Droga Mleczna
Email

Odkryj planetę pozasłoneczną!


Odkrywanie planet pozasłonecznych metodą tranzytów


IAY09



comenius_logo_s.jpg


FRAN0001.GIFChcesz wiedzieć jak odkrywa się planety pozasłoneczne? Spróbuj sam!

Roger Ferlet (IAP); Olivier Marco, Ester Aranzana Martinez, Sandra Greiss, & Jeehae Chun (University Pierre Marie Curie, Francja

 

tłumaczenie: Małgorzata Czart

redakcja: Ariel Majcher

Portrait of a Planetary System (ESO)

 

Ćwiczenie pozwala własnoręcznie opracować autentyczne obserwacje i „zobaczyć” pozasłoneczną planetę krążącą wokół odległej gwiazdy. Przeznaczone gimnazjów i szkół średnich, pozwala uczniom zapoznać się z pracą naukową w zakresie astronomii i astrofizyki. W ćwiczeniu wykorzystujemy przykładowe zdjęcia planety HD 189733b zrobione przez Teleskop Kosmiczny Spitzera. Zdjęcia dostarczą nam danych, które zostaną przeanalizowane z użyciem programu SalsaJ i zilustrowane na wykresie w Excelu.


Jak odkryć pozasłoneczną planetę



 
Program nauczania/Przedmioty:
Umiejetnosc obserwacji i opisywania zjawisk fizycznych i astronomicznych.
Umiejetnosc sporzadzania i interpretacji wykresów.
Znajomosc metod badawczych fizyki oraz roli eksperymentu.
Uświadomienie roli eksperymentu i teorii w poznawaniu przyrody oraz znaczenia matematyki w budowaniu modeli i rozwiązywaniu problemów fizycznych.




WPROWADZENIE

Co to jest planeta pozasłoneczna? 

Jest to planeta krążąca wokół jakiejś gwiazdy poza układem słonecznym.

Do grudnia 2008 r. odkryto 335 planet pozasłonecznych. Ich różnorodność sprawia, że klasyfikuje się je według masy, natury, wielkości itp.

Wykrywanie planet pozasłonecznych jest trudne ze względu na dużą odległość między obserwującym a planetą. Jest jednak kilka różnych metod detekcji, a najskuteczniejsze z nich to:

-prędkość radialna: pierwsza metoda stosowana do wykrywania  planet pozasłonecznych(M. Mayor i D. Queloz w 1995 r.) ale nadal najskuteczniejsza. Pozwala na uzyskanie informacji o masie planety. Na stronie EU-HOU można znaleźć ćwiczenie dla uczniów szkół średnich, „W poszukiwaniu pozasłonecznych planet",w którym została wykorzystana właśnie ta metoda. 

-tranzyt: metoda komplementarna do detekcji przez prędkość radialną. Uwidacznia zmianę jasności gwiazdy, gdy planeta ja przesłania. Dzięki tej metodzie można wyznaczyć również promień planety. Stąd ich klasyfikacja.

krzywa blasku 

Schemat przedstawiający kolejne fazy tranzytu planety pozasłonecznej


tranzyt 

Krzywa blasku tranzytu planety pozasłonecznej zaobserwowana przez teleskop Corota (maj 2007)

 

INSTRUKCJA OBSŁUGI PROGRAMU SALSAJ

Oprogramowanie do obróbki zdjęć i danych: SalsaJ

SalsaJ to oprogramowanie EU-HOU pozwalające na obróbkę zdjęć ze SPITZERA.

Naszym celem jest analiza jasności gwiazd i uzyskanie informacji dotyczących istnienia krążących wokół nich planet.  

Krok 1-szy: Uruchomienie programu i otwarcie zdjęć

Zapisz plik ze zdjęciami na swoim komputerze i rozpakuj zdjęcia.

Uruchom program ‘SalsaJ'.

Kliknij w przycisk otwierający pliki:


otworz

Następnie wybierz 20 kolejnych plików i prawym klawiszem

myszy kliknij na pasku pulpitu ‘Okna sąsiadujące w poziomie':

okna_poziom


Wówczas wszystkie zdjęcia będą widoczne jednocześnie:


wszystkie 

 

Krok 2-gi: Obróbka obrazów

W zakładce ‘Obraz' wybierz ‘Dostosuj' a następnie ‘Jasność/Kontrast...':

dostosuj


Drugi pasek ‘Maksimum' pozwala na uzyskanie jaśniejszego obrazu trzech gwiazd:

 maksimum

 

W ten sposób zmodyfikuj wszystkie 20 zdjęć:

maksimum20

 

Krok 3-ci: Pomiary fotometryczne

W zakładce ‘Analiza' otwórz ‘Ustawienia Fotometrii' i ustaw je następująco:

foto_ustaw

 

W zakładce ‘Analiza' otwórz ‘Fotometria' i nakieruj kursor na pierwszą gwiazdę, żeby zmierzyć jej jasność:


foto_pomiar


To samo trzeba zrobić ze wszystkimi gwiazdami na wszystkich zdjęciach. Trzy kolejne gwiazdy możemy nazwać następująco:

gwiazdy

W końcowym rezultacie uzyskamy 60 pomiarów jasności. 


