Een artist’s weergave van Proxima Centauri gezien vanaf de “ring” van de wereld, Proxima b…. De ster waar deze planeet omheen draait zou meer dan 3 keer de diameter en 10 keer de oppervlakte hebben die onze zon inneemt. Alpha Centauri A en B (afgebeeld) zouden overdag zichtbaar zijn. Het is volstrekt onbekend of er zich rond Alpha Centauri A of B op dit moment planeten bevinden.
ESO/M. Kornmesser
Elke ster die de nachthemel vult, draagt een van de grootste hoop en vrees in zich die de mensheid zich ooit heeft afgevraagd: de mogelijkheid dat we niet alleen zijn in het heelal. Een generatie geleden werd elke ster beschouwd als een lichtgevend punt van hoop, maar we hadden geen idee of planeten algemeen of zeldzaam waren, en of ons zonnestelsel een typisch voorbeeld was van wat er daarbuiten was of één van een enorme verscheidenheid aan mogelijkheden. In 2018 zijn er duizenden bevestigde planeten die om andere sterren draaien, ontdekt met een veelheid aan methoden en met een enorme diversiteit aan afmetingen, massa’s en baaneigenschappen. Men denkt nu dat minstens 80% van alle sterren planetaire metgezellen hebben, en dat bijna al die sterren veel werelden in hun zonnestelsels hebben.
Ook de ster die het dichtst bij ons staat: Proxima Centauri.
Een deel van de gedigitaliseerde hemelkaart met de ster die het dichtst bij onze zon staat, Proxima Centauri, afgebeeld in… rood in het midden. Hoewel zonachtige sterren zoals de onze als gewoon worden beschouwd, zijn wij eigenlijk massiever dan 95% van de sterren in het heelal, met maar liefst 3 van de 4 sterren in de ‘rode dwerg’-klasse van Proxima Centauri.
David Malin, UK Schmidt Telescope, DSS, AAO
De Kepler-satelliet heeft de meeste kandidaat-planeten rond sterren voorbij onze zon ontdekt. De manier waarop het werkt is via de zogenaamde transit-methode. Wanneer een planeet, die in een baan om zijn ster draait, tussen de gezichtslijn van de aarde en die ster doorschuift, wordt een fractie van het licht geblokkeerd. Als de planeet op de schijf van de ster schuift en er dan weer vanaf, zien we de flux dalen, op een lager, constant niveau blijven, en dan weer stijgen tot zijn oorspronkelijke waarde.
Met voldoende doorgangen van een enkele planeet kunnen we zijn omlooptijd bepalen, zijn straal ten opzichte van de straal van de moederster, en de hoeveelheid straling die op zijn oppervlak valt. De transit-methode is krachtig, maar vertelt je niet alles.
De gegevens die zijn verkregen voor de transit-dieptes van elk van de zeven planeten rond TRAPPIST-1. Gegevens genomen… met de Spitzer Space Telescope. Dit stelt ons in staat om de grootte en omlooptijd van de planeet af te leiden, maar niet andere eigenschappen zoals massa of temperatuur.
ESO/M. Gillon et al.
Eén van de dingen die het echter niet onthult, is de massa van de planeet. Als je de aarde zou vervangen door een planeet met dezelfde afmetingen, maar een dubbele (of de helft) van de massa, zou de baan van de aarde onveranderd blijven. Hij zou precies dezelfde doorgangssignatuur hebben: dezelfde periode, frequentie, profiel, en hij zou dezelfde hoeveelheid licht tegenhouden.
Maar er is een methode die de massa van de planeet zou kunnen onthullen: het observeren van de ster waar hij omheen draait op minieme variaties. De stellaire wiebelmethode maakt gebruik van de derde wet van Newton – dat elke actie een gelijke, tegengestelde reactie heeft – om de zwaartekracht van de planeet op de ster af te leiden. Terwijl de ster periodiek naar ons toe en van ons af beweegt, als gevolg van deze zwaartekracht, kunnen de massa en de baan van de planeet worden bepaald.
In het ideale geval kunnen we beide methoden op een gegeven sterrensysteem toepassen en massa, straal en omlooptijd in één keer bepalen. In de toekomst kunnen we misschien ook het zonlicht observeren dat door de planeet wordt gefilterd of door de planeet wordt weerkaatst, en zo meer te weten komen over de samenstelling van de atmosfeer, waaruit we de aanwezigheid van water, zuurstof en misschien zelfs leven kunnen afleiden.
