, että planeettakuntien olemassaolo tähtien ympärillä olisi täysin mahdotonta tähtien häiritessä toisiaan kiertävien planeettojen ratoja. Pienille kiviplaneetoille on runsaasti stabiileja ratoja aina noin 2.5 AU:n etäisyyksille asti (3), mikä vastaa suunnilleen Aurinkokunnan asteroidivyöhykkeen etäisyyttä Auringosta. Siksi Aurinkokunnan kiviplaneetat, tai samankaltaiset kiviplaneettojen järjestelmät, sopisivat jokseenkin mainiosti kiertämään Alpha Kentaurin A+B parin molempia tähtiä.
Voimme kutsua Alpha Kentauri A:ta auringonkaltaiseksi tähdeksi. Se on samanlainen keltainen kääpiötähti kuin Aurinkokin — lähes saman ikäinen ja vain hiukan massiivisempi ja kirkkaampi. Se kuului siksi kohdeluetteloon, kun tähtitieteilijät, Paul Butler etunenässä, ryhtyivät 1980-luvun loppupuolella etsimään planeettoja lähitähtien kiertolaisina, Auringon naapurustossa. Tähän päivään mennessä etsinnät eivät ole tuottaneet tulosta. Emme ole onnistuneet havaitsemaan planeettojen merkkejä Alpha Centauri A:n havainnoista.
Tähteä Alpha Kentauri B kiertävän pienen kiviplaneetan löytöä vuonna 2012 pidettiin merkittävänä. Monet alan tutkijat spekuloivat mediassa miten planeettoja on selvästi kaikkialla, jos niitä voi löytää aivan lähimpien naapuriemme kiertoradoilta. Mutta useat tähtitieteilijät pysyivät skeptisinä ja kritisoivat sveitsiläisen tutkijaryhmän löytöä. Olin itse yksi heistä.
Vuonna 2013 minut kutsuttiin Sveitsiin ja Geneven observatorioon puhumaan tutkimuksestani. Katsoin tarpeelliseksi esitellä tuloksiani liittyen Alpha Kentauri B:n väitettyyn eksoplaneettaan. Osoitin, että sama havaintojen analyysimenetelmä, jolla planeetan signaali voitiin kaivaa mittauksista esille, tuotti tulokseksi kokonaisen kirjon erilaisia signaaleja, joista ainuttakaan ei voinut pitää kiistatta planeetan aiheuttamana. Kyseessä oli puutteellisen matemaattisen mallinnuksen ja tilastollisen analyysin aiheuttama väärintulkinta, mikä kävi pian koko tutkijayhteisölle selväksi usean tutkimusryhmän julkaistua samankaltaisia tuloksia.
Sen seurauksena löydön tehnyt tutkija Xavier Dumusque järjesti kaikille tutkijoille avoimen signaalinetsintäkilpailun, tavoitteena selvittää miten kohinan täyttämistä havainnoista tulisi etsiä planeettojen aiheuttamia signaaleja (4). Dumusque myönsi auliisti tehneensä oman analyysinsa puutteellisesti ja halusi nähdä mikä olisi paras tapa löytää pienten kiviplaneettojen signaaleja.
Kävi selväksi, että olimme saavuttaneet havaintotarkkuuden, joka edellytti tähtien pinta-aktiivisuuden mallintamista ja huomiointia, jotta pienten kivisten eksoplaneettojen mitättömät signaalit voitiin puristaa mittauksista esiin. Kehittämäni laskentamenetelmä osoittautui Dumusquen sokkotestissä parhaaksi (4). Bayesin sääntöä käyttävällä tekniikallani oli mahdollista havaita planeettoja tehokkaimmin ja luotettavimmin, minimoiden samalla väärintulkintojen mahdollisuus.
Voin siis sanoa suhteellisen luotettavasti, että Alpha Kentauri B:n havainnoissa ei ole merkkejä planeettojen signaaleista. Mutta maankaltaisen planeetan havaitsemiseen nykyisten instrumenttien herkkyys ei vielä riitä. Alpha Kentaurin järjestelmässä voi piileskellä toinen Maapallo ja sen löytäminen on toistaiseksi mahdotonta.
Toistaiseksi.
Lähteet
- Dumusque et al. 2012. An Earth-mass planet orbiting α Centauri B. Nature, 491, 207.
- Kervella et al. 2017. Proxima’s orbit around α Centauri. Astronomy and Astrophysics, 598, L7.
- Quarles et al. 2016. Long-term stability of planets in the α Centauri system. The Astrophysical Journal, 151, 111.
