Usikkerheden ved at opdage planeter

Usikkerhed i videnskaben er en god ting. For sådan fungerer den videnskabelige model:du observerer et fænomen, danner derefter en hypotese om, hvorfor dette fænomen finder sted, test derefter hypotesen, som får dig til at udvikle en ny hypotese, og så videre. Den proces betyder, at det kan være svært nogensinde at vide noget. I stedet, forskere arbejder på at forstå usikkerheden i deres målinger, deres modeller, deres konklusioner.

Med andre ord, snarere end at være en begrænsning, usikkerhed kan hjælpe med at forbedre vores viden om den naturlige verden, og fortæl os, hvilke spørgsmål vi skal stille næste gang.

Men den trøst med usikkerhed oversættes ikke altid til, hvordan videnskabelige resultater formidles. Især med omsiggribende sociale medier og hurtige behandlingstider for journalister og pressekontorer, nuancerne eller endda de store begrænsninger ved en videnskabelig opdagelse kan være svære at formidle til offentligheden. Som resultat, det er muligt for folk – helt forståeligt – at få det indtryk, at et nyt fund er mere robust, end det i virkeligheden er.

Tag exoplaneter. Engang troede man at være begrænset til science fiction-området, der er nu mere end 4, 000 verdener kendt for at kredse om andre stjerner. Og det tal stiger konstant. Mest spændende, rumfartøjer som NASAs TESS-mission er i stigende grad i stand til at søge efter mindre, stenede exoplaneter, inklusive dem, der kan være jordlignende og måske endda beboelige.

Der er flere metoder, hvormed exoplaneter opdages. Mistænkte exoplaneter kaldes "kandidater", indtil to eller helst flere uafhængige tilgange bekræfter, at de er, faktisk, ægte. De to primære teknikker er transitfotometri og radialhastighedsmetoden.

Transitfotometri involverer at observere en fjern stjerne gennem et teleskop (normalt et meget kraftigt) og se, om dens lysstyrke dæmpes. Hvis så, en forklaring på den dæmpning er, at en planet passerede mellem stjernen og observatøren på Jorden. Hvis en stjerne ser ud til at dæmpe regelmæssigt, det er gode indicier for, at en planet, der krydser foran stjernen, er synderen. Transitfotometri kan endda estimere størrelsen af ​​en planet, ved at måle hvor meget planeten dæmper sin stjerne (fordi en større planet vil blokere mere lys end en mindre planet).

Selvfølgelig, for at denne metode virker, baneplanet for en exoplanet skal være sådan, at den krydser stjernen, set af Jorden. Og planeten skal kredse om sin stjerne så ofte, at vi kan opdage den inden for en rimelig mængde observationstid. For eksempel, en planet, der tager lige så lang tid at gå rundt om en stjerne, som Pluto tager for at kredse om Solen, er ikke noget, vi sandsynligvis vil opdage, selvom dens baneplan er kant-på til Jorden.

Radialhastighedsmetoden leder efter små slingrer i en stjernes rotation (målt ved variationer i egenskaberne af det lys, den udsender). Som det er tilfældet for transitfotometri, hvis denne slingre forekommer regelmæssigt, så kan vi med rimelighed konkludere, at tyngdekraften på en planet i kredsløb er ansvarlig. Og, igen, denne slingre skal gentages så ofte, at vi har en chance for at samle den op med teleskoper.

Imidlertid, en stor fordel ved radialhastighedsmetoden i forhold til transitfotometri er, at en planet ikke behøver at krydse sin stjerne set fra en astronoms perspektiv på Jorden. Men det er også her, der ligger en stor usikkerhed i at forstå, hvilken slags planet vi kan opdage med denne metode.

Forestil dig en planet, der kredser om sin stjerne i en bane, der er på kanten, i forhold til Jorden. Den slingre, denne planet ville fremkalde i sin stjerne, ville være en maksimal værdi fra vores perspektiv:den mængde, stjernen ville bevæge sig, er størst mod eller væk fra os. (Selvfølgelig, mængden af ​​denne bevægelse er virkelig lille, men noget vi stadig kan måle med moderne teleskoper.). På den anden side, hvis planeten kredsede i et fly, der var vendt mod os – dvs. vi ville se hele kredsløbet som en cirkel fra vores udsigtspunkt – så ville vi slet ikke se nogen slingre. Al træk i stjernen ville være i kredsløbets plan, efterlader ingen ændring i egenskaberne af stjernens lys for os at opdage.

Men hvad hvis, som det er højst sandsynligt, en planet kredser i et plan, der ikke er på kanten, heller ikke ansigt på, til os?

Den slingre, vi ville opdage, ville være en del af den samlede slingre. Og da størrelsen af ​​slingren relaterer sig til massen af ​​den kredsende planet, vi ville kun være i stand til at måle en minimumsværdi for massen af ​​den planet. Dette betyder noget, fordi masse er lig med størrelse:en planet med lav masse har større chance for at være stenet end en planet med høj masse. Og her er flere detektionsmetoder nyttige, fordi hvis transitfotometri kan måle en planets størrelse, og radiale hastighedsmålinger giver os planetens masse, så kan tætheden af ​​exoplaneten beregnes.

En planet med høj tæthed er meget mere tilbøjelig til at være stenet – som Jorden eller Venus – end en planet med lavere tæthed, som hovedsagelig kunne bestå af gasser, som Neptun og Uranus. Men for en exoplanet detekteret med radial hastighed alene, det kan være umuligt at vide, om dens målte masseværdi er nøjagtig, og så naturen af ​​sådan en planet, sten eller gasformig, er usikker.

Det ved astronomerne, selvfølgelig, og medmindre vinklen på en planets kredsløb i forhold til Jorden er kendt (med transitfotometri, sige), de rapporterer massen af ​​en exoplanet fundet med radialhastighedsmetoden som minimum. Dette er et eksempel på, hvor usikkerhed i videnskab er fuldt ud anerkendt. Men det er også et eksempel på, hvor denne usikkerhed ikke nødvendigvis er indlysende for nogen, der ikke er særlig bekendt med, hvordan exoplaneter opdages.

For eksempel, i 2016, Det Europæiske Sydobservatorium annoncerede opdagelsen af ​​en planet, der kredser om den nærmeste stjerne til Solen, Proxima Centauri. denne planet, kaldet Proxima b, blev detekteret med radialhastighedsmetoden og har en minimumsmasse på 1,27 gange Jordens, gør det til en stenet planet. (Du kan se en kunstners indtryk af planeten øverst på denne side.)

Men det er fuldt ud muligt, at Proxima b stadig er mere massiv, og kunne endda være en mini-Neptun - en type planet, der ikke findes i vores solsystem, men det ser ud til at være almindeligt andre steder, med en tyk brint-helium atmosfære. En mini-Neptun ligner intet en stenet verden som Jorden, men illustrationerne, der ledsagede nyheden om Proxima b's opdagelse (som den øverst på denne side) kunne ikke nemt indfange denne usikkerhed. Også, selvom exoplaneter er utroligt spændende ting at studere og lære om, det er værd at holde et åbent sind, når artikler dukker op om den potentielle beboelighed af planeter, der er lige ved siden af ​​os. I det mindste, indtil vi rent faktisk kan aflægge dem et besøg.