ANALIZA DANYCH W EXCELU

Rysowanie wykresu jasności i identyfikowanie sygnału tranzytu.

Do rysowania wykresu przydatny będzie program EXCEL.

Krok 1-szy: Umieszczanie wyników pomiarów w Excelu.

W okienku fotometrii wybierz ‘Zaznacz wszystko' i zrób transfer wyników pomiarów do Excela:

 

GWIAZDA 1

GWIAZDA 2

GWIAZDA 3

1

31040

39022

62343

2

30916

39018

62273

3

31075

39042

62313

4

30935

38971

62394

5

30694

38923

62290

6

30698

39107

62385

7

30990

38888

62299

8

31054

38859

62615

9

30574

38962

62184

10

30145

38971

62262

11

30145

39125

62121

12

30217

38953

62222

13

30207

38978

62416

14

30218

38961

62306

15

30538

39144

62314

16

30788

39057

62108

17

30773

38982

62325

18

30955

39067

62017

19

30927

39155

62098

20

31029

39027

62620

 

Komentarz: Części dziesiętne liczby można spokojnie pominąć, ponieważ skala jasności to 104 przez co pomiary nie są aż tak dokładne. Żeby uzyskać wartości całkowite należy użyć funkcji ‘Konwertuj...' w zakładce ‘Dane'.

Krok 2-gi: Rysowanie wykresu jasności

Ponieważ skala dla tych gwiazd różni się, należy zacząć od narysowania wykresu dla każdej gwiazdy.

Użyj funkcji ‘Wykres...'w zakładce ‘Wstaw', a następnie wybierz ze standardowych rodzajów taki, jak pokazany poniżej:

 

excel_wykres 

Wybierz ‘Dalej',

a następnie skasuj dwa pozostałe wykresy, żeby został tylko jeden:

krzywa1

Zrób to samo dla wszystkich gwiazd, a następnie uzyskamy dostęp do trzech kolejnych wykresów:

 gwiazda1
 gwiazda2
 gwiazda3

Krok 3-ci: Analiza sygnału między gwiazdami

Na wykresie pokazującym zmiany jasności Gwiazdy 1 widzimy charakterystyczny kształt, który różni się od pozostałych. Można zauważyć, że spadek jasności utrzymuje się przez dłuższy czas, co jest cechą charakterystyczną tranzytu planety przesuwającej się z przodu gwiazdy. Natomiast jasność Gwiazdy 2 i 3 jest mniej więcej stała i wykazuje tylko standardowe wahania.

Porównanie wykresów

Z naukowego punktu widzenia należy wykazać nietypowość Gwiazdy 1 poprzez porównanie wykresu z dwoma pozostałymi w tej samej skali. Ponieważ każdy wykres ma zupełnie inną skalę, trzeba ją znormalizować.

Excel pozwala na bezpośrednie uzyskanie znormalizowanych wyników poprzez zastosowanie odpowiednich matematycznych funkcji.

Krok 1-szy: Uzyskanie wartości znormalizowanych

Dla każdej gwiazdy trzeba utworzyć dodatkową kolumnę z wartościami znormalizowanymi.

 

 

GWIAZDA 1

 

GWIAZDA 2

 

GWIAZDA 3

 

 

pomiary

normalizacja

pomiary

normalizacja

pomiary

normalizacja

1

31040

114,75

39022

11,4

62343

47,75

2

30916

-9,25

39018

7,4

62273

-22,25

3

31075

149,75

39042

31,4

62313

17,75

4

30935

9,75

38971

-39,6

62394

98,75

5

30694

-231,25

38923

-87,6

62290

-5,25

6

30698

-227,25

39107

96,4

62385

89,75

7

30990

64,75

38888

-122,6

62299

3,75

8

31054

128,75

38859

-151,6

62615

319,75

9

30574

-351,25

38962

-48,6

62184

-111,25

10

30145

-780,25

38971

-39,6

62262

-33,25

11

30145

-780,25

39125

114,4

62121

-174,25

12

30217

-708,25

38953

-57,6

62222

-73,25

13

30207

-718,25

38978

-32,6

62416

120,75

14

30218

-707,25

38961

-49,6

62306

10,75

15

30538

-387,25

39144

133,4

62314

18,75

16

30788

-137,25

39057

46,4

62108

-187,25

17

30773

-152,25

38982

-28,6

62325

29,75

18

30955

29,75

39067

56,4

62017

-278,25

19

30927

1,75

39155

144,4

62098

-197,25

20

31029

103,75

39027

16,4

62620

324,75

średnia

30925,25

 

39010,6

 

62295,25

 

 

Żeby wyliczyć średnią wartość pomiarów wybierz ‘Funkcja...' w zakładce ‘Wstaw'. Znormalizowaną wartość można uzyskać po wpisaniu w odpowiednie kratki wyniku odejmowania wartości początkowej od średniej. Ze względu na spadek jasności należy uwzględnić tylko początkowe wartości (od 1 do 8).