- Dumusque et al. 2017. Radial-velocity fitting challenge. II. First results of the analysis of the data set. Astronomy and Astrophysics, 598, A133.
Kuinka monta planeettaa kiertää Proxima Kentauria?
Planeettoja on vaikeaa laskea. Toisin kuin tarjoiluvadissa istuvat omenat, emme voi vain käyttää sormiamme ja tarkistaa planeettakunnassa olevien planeettojen määrää. Laskettaessa planeettakuntien planeettojen lukumäärää, eri tutkimusryhmät saavat ajoittain erilaisia tuloksia. Tilanne ei ole lainkaan yllättävä ottaen huomioon, ettemme ole päässeet yhteisymmärrykseen edes Aurinkokunnan planeettojen määrästä tai määritelmästä.
Jotta voitaisiin ymmärtää kuinka vaikeaa Proxima Kentauria kiertävien planeettojen lukumäärän laskeminen on, on otettava esimerkiksi toinen lähitähti, Gliese 581. Olen itsekin osallistunut aktiivisesti tähteä kiertävien planeettojen lukumäärän selvittämiseen.
Tähden Gliese 581 planeettakunta
Proxima Kentaurin tapaan, Gliese 581 on pieni punainen kääpiötähti — se sijaitsee Auringon lähinaapurustossa, noin 20.6 valovuoden päässä Auringosta. Sitä kiertävä planeetta, Gliese 581 b, löytyi vuonna 2005 ja se oli tuolloin vasta viides tunnettu planeetta punaisen kääpiötähden kiertoradalla (1).
Löytöä olivat tekemässä myöhemmin Nobelin palkinnonkin saaneet sveitsiläiset Michel Mayor ja Didier Queloz.
Planeetta Gliese 581 b kiertää radallaan tähtensä runsaassa viidessä päivässä ja sen minimimassaksi on arvioitu noin 17 Maan massaa. Se on siis Neptunuksen kokoinen planeetta mutta niin lähellä tähteään, että lämpenee pinnaltaan polttavaan noin 150 Celsiusasteeseen tähden kuumottaessa vieressä. Kutsumme tällaisia planeettoja ”kuumiksi Neptunuksiksi”.
Gliese 581 b havaittiin radiaalinopeusmenetelmällä, mikä tarkoittaa, että olemme havainneet pelkän tähden jaksollisen heilumisen ja tunnemme vain planeetan massan alarajan ja sen radan ominaisuudet. Mutta vuonna 2005 löytö oli merkittävä — vasta toinen tunnettu kuuma, neptunuksenkaltainen eksoplaneetta.
Mielenkiintoisemmaksi Gliese 581 kävi, kun vuonna 2007 tähden kiertoradoilta havaittiin kaksi muutakin planeettaa, ulommat maailmat Gliese 581 c ja Gliese 581 d (2). Niitä kutsutaan supermaapalloiksi, koska suhteellisen pienet minimimassat viittaavat kiviseen pintaan, jota peittää suhteellisen ohut kaasukehä. Kappaleiden koostumusta ei tunneta mutta kyseessä on tiivis järjestelmä, joka ei voi pysyä stabiilina, jos planeettojen massat — ja siten keskinäiset vetovoimat — ovat runsaasti havaittuja minimejä suurempia.
Kaikki näytti olevan kunnossa kunnes koitti vuosi 2009 ja järjestelmästä löytyi vielä neljäskin planeetta — tällä kerralla kyseessä oli planeettakunnan kaikkein pienin ja sisimmäisin kappale, Gliese 581 e, minimimassaltaan vain vajaat kaksi kertaa Maapalloa suurempi (3).
Kuinka pitkä on vuosi?
Maapallolla vuosi kestää 365 vuorokautta ja noin neljännespäivän päälle. Vuosi, se aika, joka planeetallamme kestää kiertää Auringon ympäri, on pituudeltaan aivan riippumaton vuorokauden pituudesta, vaikka olisikin hurjan kätevää, jos vuodessa olisi päiviä tarkalleen 365. Nyt joudumme jatkuvasti muokkaamaan kalenteria lisäämällä karkauspäiviä joka neljänteen vuoteen, paitsi joka sadas vuosi, kun emme lisää, ja joka neljässadas vuosi, kun taas lisäämme.
Myös eksoplaneetan vuoden määrittää se aika, jossa se kiertää tähtensä ympäri. Vuonna 2007 planeetan Gliese 581 d vuoden pituudeksi määritettiin 83.4 Maan päivää.
