Research and Development: User projects

Przeglądy planet pozasłonecznych przynoszą lawinowo rosnącą ilość odkrytych obiektów. Aktualnie znamy ponad 5000 planet w różnych systemach |(http://www.exoplanets.org). Planety te odkrywane są różnymi technikami astrofizycznymi, wokół gwiazd wszystkich typów widmowych. Misjom kosmicznym (Kepler/K2, TESS, CHEOPS, PLATO, GAIA) towarzyszą liczne przeglądy naziemne, np. metodą prędkości radialnych [4,6], umożliwiającą detekcję planet o masie Ziemi (HARPS/HARPS-N ESO, HIRES Keck-I/II); projekty fotometryczne, ukierunkowane na wykrywanie planet tranzytujących [5] i chronometraż zaćmień [7] (OGLE, HAT, WASP); projekty astrometryczne, oparte o interferometrię optyczną i radiową [1,2], np. ALMA w dziedzinie radiowej na falach 1 mm zapewnia precyzję astrometryczną ∼ 0.1 mas, podobnie do interferometrii optycznej (VLT, GRAVITY) i bezpośredniego obrazowania [9] (SPHERE VLT, GPI, LBT). Spodziewane jest wkrótce udostępnione pomiarów źródłowych trwającej ponad dekadę misji kosmicznej GAIA, która obserwuje ok. 2 mld gwiazd z precyzją sięgającą 0.01 milisekundy łuku.

Przeglądy obserwacyjne generują duże ilości efektywnie surowych danych, które wymagają szczegółowego i zwykle indywidualnego (dla danego układu planetarnego) opracowywania. Obserwacje źródłowe są dostępne na bieżąco w literaturze i publicznych archiwach (np. NASA). Ich redukcja i interpretacja jest zwykle skomplikowana i czasochłonna obliczeniowo, szczególnie w odniesieniu do układów wielokrotnych, zawierających więcej niż dwa obiekty. Należy podkreślić, że takie systemy są dynamicznie bardzo różnorodne i różnią się jakościowo od Układu Słonecznego. Na obecnym, wciąż fragmentarycznym poziomie zrozumienia funkcji masy i teorii formowania się układów planetarnych, możliwie wyczerpująca orbitalna i astrofizyczna charakteryzacja wielokrotnego układu planetarnego jest zazwyczaj przedmiotem recenzowanej publikacji.

Proponowany projekt jest w ogólności kontynuacją wcześniejszych wniosków obliczeniowych. W tej edycji zamierzamy skupić się na szczególnej i trudnej do analizy klasie planetarnych układów wielokrotnych wokół gwiazd aktywnych fotometrycznie i spektroskopowo. W tym przypadku sygnały generowane przez gwiazdę macierzystą (np. prędkości radialne) często przewyższają efekt ruchu lustrzanego wywołany obecnością planet (towarzyszy) i nakładają się na "użyteczną" informację. Z tego powodu takie gwiazdy do niedawna nie cieszyły się zainteresowaniem obserwatorów, jednak wykorzystanie synergii różnych technik (np. prędkości radialnych i fotometrii) oraz nowych metod matematycznych pozwala także na badanie takich trudnych obiektów. Odtworzenie architektury orbitalnej, cech fizycznych i stabilności ich systemów planetarnych w naturalny sposób wymaga powiązania wyrafinowanej analizy statystycznej obserwacji (szeregów czasowych) z metodami mechaniki nieba i teorii układów dynamicznych [3,4,8,9].

Jako narzędzia matematyczne służące do usunięcia efektów gwiazdowych zamierzamy nową metodę tzw. procesów gaussowskich oraz szczególne więzy nakładane przez rezonansowy charakter orbit planet. Ta ostatnia cecha oraz wymóg stabilności orbitalnej obserwowanych systemów nakłada znaczące więzy na parametry orbitalne planet i ich masy. Więzy te są krytycznie ważkie ze względu na zwykle krótkie interwały obserwacji i ich ograniczenia (nierównomierne próbkowanie, niepewności systematyczne, szum gwiazdowy).

Literatura

[1] M. P. Gawroński, K. Goździewski & K. Katarzyński: MNRAS 466, 2017
[2] M. P. Gawroński, K. Goździewski, K. Katarzyński & G. Rycyk: MNRAS 475(1), 2018
[3] K. Goździewski, S. Breiter & W. Borczyk: MNRAS 383, 2008
[4] K. Goździewski: MNRAS 516, 2022
[5] K. Goździewski i in. : MNRASL 455, 2016
[6] K. Goździewski i in.: MNRAS 430, 2013
[7] I. Nasiroglu, K. Goździewski i in.: AJ 153, 2017
[8] F. Panichi, K. Goździewski & G. Turchetti: MNRAS 468, 2017
[9] A. Zurlo, K. Goździewski i in.: Astronomy & Astrophysics 666, 2022