Met voorgestelde observatoria als WFIRST, LUVOIR, en een potentiële starshade, zou de mogelijkheid om een planeet van een ander zonnestelsel dan het onze volledig te karakteriseren binnenkort binnen ons bereik kunnen liggen.
Het concept van de starshade zou directe beeldvorming van exoplaneten al in de jaren 2020 mogelijk kunnen maken. Dit concept… tekening illustreert een telescoop die gebruik maakt van een sterrenschaduw, waarmee we de planeten die om een ster draaien kunnen afbeelden terwijl het licht van de ster wordt tegengehouden tot beter dan één deel op 10 miljard.
NASA en Northrop Grumman
Maar de meeste planeten hebben niet de serendipitous uitlijningen waar de transit methode op vertrouwt. Als we vanaf een andere, willekeurige plaats in de ruimte naar ons zonnestelsel zouden kijken, zou er slechts 1% kans zijn dat Mercurius, de planeet die het dichtst bij de zon staat, de juiste geometrie heeft om een overgang waar te nemen, en de andere planeten hebben nog minder kans. Zoals met alles, zijn het onze technologische mogelijkheden die ons voor een deel beperken in wat we over het heelal te weten kunnen komen.
Maar een toevallige uitlijning is niet nodig om de stellaire wobble (of radiale snelheid) methode te gebruiken; alles wat je nodig hebt is een ster zorgvuldig te observeren in de loop van de tijd, en te kijken naar kleine, periodieke variaties in zijn roodverschuiving en blauwverschuiving. Vind de periodiciteit, en je kunt zowel de periode als de massa van de planeet die eromheen draait afleiden.
De radiale snelheid (of stellaire wobble) methode voor het vinden van exoplaneten is gebaseerd op het meten van de beweging….van de moederster, zoals veroorzaakt door de zwaartekrachtsinvloed van zijn omcirkelende planeten.
Wel, je kunt de periode vinden, in ieder geval. Het bepalen van de massa is een grotere uitdaging, omdat we alleen de beweging van de ster kunnen meten langs onze gezichtslijn: in de voor-achterwaartse richting. We kunnen de beweging van de ster loodrecht op de gezichtslijn niet meten: in de dwarse (zijwaartse of op-en-neer) richtingen.
Wat we dus kunnen zeggen, als we een wiebelende ster meten, is dat er een planeet op staat met een bepaalde periode (wat betekent dat we de omloop-afstand redelijk goed kunnen bepalen) die een massa heeft van tenminste een bepaalde hoeveelheid. Als de planeet bijna loodrecht op de gezichtslijn van de Aarde-ster staat, dan is zijn massa dicht bij de minimummassa. Maar als de planeet meer schuin staat, bijvoorbeeld op 20°, 40°, of 80°, dan kan de massa iets tot veel, veel hoger zijn.
Dus nu komen we bij Proxima Centauri: de ster die het dichtst bij onze zon staat. We hebben hem zorgvuldig geobserveerd op zowel radiale snelheid als transiterende onvolkomenheden, op zoek naar enig teken van een planeet er omheen. Proxima Centauri is een kleine, rode dwergster met een lage massa, die slechts 0,17% van de straling van de zon uitzendt. De ster verschilt op vele manieren van de onze: hij is kleiner, koeler, flakkert veel vaker op, en hij zal niet miljarden jaren leven, zoals onze zon, maar triljoenen jaren.
Proxima Centauri maakt ook deel uit van een trinair systeem, waarvan de twee hoofdcomponenten, Alpha Centauri A en B, ongeveer zo groot zijn als de zon en relatief dicht om elkaar heen draaien, maar Proxima Centauri is veel kleiner in massa, koeler, en verder weg.
De sterren Alpha Centauri (linksboven) inclusief A en B, maken deel uit van hetzelfde trinaire sterrensysteem als… Proxima Centauri (omcirkeld). Beta Centauri, bijna net zo helder als Alpha Centauri, staat honderden keren verder weg, maar is intrinsiek veel helderder.
Wikimedia Commons gebruiker Skatebiker
Als we Proxima Centauri observeren, zien we geen bewijs voor een transiterende wereld, en eventuele planeten die er zijn, zijn veel te zwak om te worden gezien met directe beeldvorming en onze huidige technologie. Maar we zien wel de tekenen, van de radiale snelheid, van een enkele, massieve wereld die er omheen draait. Uit de waarnemingen die we hebben gedaan, kunnen we de volgende eigenschappen van deze planeet, die we nu Proxima b noemen, afleiden:
- Hij heeft een omlooptijd van 11,2 dagen.