Vuoden pituus havaitaan tutkimalla havaittuja radiaalinopeusmittauksia periodogrammiksi kutsutulla matemaattisella työkalulla. Se on keino havaita taajuuksia f, jotka sitten tulkitaan planeettojen rataperiodeina P tunnetun yksinkertaisen määritelmän mukaisesti: f = 1/P.
Mutta tähtitieteellisiä havaintoja ei voida tehdä ympäri vuorokauden ja jokaisena vuodenaikana. Päivisin Aurinko estää tähtitaivaan kohteita näkymästä ja osan vuodesta ne voivat olla horisontin takana piilossa. Silloin havaintoihin tulee säännöllisiä aukkoja yhden päivän ja yhden vuoden jaksoissa. Se taas tuottaa omat ongelmansa.
Jokainen voi varmistaa yksinkertaisella taajuuksien yhteenlaskulla, että 83 päivää vastaava taajuus ja 365 päivän havaintoaukkojen taajuus tuottavat yhdessä kolmannen taajuuden suunnilleen 67 päivän kohdalle. Juuri niin kävi myös Gliese 581 d:n aiheuttaman heilahtelun jaksollisuuden kanssa. Tilanne vain oli näennäisen omituinen, koska uudet havainnot osoittivat planeetan kiertävän tähtensä 66.7 päivässä. Havaintosarjassa olevat vuotuiset aukot olivat saaneet ensimmäisen arvion planeetan kiertoajasta menemään pieleen.
Planeetan vuoden pituuden määrittäminen — ehkäpä kaikkein yksinkertaisin planeetan radasta kertova tekijä — voi siis mennä päiväkaupalla metsään. Se on hyvä pitää mielessä, kun tähtitieteilijät raportoivat uusista dramaattisista planeettalöydöistä.
Lisää planeettoja?
Samana vuonna Paul Butler ja Steven Vogt yhdistivät Mayorin ja muiden sveitsiläisten havainnot omaan Keck teleskoopilla keräämäänsä havaintosarjaan. He julkaisivat pian löytäneensä viidennen ja kuudennen planeetan, nimiltään Gliese 581 g ja f, kiertämässä tähteä yhdessä neljän aiemmin havaitun kanssa.
Muistan, kun kaikki puhuivat uudesta kappaleesta Gliese 581 g, jonka sanottiin kiertävän tähteään sen elinkelpoisella vyöhykkeellä, jossa nestemäinen vesi voisi virrata planeetan pinnalla. Kyseessä olisi ollut sensaatiomainen löytö, mahdollinen elinkelpoinen planeetta kiertämässä lähitähteä aivan Aurinkokunnan naapurissa. En kuitenkaan pitänyt tulosta uskottavana, koska olin kehittänyt tehokkaampia ja luotettavampia jaksollisten signaalien esiin kaivamiseen soveltuvia menetelmiä, enkä ollut Vogtin ja Butlerin kanssa samaa mieltä.
Julkaisin tulokseni vuonna 2011 (5). Niiden mukaan havainnoissa oli todistusaineistoa vain neljän planeetan olemassaolosta. Sen vahvisti toinenkin samoihin aikoihin julkaistu analyysi. Miten oli mahdollista, että eri tutkimukset päätyivät erilaisiin tuloksiin jopa koettaessaan laskea kuinka monen planeetan olemassaolon puolesta samoissa mittauksissa oli todistusaineistoa?
Gliese 581 oli ensimmäinen punainen kääpiötähti, jota onnistuttiin havaitsemaan niin kattavasti, että massaltaan Maan kokoisten planeettojen löytäminen sen kiertoradoilta tuli mahdolliseksi. Samalla saavutettiin havaintotarkkuus, joka mahdollisti tähden aktiivisen pinnan aiheuttaman näennäisen huojumisen tutkimisen mutta tähtitieteilijät eivät olleet vielä ymmärtäneet, että tällöin myös planeetoiksi tulkitut virhehavainnot tulivat todellisiksi ongelmiksi.
Ensimmäinen esimerkki sellaisesta oli planeetaksi Gliese 581 g tulkittu jaksollinen signaali. Sitä ei ole kyetty havaitsemaan uudestaan, joten voidaan olla lähes varmoja, että signaali ei ollut planeetan aiheuttama. Myös planeetaksi Gliese 581 d tulkittu 67 päivän jakson omaava signaali on kyseenalaistettu mutta sen olemassaolosta havainnoissa ei ole epäilystä ja sen aiheuttaja on luultavasti aivan oikea eksoplaneetta.
