Dynamiczna interpretacja obserwacji pozasłonecznych systemów planetarnych

Kierownik projektu: Krzysztof Goździewski

Realizatorzy:

  • Dawid Jankowski

Uniwersytet Mikołaja Kopernika

Wydział Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej

Toruń

Data otwarcia: 2020-10-19

Streszczenie projektu

Przedmiot i cele projektu
Trwające trzecią dekadę poszukiwania planet pozasłonecznych przynoszą lawinowo rosnącą ilość odkrytych obiektów (Aktualne dane w witrynie NASA http://www.expolanets.org), aktualnie ok. 5000 planet w różnych systemach. Obecne progi detekcji osiągają poziom mas tzw. super-Ziemi, rzędu masy Neptuna, a także porównywalnych z Ziemią (np. Kepler-186f). Wiąże się to z bezprecedensowym rozwojem astrofizyki, mechaniki nieba i technologii obserwacji.
Planety pozasłoneczne odkrywane są różnymi technikami astrofizycznymi (spektroskopia, astrometria, chronometraż, fotometria) wokół gwiazd wszystkich typów widmowych i w podwójnych układach gwiazdowych. Misjom kosmicznym (Kepler/K2, TESS, CHEOPS, GAIA) poszukującym planet towarzyszą liczne obserwacyjne przeglądy naziemne, metodą prędkości radialnych z precyzją lepszą niż 1 m/s [9, 4], umożliwiającą detekcję planet o masie Ziemi (HARPS/HARPS-N ESO, HIRES Keck-I/II); projekty fotometryczne, ukierunkowane na wykrywanie planet tranzytujących [8] i chronometraż zaćmień [10] (OGLE, HAT, WASP); projekty astrometryczne, oparte o interferometrię optyczną i radiową [2, 1], np. ALMA w dziedzinie radiowej na falach 1 mm zapewnia precyzję astrometryczną ~ 0.1 mas, podobnie do interferometrii optycznej (VLT, GRAVITY) i bezpośredniego obrazowania [7] (SPHERE VLT, GPI, LBT). W ciągu 1-2 lat zostaną udostępnione dane źródłowe e kilkuletniej misji kosmicznej GAIA, która obserwuje ok. 2 mld gwiazd w interwale 5-7 lat, z precyzją sięgającą 0.01 mas.
Wszystkie te projekty obserwacyjne generują duże ilości efektywnie surowych danych, które wymagają szczegółowego i zwykle indywidualnego (dla danego układu planetarnego) opracowywania. Obserwacje źródłowe są dostępne 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 genezy układów planetarnych, możliwie wyczerpująca analiza i charakterystyka orbitalna i astrofizyczna wielokrotnego układu planetarnego jest zazwyczaj przedmiotem recenzowanej publikacji.
Badania w projekcie polegają na powiązaniu analizy statystycznej obserwacji (szeregów czasowych), w celu określenia architektury orbitalnej i cech fizycznych (mas planet) oraz realistycznych niepewności parametrów tych modeli, z metodami mechaniki nieba i teorii układów dynamicznych [12, 3]. Przy tym należy rozważać ewolucję systemów planetarnych w różnych skalach czasowych, będącą wynikiem wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych, pływowych i relatywistycznych pomiędzy gwiazdą, planetami oraz dyskiem protoplanetarnym. Wymóg stabilności orbitalnej obserwowanych systemów nakłada więzy na modele obserwacji, które są krytyczne ze względu na zwykle krótkie interwały obserwacji i ich ograniczenia(nierównomierne próbkowanie, niepewności systematyczne).
W proponowanym podejściu analiza obserwacji oparta jest o symulacje numeryczne [13], które obejmują formowanie się układu wielokrotnego i migrację w dysku protoplanetarnym ~ 10 *6 - 10 *7 lat [13, 5] oraz ewolucję krótkookresową, determinowaną przez rezonanse ruchów średnich ~ 10 *7 lat [6, 11]. Pośrednia skala czasowa uwzględnia zarówno oddziaływania planetarne, jak i zachowawcze (konserwatywne) efekty zaburzeń potencjału grawitacyjnego mas punktowych przybliżających gwiazdę i planety. Determinują one długookresową stabilność w skali 10 8 lat. Wreszcie istotna jest pełna skala ewolucyjna, której model dynamiczny musi uwzględniać efekty dyssypatywne (pływów i rozpraszania energii, utraty masy przez gwiazdę) w skali 10 *8 - 10 * 9 lat, zależnie od interwału cyklu ewolucyjnego gwiazdy macierzystej lub macierzystego układu gwiazdowego w przypadku gwiazd podwójnych.
Metodologia pracy i zasoby obliczeniowe