- De hoeveelheid sterlicht die hij van Proxima Centauri ontvangt (65% van wat wij hier krijgen) zou hem, als hij een aardse atmosfeer heeft, aardse temperaturen moeten geven.
- Hij heeft een minimummassa van 130% van de massa van de aarde: net iets massiever dan onze planeet.
Er kunnen ook andere planeten zijn, ofwel met een lagere massa en/of een veel langere omlooptijd, waar onze waarnemingen nog niet gevoelig voor zijn. Maar deze is in ieder geval echt.
Een schets van een mogelijk bewoonbare exoplaneet die om een verre ster draait. Maar misschien… hoeven we geen aardachtige wereld te vinden om leven te vinden; heel verschillende planeten rond heel verschillende sterren kunnen ons op een aantal manieren verrassen. Hoe dan ook, er is meer informatie nodig.
NASA Ames/JPL-Caltech
Maar hoe ziet het eruit? Lijkt het op de Aarde? We weten op veel manieren dat hij anders moet zijn dan onze planeet Aarde, zoals:
- hij moet tidaal aan zijn ster gekluisterd zijn, waarbij dezelfde kant altijd naar de ster toe wijst en dezelfde kant altijd van hem af wijst,
- hij zal drie klimaatzones hebben: een ultrahete waar het altijd zonnig is, een ultrakoude waar het altijd nacht is, en een aan de grens waar het altijd zonsondergang/zonsopgang is,
- en de zonnevlammen die van de ster komen, zullen mogelijk een gevaar zijn voor het wegstrepen van de atmosfeer.
We kunnen natuurlijk scenario’s verzinnen waarin de planeet zijn atmosfeer behoudt of aanvult, en de omstandigheden gunstig zijn voor leven. Maar dat is niet meer dan wishful thinking.
In 2012 barstte een zonnevlam van de X-klasse los op het oppervlak van de zon. Rond rode dwergsterren als Proxima… Centauri komen zonnevlammen echter veel vaker voor, waardoor het gevaar bestaat dat de atmosfeer van mogelijk bewoonbare planeten wordt weggestript.
NASA/Solar Dynamics Observatory (SDO) via Getty Images
In werkelijkheid weten we niet eens of deze planeet op de aarde lijkt of op Neptunus. De typische grens tussen een aardachtige wereld, waar je een rotsachtig oppervlak hebt met een dunne atmosfeer, en een Neptunus-achtige wereld, waar je een grote gasomhulling hebt die je wereld omringt, is ongeveer 2 aardmassa’s. Proxima b heeft een minimale massa van ongeveer 1,3 aardmassa’s, maar dat is als de uitlijning perfect op de rand is. Omdat er geen transit is, weten we dat de uitlijning niet precies perfect kan zijn, maar hoe imperfect is het? Dat is glorieus onbekend.
Als de uitlijning meer dan 25° helt ten opzichte van onze gezichtslijn, is het waarschijnlijk een gasachtige wereld, en geen rotsachtige, aardachtige. Maar op dit moment, zonder verdere informatie, kunnen we het niet weten.
Als we zo nauwkeurig mogelijk zouden willen zijn, zouden we zeggen dat er een planeet is, met een omlooptijd van 11,2 dagen, die om de dichtstbijzijnde ster draait: Proxima Centauri. Hij ontvangt 65% van de zonne-energie die de aarde ontvangt, en heeft een minimum massa van 130% van de massa van de aarde. Dat is alles. Dat is alles wat we zeker weten. Als we zouden willen speculeren, zouden we alle redenen kunnen bespreken waarom Proxima b waarschijnlijk onherbergzaam is voor leven, welke uitdagingen (zonnevlammen, zijn atmosfeer vasthouden, waarschijnlijk een gasachtige wereld, etc.) deze planeet te wachten staan als hij bewoonbaar wil worden, en wat we zouden moeten meten om het zeker te weten.
Maar de waarheid is dat we niet meer weten dan dit. Totdat we betere, uitgebreidere gegevens over deze wereld hebben, weten we alleen zijn periode, de energie die hij ontvangt, en zijn minimummassa. Het tijdperk van de exoplaneet astronomie is aangebroken, maar het staat in veel opzichten nog in de kinderschoenen. Verwonder u over de mogelijkheden en voel u vrij om te speculeren over wat daarbuiten zou kunnen zijn, maar verwar nooit uw hoop met wat werkelijk waarschijnlijk is. De enige manier om het zeker te weten is de juiste instrumenten en observatoria te bouwen, en de kritische gegevens te verzamelen. De enige manier om zeker te weten wat er is, is het zelf uit te zoeken.