Proxima Kentaurin planeetat
Planeetan aiheuttamaksi tulkittiin myös Proxima Kentaurin radiaalinopeusmittauksista vuonna 2020 esiin puristettu noin kahdentuhannen päivän jaksollisuus (6). Havaitsin saman signaalin jo vuonna 2013 (7) mutta arvioin sen todennäköiseksi alkuperäksi tähden magneettisen aktiivisuussyklin.
Signaalin tulkinta planeetan aiheuttamaksi on kuitenkin luultavasti puhtaan subjektiivinen. Jokainen voi todistusaineistoa punnittuaan arvioida itse, onko Proxima Kentauria kiertämässä yksi vai kaksi planeettaa. Laskemalla emme pääse eteenpäin.
Itse arvioin, että on liian aikaista sanoa. Jos 2000 päivän, eli yli viiden vuoden, signaali toistaa itsensä vielä kymmenen vuoden ajan samanlaisena, sen tulkinta planeetan aiheuttamana saa vahvistusta, koska planeettojen radat eivät muutu vuosien saatossa mutta tähtien magneettinen aktiivisuus vaihtelee. Sitä ennen on hyväksyttävä, että planeettojen määrän laskeminen on vaikeaa ja osin jopa subjektiivistakin.
Lähteet
- Bonfils et al. 2005. The HARPS search for southern extra-solar planets. VI. A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581. Astronomy and Astrophysics, 443, L15.
- Udry et al. 2007. The HARPS search for southern extra-solar planets. XI. Super-Earths (5 and 8 M⊕) in a 3-planet system. Astronomy and Astrophysics, 469, L43.
- Mayor et al. 2009. The HARPS search for southern extra-solar planets. XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system. Astronomy and Astrophysics, 507, 487.
- Vogt et al. 2009. The Lick-Carnegie exoplanet survey: A 3.1 M⊕ planet in the habitable zone of the nearby M3V star Gliese 581. The Astrophysical Journal, 723, 954.
- Tuomi 2011. Bayesian re-analysis of the radial velocities of Gliese 581. Evidence in favour of only four planetary companions. Astronomy and Astrophysics, 528, L5.
- Damasso et al. 2020. A low-mass planet candidate orbiting Proxima Centauri at a distance 1.5 AU. Science Advances, 6.
- Tuomi et al. 2014. Bayesian search for low-mass planets around nearby M dwarfs – estimates for occurrence rate based on global detectability statistics. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 1545.
Lähin Kentauri
Esko Valtaoja on ensimmäinen nimi, joka tulee mieleen, kun suomalaisia pyydetään nimeämään tähtitieteilijä tai ylipäätään tutkija. Valtaoja on emeritusprofessori, Tieto-Finlandialla palkittu kirjailija, kokenut tutkija ja tähtitieteen asiantuntija. Valtaoja on myös niin tunnettu mediakasvo, että pahasti pimentoon jääneille muille tutkijoille on koetettu jopa saada näkyvyyttä Vaihtoehto Eskolle -kampanjalla.
Siksi olikin hämmentävää, kun Valtaoja kertoi löytämäni (1,2) piskuisen planeetan voivan olla ainoa asia, joka meidän elinvuosistamme muistetaan 2500 vuoden kuluttua. On tietenkin totta, että Proxima b on kaikkein lähin eksoplaneetta, eli planeetta, joka kiertää jotakin toista tähteä. Tämä on selvää, koska Proxima Kentauri on Aurinkoa lähinnä sijaitseva tähti. Lähimmän eksoplaneetan voi puolestaan löytää vain kerran historian saatossa. Mutta tutkimuksen teko on usein jännittävämpää kuin vain saadut tulokset. Joskus planeetan löytäminen vaatii runsaasti tuuria ja sen, että sopiva tutkija sattuu osumaan sopivien mittausten äärelle.
Alla oleva teksti on muokattu vuoden 2016 kirjoituksestani ”How we found a planet orbiting Proxima Centauri” Physics Today -julkaisussa (1).
Kuinka löysimme planeetan kiertämässä Proxima Kentauria
Niin jännittävää kuin oikean planeetan löytäminen onkin, joskus on yhtä tärkeää selvittää minkälaisia planeettoja tähtien kiertoradoilla olisi voitu havaita muttei havaittu. Se oli tutkimusprojektini tavoite Hertfordshiren yliopistossa vuonna 2013. Tutkin Auringon lähinaapurustossa sijaitsevien punaisten kääpiötähtien radiaalinopeusmittauksia tarkoituksena arvioida minkälaisia mahdollisuuksia olisi havaita eri kokoisia ja eri kiertoradoilla tähtiään kiertäviä planeettoja.