Krok 2-gi: Nakładanie na siebie trzech nowych wykresów

Nowe wykresy należy umieścić na jednej stronie. Tworzy się je zgodnie z wcześniejszym opisem.

Można wówczas porównać je ze sobą i zidentyfikować sygnał powstały w wyniku tranzytu.


krzywa_3_gwiazd

 

Wykresy dla Gwiazdy 2 i 3 charakteryzują się stosunkowo małymi zmianami jasności. Natomiast na wykresie dla Gwiazdy 1 widać specyficzny, rozciągnięty w czasie spadek jasności.

 

Krok 3-ci: Dodawanie szczegółowych danych do wykresu

W wyliczeniach należy uwzględnić również błędy mogące wynikać z kilku czynników. Można to zrobić przez zastosowanie funkcji Excela ‘odchylenie standardowe'.

Żeby wyliczyć wartość odchylenia standardowego dla Gwiazdy 1, wybierz ‘Funkcja...' z zakładki ‘Wstaw'. Ze względu na spadkek jasności warto oddzielnie uwzględnić początkowe wartości (punkty od 1 do 8) i wartości w minimum (punkty od 10 do 14).

W przypadku Gwiazdy 2 i 3 możemy zmienić ustawienia słupka błędów ze stałej wartości na odchylenie standardowe.

Ustaw kursor na wykresie, kliknij prawym przyciskiem myszy i wybierz ‘Formatuj serie danych...'. Przejdź do zakładki ‘Słupki błędów Y' i w okienku ‘Niestandardowe' wpisz położenie kolumny z odchyleniem standardowym w górnej i dolnej części słupka błędów.

excel_format_danych 

INTERPRETACJA WYNIKÓW: METODA TRANZYTU

 

Analogie między spadkiem jasności ("Fotometryczna głębokość tranzytu") a tranzytem

Podczas tranzytu obwód planety styka się w jednym punkcie z obwodem gwiazdy czterokrotnie.

1)Pierwszy kontakt: Planeta jest całkowicie poza gwiazdą ale przemieszcza się w jej stronę

i_kontakt 


gwiazda1_pk


 

2)Drugi kontakt: planeta jest całkowicie w obwodzie gwiazdy i przesuwa się ku jej środkowi

ii_kontakt


gwiazda1_dk



3)Trzeci kontakt: planeta jest całkowicie w obwodzie gwiazdy i przesuwa się poza nią


iii_kontakt

 

 

gwiazda1_tk


4)Czwarty kontakt: planeta jest całkowicie poza gwiazdą i oddala się od niej

iv_kontakt


gwiazda1_ck

INDEKS

*Planeta pozasłoneczna HD 189733b

Planeta krążąca wokół gwiazdy HD 189733 została odkryta 5-tego października 2005 r. Planeta została sklasyfikowana jako gazowy olbrzym typu jowiszowego o bardzo ciasnej orbicie o okresie 2,2 dni. Znajduje się w odległości około 63 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Liska.

zdjecie

http://apod.nasa.gov/apod/ap080321.html

 

Jej położenie zostało pokazane na tym szerokokątnym obrazie nieba północnego przedstawiającym gwiazdozbiór Łabędzia. Fizyczne właściwości planety są następujące:

-masa: 1,13 MJ

-promień: 1,138 RJ

-grawitacja powierzchniowa: 21,2 m/s²

-temperatura: 1117 K

 

**Przyrząd do wykrywania planet pozasłonecznych: teleskop SPITZERA

Teleskop Kosmiczny Spitzera (dawniej znany jako SIRTF czyli Space Infrared Telescope Facility) został wystrzelony na orbitę 25 sierpnia 2003 r. z Przylądka Canaveral na Florydzie.

To jak dotąd największy teleskop na podczerwień (0,85 metra) umieszczony na orbicie wyposażony w bardzo wrażliwe urządzenia pomiarowe. Wykrywa energię podczerwoną lub ciepło emitowane przez obiekty w kosmosie w zakresie między 3 a 180 mikronów (1 mikron to jedna milionowa metra).

Spitzer to ostatni teleskop w programie Wielkich Obserwatoriów NASA. Program zakładał utworzenie czterech obserwatoriów na orbicie obserwujących Wszechświat w odmiennym świetle: Teleskop Kosmiczny Hubble'a HST (światło widzialne i podczerwień), Teleskop Kosmiczny Comptona CGRO (promienie gamma) oraz Teleskop Kosmiczny Chandra CXO (ultrafiolet).

120,75 /p