Jest wigilia, a ja właśnie rozpoczynam pięciogodzinną obserwację teleskopem Kecka przy wykorzystaniu spektrografu o dużej rozdzielczości (HIRES) w poszukiwaniu planet pozasłonecznych. Na zdjęciu widać, jak za pośrednictwem systemu Polycom łączę się z operatorem teleskopu, Terry’m, który znajduje się na szczycie wulkanu Mauna Kea, na wysokości 4207 metrów. Ponieważ powietrze jest tam bardzo rozrzedzone, Terry musi korzystać ze zbiornika z tlenem. Cieszę się, że w centralnym biurze teleskopu Kecka w Waimea panują komfortowe warunki pracy.
Dziś w nocy będę mierzyć predkość gwiazd, wykorzystując metodę Dopplera. Orbitujące planety powodują ruch gwiazdy wokół wspólnego centrum masy. Prędkość ta jest największa w przypadku masywnych planet.
Kiedy małe gwiazdy przesłaniają większe gwiazdy, spadek jasności może być praktycznie taki sam jak w przypadku tranzytu gazowych planet olbrzymów. Aby móc potwierdzić, że kandydatka faktycznie jest planetą, potrzebne są pomiary metodą Dopplera, określające masę obiektu. Zespół Keplera prowadzi zmasowane kampanie weryfikacyjne (kierowane przez dr Geoffa Marcy’ego z UC Berkeley) przy użyciu takiej samej technologii, z jakiej korzystam w tej chwili. Dr Natalie Batalha (zastępca kierownika projektu Kepler) mówi, że dla jej zespołu ogromne znaczenie ma pomoc innych osób oraz udział poszukiwaczy planet w przeczesywaniu danych. Niedługo na blogu pojawi się wpis dr Batalhy!
Niektórzy z Was pytali, ile następujących po sobie niżej położonych punktów powinno być widocznych podczas tranzytu. To zależy od odległości planety od gwiazdy. Planety położone bliżej orbitują szybciej i ich tranzyty trwają tylko kilka godzin, natomiast planety bardziej odległe potrzebują do dokonania tranzytu więcej czasu. Powinniście szukać więcej niż jednego takiego niżej położonego punktu. Ponieważ pomiary jasności dokonywane są co 30 minut, tranzyt trwający 3 godziny będzie się składał z jedynie 6 niżej leżących punktów. Jednak punkt wejścia, czyli pierwszy punkt tranzytu, może być przejściowy i nie dochodzić do najniższego poziomu tranzytu. Podobnie jak punkt wyjścia, czyli ostatni punkt tranzytu.
Krzywe blasku podwójnych gwiazd zaćmieniowych są naprawdę niezywkłe – przypominają mi rysunki, które jako dziecko wykonywałam, bawiąc się spirografem. Kilku użytkowników Planet Hunters nazwało to “efektem migawki”. Aby zademonstrować proces powstawania wykresu, stworzyłam prosty program. Na ilustracji poniżej przedstawiłam przykładową krzywą blasku dla podwójnych gwiazd zaćmieniowych w układzie kontaktowym o okresie orbitalnym wynoszącym 6 godzin. Jeśli co kilka minut będziemy zapisywać dane z obserwacji tych gwiazd, krzywa blasku będzie przypominać sinusoidę. Jeśli jednak będziemy dokonywać obserwacji rzadziej (na niskiej “szybkości migawki”), uzyskamy dość interesujące obrazy. Wykres po prawej przedstawia krzywą blasku uzyskaną w wyniku wykorzystania techniki podpróbkowania w okresie 30 dni. Otrzymany wykres jest podobny do krzywych blasku podwójnych gwiazd zaćmieniowych, które napotykacie w danych z teleskopu Keplera.
