За днес бях раздвоен – симпозиум за Гая и друг за характеризиране на земноподобни планети. Все пак използвам Гая и това натежа.

Първият доклад изнесе Емили Хънт от Макс Планк (това е един вид немската академия на науките) и тя разказа за симулация, целяща да характеризира пълнотата на каталога от купове, който тя самата публикува миналата година. Идеята им е да генерират реалистични купове, да ги въведат в каталога и да се опитат да ги регистрират. Пилотното им проучване е в посока, обратна на центъра на галактиката. Там има множество близки купове, на разстояние няколко килоарсека от нас и после – два далечни. Резултатът от симулацията е, че виждаме тези два далечни купа само заради късмет. ;) Ниско поглъщане и дълбоки изображения точно в направлението към тези два купа.

Планът им е да направят това за цялата галактика и за целия каталог от около пет хиляди купа. В сегашния си вид каталогът ѝ е пълен за на-близките няколко парсека и ако искаме да работим с пълна извадка, трябва да се ограничим с около 700 купа от общо над 5 хиляди.

В края н краищата целта им е да направят инструмент, на който ползвателят дава няколко основни физически параметъра на купа, устройството/кодът да сметне колко звезди от купа биха били регистрирани и каква в вероятността купът да бъде регистриран.

Попитах я защо не са използвали близки купове купове, което ще им спести генерирането на реалистични синтетични купове. Тя каза, че са мислили за това, но са се отказали, защото преценили, че е трудно да се коригират слабите звезди. Моят студент също имаше подобен проблем, но в посока към центъра на Галактиката, вариациите на слабите звезди са огромни, обаче е възможно да се коригира „изкуственият“ куп съобразно локалната функция на светимоста. (Zuckert et al. 2025)

След това Камерон Суиггин от университета във Виена разказа как по данни от Гая може да се изследва звездообразуването в околностите на слънцето, в най-близките 1-2 килопарсека. Те бяха открили, че повечет от близките млади купове произхождат от три близки „семейства“: Алфа Песей, М6 и Cr135. Разполагайки със собствените движения и възрастите на звездите, те бяха „превъртяли“ назад движението на близките звезди. От реконструкцията им се виждаше примерно, че преди около 45 милиона години са се образували повечето от близките асоциации, преди 30 години се е образувал куп, който сега е разсеян и не може да се види, освен ако не се направи реконструкция като тяхната. Той показа и един слайд, на който се бяха опитали да асоциират сега видимите звезди с остатъците на свръхнови – става дума за разширяващи се изхвърлени обвивки.

Попитаха го до колко време назад може да се направи подобна реконструкция и неговият отговор беше до преди около 100 милиона години, след това неопределеностите стават прекалено големи.

Друг въпрос беше дали може да се предскаже къде ще избухнат следващите свръхнови. Отговорът му беше положителен – да, разполагат със необходимите средства, но не бяха го направили.

Жозефа Гросшедл от Чешката академия на науките говори за комплекса в съзвездията Скорпион-Центавър. Това е гигантска група с размери 100-150 парсека, от млади асоциации. С помощта на собствените движения и разстоянията, измерени с Гая, те бяха разделили отделните асоциации. Това е работа от преди 1-2 години, за която съм слушал вече доклади, но това не я прави по-малко забележителна. Този анализ разчита на седем параметъра: три са пространственото разположение на звездите, още три са пространствената им скорост и седмият е възрастта на звездите. Тя показа диаграма, подобна на хъбъловата: скорост на отдалечаване на звездите този комплекс като функция на разстоянието, която описва как комплексът се разширява и по същество се разпада.

Един то въпросите беше интересен – с възрастта дисперсията на лъчевите скорости в куповете се увеличава. Това не е защото купът си е променил изненадващо масата, а защото се „загрява“ (в динамичен смисъл) от средата, примерно при преминаването през диска на галактиката и при разминаването с други купове. Това трябва да се отчете по някакъв начин, което те не бяха направили.

Наблюденията на Гая показват, че дискът на нашата галактика е изкривен – на английски терминът е warped. За това говори Елиса Погио от Милано. Тя беше измерила средното Z – това е вертикалната координата в галактическата координатна система XYZ. Дискът на галактиката в идеалния случай лежи в равнината XY и Z=0. Реално не е така, младите звезди се отклоняват от равнината, когато гледаме към външната страна на диска, в посока обратна на посоката към центъра на галактиката. Отклонението не е малко – 200-300 парсека. За мащаб – най-близката до нас звезда е на разстояние малко повече от един парсек.

Нещо повече, според тях в диска на галактиката има „вълнички“, почти както е гофрираната ламарина, само че тук има кръгова симетрия. За отбелязване е, че те са на границата на достъпните до сега данни от Гая, Макар че телескопът вече не работи, от него още има необработени данни и се оказва, че когато те станат достъпни, тези резултати ще бъдат потвърдени или отхвърлени.