Yksi kohteena olleista punaisista kääpiötähdistä oli Aurinkoa lähinnä sijaitseva tähti, Proxima Kentauri. Analysoimalla arkistoitua dataa, joka oli saatu kahdella eri instrumentilla (UVES ja HARPS) La Sillan observatoriossa, ryhdyin arvioimaan minimikokoa planeetoille, joiden löytämiseen havaintojen tarkkuus riittäisi erilaisilla kiertoradoilla. Havaitsin silloin jotakin kiinnostavaa: potentiaalisia merkkejä planeetan tai planeettojen aiheuttamista jaksollisista signaaleista suunnilleen kolmensadan ja kahdentuhannen päivän jaksojen kohdalla (3).
Merkitsin tuolloin Proxima Kentaurin muistiin kiinnostavana lähitähtenä mutta huomioni kohdistui muualle. Olin samoihin aikoihin tarkastelemassa havaintoja tähdestä Gliese 163 ja raportoimassa niiden pohjalta, että tähden kiertoradoilla on jopa neljä planeettaa (4).
Palasin Proxima Kentaurin havaintojen pariin vasta kuukausia myöhemmin. Suunnitelmanani oli ollut selvittää voisiko planeetan vetovoiman aiheuttama tähden heilahtelu aiheuttaa havainnoissa näkemäni heikot jaksollisuudet. Ajattelin, että jos löytämieni jaksollisten signaalien aiheutuminen pelkästä taustakohinasta olisi epätodennäköistä, niiden tarkempi tutkiminen olisi vaivan arvoista.
Jaksollisuuksia ei kuitenkaan oltu havaittu molemmilla instrumenteilla. UVES-instrumentin data osoitti niiden olevan olemassa mutta HARPS-instrumentin mittaukset eivät. Tällainen ristiriita voi aiheutua vain siitä, että havaitut jaksollisuudet eivät olleet Proxima Kentaurin, vaan UVES-instrumentin ominaisuus. Jotakin siis täytyi olla pielessä UVES-instrumentilla vuosien 2000 ja 2009 välillä tehdyissä havainnoissa. Kaikeksi onneksi tuolloisen tutkimusryhmäni jäsen Guillem Anglada-Escude selvitti nopeasti ongelman syyn: UVES-instrumentin mittauksissa oli kalibrointivirhe. Ryhmä, joka oli tehnyt havainnot vuosia aiemmin, ei ollut ottanut Maapallon rataliikettä riittävän tarkasti huomioon laskiessaan kohteena olleen tähden liikettä.
Korjattuamme kalibrointivirheen, huomasin välittömästi miten HARPS ja UVES-instrumenttien havainnoissa näkyi tilastollisesti merkitsevä 11.2 päivän jaksollinen signaali. Signaali oli suuruudeltaan niin pieni, että saatoimme todeta havainneemme 1 m/s jaksollisen nopeusmuutoksen tähden liikkeessä. Olimme onnistuneet mittaamaan tavallista kävelynopeutta vastaavan jaksollisen muutoksen 4.2 valovuoden päässä sijaitsevan Jupiteria hiukan suuremman plasmapallon liikkeessä.
Pienillä robottiteleskoopeilla tehdyt kirkkaushavainnot osoittivat samaan aikaan, että Proxima Kentaurin pyörähdysaika oli noin 83 päivää, joten löytämäni radiaalinopeussignaali ei voinut liittyä tähden pyörimiseen. Vuoden 2013 kesällä lähetinkin lähimpien kollegoideni kanssa kirjoittamani artikkelin julkaistavaksi. Artikkelissa sanottiin, että olimme luultavasti löytäneet planeetan kiertämässä Proxima Kentauria. Artikkelia ei koskaan hyväksytty julkaistavaksi.
Yksi ongelma oli, että vaikka löytämäni signaalin tilastollinen merkitsevyys oli korkea, se ei ollut riittävän korkea, jotta tulosta ei olisi voinut enää kiistää. Emme myöskään tienneet paljoakaan Proxima Kentaurin pinnan aktiivisuudesta. Vaarana on, että tähtien erilaiset magneettiset syklit tai tähdenpilkut voivat ajoittain aiheuttaa planeetan aiheuttamiksi signaaleiksi tulkittavissa olevia jaksollisuuksia. Mutta sellaiset jaksollisuudet eivät ole pysyviä, eikä itse jakso ole vakaata, vaan ne muuttuvat epäsäännöllisesti tähden muuttuvan aktiivisuuden mukana.