Obliczenia będą dotyczyć optymalizacji wielowymiarowych modeli obserwacyjnych i wyznaczenia niepewności parametrów metodami quasi-globalnymi, jak algorytmy genetyczne i ewolucyjne oraz metody statystyczne oparte na wnioskowaniu Bayesa z próbkowaniem rozkładów metodą łańcuchów Markowa. W powiązaniu ze statystyczną analizą obserwacyjnych szeregów czasowych przeprowadzimy analizę stabilności uzyskanych modeli obserwacyjnych, struktury przestrzeni fazowej w zakresie globalnym oraz jakościowych własności badanych systemów metodami semi-analitycznymi i teorii układów dynamicznych.
Projekt jest intensywny obliczeniowo, ponieważ czas całkowania numerycznego jednego testowego warunku początkowego (metodą bezpośrednią lub szybkich indykatorów) systemu kilku planet na 10 *8 okresów orbitalnych jest liczony w dziesiątkach sekund lub nawet w minutach CPU. Optymalizacja z wyznaczeniem poziomów ufności algorytmami ewolucyjnymi lub MCMC dla ~ 50 parametrów, uwzględniająca więzy stabilności w interwałach ~ 10 *4 okresów orbitalnych oraz globalna analiza dynamiczna metodą szybkich indykatorów (map dynamicznych) systemów 3-4 planet może zajmować sumarycznie nawet kilka miesięcy obliczeń i interpretacji ich wyników. Metoda MCMC potrzebuje również dużych ilości RAM rzędu 256 GB i więcej, jeśli rozkłady parametrów są wielomodalne i próbkowanie trzeba łączyć z analizą stabilności dynamicznej modeli.
Literatura
[1] M. P. Gawroński, K. Goździewski, and K. Katarzyński. Physical properties and astrometry of radio-emitting brown dwarf TVLM 513-46546 revisited. MNRAS, 466(4):4211-4220, Apr. 2017.
[2] M. P. Gawroński, K. Goździewski, K. Katarzyński, and G. Rycyk. Another look at AM Herculis - radio-astrometric campaign with the e-EVN at 6 cm. MNRAS, 475(1):1399-1409, Mar. 2018.
[3] K. Goździewski, S. Breiter, and W. Borczyk. The long-term stability of extrasolar system HD37124. Numerical study of resonance effects. MNRAS, 383(3):989-999, Jan. 2008.
[4] K. Goździewski, A. J. Maciejewski, and C. Migaszewski. On the Extrasolar Multiplanet System around HD 160691. ApJ, 657(1):546-558, Mar. 2007.
5] K. Goździewski and C. Migaszewski. Multiple mean motion resonances in the HR 8799 planetary system. MNRAS, 440(4):3140-3171, June 2014.
[6] K. Goździewski and C. Migaszewski. The Orbital Architecture and Debris Disks of the HR 8799 Planetary System. ApJS, 238(1):6, Sept. 2018.
[7] K. Gozdziewski and C. Migaszewski. An exact, generalised Laplace resonance in the HR 8799 planetary system. arXiv e-prints, page arXiv:2009.07006, Sept. 2020.
[8] K. Goździewski, C. Migaszewski, F. Panichi, and E. Szuszkiewicz. The Laplace resonance in the Kepler-60 planetary system. MNRAS, 455(1):L104-L108, Jan. 2016.
[9] K. Goździewski, M. Słonina, C. Migaszewski, and A. Rozenkiewicz. Testing a hypothesis of the "nu" Octantis planetary system. MNRAS, 430(1):533-545, Mar. 2013.
[10] I. Nasiroglu, K. Goździewski, A. Słowikowska, K. Krzeszowski, M. Żejmo, S. Zola, H. Er, W. Ogłoza, M. Dróżdż, D. Koziel-Wierzbowska, B. Debski, and N. Karaman. Is There a Circumbinary Planet around NSVS 14256825? AJ, 153(3):137, Mar. 2017.
[11] F. Panichi, K. Goździewski, C. Migaszewski, and E. Szuszkiewicz. The architecture and formation of the Kepler-30 planetary system. MNRAS, 478(2):2480-2494, Aug. 2018.
[12] F. Panichi, K. Goździewski, and G. Turchetti. The reversibility error method (REM): a new, dynamical fast indicator for planetary dynamics. MNRAS, 468(1):469-491, June 2017.
[13] F. Panichi, C. Migaszewski, and K. Goździewski. Two Super-Earths in the 3:2 MMR around KOI-1599. MNRAS, 485(4):4601-4616, June 2019.


← Powrót do spisu projektów

CONTACT

Our consultants help future and novice users of specialized software installed on High Performance Computers (KDM) at the TASK IT Center.

Contact for High Performance Computers, software / licenses, computing grants, reports:

kdm@task.gda.pl

Administrators reply to e-mails on working days between 8:00 am – 3:00 pm.