Lisähavainnot olivat ainoa kuviteltavissa oleva ratkaisu. Käynnistimme Guillem Anglada-Escuden johdolla ”kalpea punainen piste” -nimisen kampanjan (Pale Red Dot Campaign), jonka ensisijaisena tarkoituksena oli tehdä uusia havaintoja ja varmistua havaitsemani 11.2 päivän signaalin luonteesta. Suunnitelmamme mukaan, samanaikaiset radiaalinopeushavainnot ja tähden kirkkausmittaukset kertoisivat lähes varmasti oliko signaali tähden aktiivisuuden vai planeetan aiheuttama. Signaalin varmistaminen varmistaisi samalla sen olevan muuttumaton, kuten tähtiä kiertävien planeettojen aiheuttamien signaalien kuuluukin olla. Kaikki mitä tarvitsimme, oli uusi havaintosarja, joka kattaisi muutaman ratakierroksen.
Saimme viimein HARPS-instumentilta aikaa havaintojen tekoon vuoden 2016 keväällä.
Tieteessä havaintojen kohteet eivät aina käyttäydy oletetulla tavalla. Proxima Kentaurin uusissa havainnoissa näkyi runsaasti merkkejä aktiivisen pinnan purkauksista, mikä vaaransi havaintojemme tarkkuuden ja kalibroinnin. Onnistuimme kuitenkin näkemään tähden pinnan purkaukset selvästi sen kirkkausmittauksissa, jolloin oli mahdollista tunnistaa ja hylätä yksittäiset voimakkaimpien purkausten sotkemat radiaalinopeusmittaukset. Suunnitelmamme toimi täydellisesti: jo noin puolet kuudenkymmenen havaintoyön kampanjastamme riitti signaalin tilastollisen merkitsevyyden varmistamiseen. Olimme viimeinkin riittävän varmoja planeettalöydöstämme.
Tiedämme nyt, että Proxima Kentauria kiertää planeetta. Mutta mitä voimme sanoa sen ominaisuuksista? Koska planeetan ratataso on tuntematon, tiedämme vain sen minimimassan, joka on noin 30% Maan massaa suurempi. On siis mahdollista, että Proxima b on Maata huomattavasti massiivisempi. Vaikka vastaavanlaisia pieniä punaisia kääpiötähtiä kiertävät planeetat ovat tyypillisesti massaltaan pieniä, voimme sanoa vain, että mitä todennäköisimmin Proxima b ei ole massaltaan Neptunusta suurempi. Mutta sekään ei ole täysin varmaa.
Tiedämme myös, että Proxima b kiertää tähteään vain 0.05 AU:n etäisyydellä. Siihen kohdistuvat siksi tähden voimakkaat vuorovesivoimat, jotka pyöristävät planeetan radan täydelliseksi ympyräksi ja lukitsevat sen pyörimisen siten, että planeetta kääntää aina saman puoliskon kohti tähteään. Vaikka Proxima b olisi sunnilleen Maapallon kokoinen massaltaan, se näyttäisi aivan vieraalta paikalta planeetan toisen puolen kylpiessä ikuisessa punertavassa valossa ja toisen puolen ollessa ikuisessa yössä.
Emme toistaiseksi tunne juurikaan yksityiskohtia Proxima b:n ominaisuuksista mutta on hämmästyttävää miten pieni jaksollinen signaali voi kertoa meille niin paljon tähdestä ja planeetasta 4.2 valovuoden etäisyydellä Aurinkokunnasta. Tiedämme lisäksi, että Proxima Kentauria saattaa kiertää toinenkin planeetta. Sen varmistaminen on kuitenkin aivan oma seikkailunsa.
Lähteet
- Tuomi 2016. How we found a planet orbiting Proxima Centauri. Physics Today, DOI:10.1063/PT.5.2048.
- Anglada-Escude et al. 2016. A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri. Nature, 536, 437.
- Tuomi et al. 2014. Bayesian search for low-mass planets around nearby M dwarfs — estimates for occurrence rate based on global detectability statistics. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 1545.
- Tuomi & Anglada-Escude 2013. Up to four planets around the M dwarf GJ 163. Sensitivity of Bayesian planet detection criteria to prior choice. Astronomy and Astrophysics, 556, A111.
Mikko Tuomi
Satunnaislukuja 