Сесията завърши с доклад от Лукаш Виржиковски от Полша за регистрирането на променливи с помощта на Гая. За 11 години бяха регистрирани около 27 хиляди подобни събития. За отбелязване е, че това беше регулярен обзор на цялото небе, който не е оптимизиран за един или друг вид променливи. Гая вече не работи, така че докладът беше обзор на най-забележителните резултати: нови млади променливи от типа FU Ori, микролезинг, включително и нови планети открити по този метод, нови в Млечния път.

Повече от 130 телескопа, от 25-см до 2.5-м са били използвани за да се изследва поведението на променливите звезди, регистрирани с Гая.

Пленарната сесия слушах с половин ухо, защото следващата сесия беше за обработката на данни и за архива на ЕСО. Докладите на пленарните сесии са обикновено за важни резултати от общ интерес. Но точно днес и трите теми не ми бяха особено близки – за гравитационни вълни, за еруптивни (= избухващи) транзиенти – главно свръхнови, за високоенергийни частици и за рентгенова астрономия.

Нашата обедна сесия трая около два часа и се състоеше от три части: архив, средства за комуникации с архива (astroquiry) и средства са обработка. Главната страница на архива се намира тук:

https://archive.eso.org/cms.html

Най-общо, архивът предлага достъп до суровите данни:

http://archive.eso.org/eso/eso_archive_main.html

(тук са включено и всички калибровъчни данни) и до обработени данни:

https://archive.eso.org/scienceportal/home

А тези данни са обработени със средствата на обсерваторията, но със „универсални“ параметри, което идва да каже, че те почти сигурно не са оптимални за всеки сет от наблюдения. Не е трудно да се предположи защо е така – данните са огромно количество, обработката е автоматична.

Най-трудният въпрос е дали тези данни са достатъчно добре обработени за да използвате за вашата собствена наука направо както са, или трябва да ги обработите наново, с най-новите програмни средства. Отговорът е: зависи от качеството на данните, от качеството на обработката, от която се нуждаете.

Astroquiry е достъпно на обичайното място:

https://github.com/eso

Тук има и примери:

https://github.com/eso/astroquery_examples

Препоръчителният начин е да се използват Jupyter Notebooks.

А тук има видео-ръководство как да се работи с архива:

https://www.youtube.com/watch?v=CMK-g8Z5i5Q&list=PLDNJqjce4cUzihu-oKRr5JVbTiZmk-NFd

Сесията беше упражнение, особено в частта за Astroquiry – много хора си включиха лаптопите и започнаха да следват указанията на Хуан Кармона – софтуерен инженер е ЕСО, който е автор на реализацията.

Накрая Волфрам Фройдлинг показа EDPS (ESO data processing system), което е нова среда за софтуера за обработка на данни, който обсерваторията предлага на ползвателите си. Тази система се предлага от около година, но сега за пръв път показваме графичен интерфейс за нея, който прави нещата много по-лесни за потребителите:

https://www.eso.org/sci/software/edps.html

 

 

 

https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/01/aa47651-23/aa47651-23.html

Тя е наследник на предната система, наречена Reflex:

https://www.eso.org/sci/software/esoreflex/

Забележете, че тези системи не са сами по себе си пайплайнове, който обработват данни, а графични интерфейси, в които се изпълняват отделни рецепти, написан на CPL, които са същинските пайплайнове и които всъщност обработва данните.

С EDPS се взаимодейства през браузер, дори да е на собствения ви компютър. Системата е умна и разпознава ако имате много процесори и паралелизира обработката. През браузера може и да се редактират параметрите на отделните рецепти. Нещо повече, системата разпознава къде са променени параметрите и не повтаря стъпките, които не е необходимо да се повтарят – за тях се използват продуктите от предишни обработки. Системата поддържа временен „архив“ на продуктите от обработката и накрая позволява да се запише само окончателния продукт, който ще се използва в крайния анализ на наблюдеията.

Следобяд всепак отидох на екзопланетния симпозиум, главно заради хората, който щяха да говорят и заради обзорите – за да наваксам какво ново се е случило през последните година-две. Бет Билър от Единбург разказа за новооткритите планети по метода на директните наблюдения. Според нея новото е откриването на планети, с размера на Юпитер или 3-5 пъти по-големи, но далече от звездите си, така че температурите им са от порядъка на 500 келвина. Това е в контраст с горещите юпитери с 1000-2000 келвина, които са много по-близо до звездите си, но се откриват индиректно (и по-лесно) по радиални скорости и пасажи. Билър разграничи юпитерите от аналозите на юпитери, които реално са кафяви джуджета,много далече от звездите си, по същество това са двойни системи, но единият компонент е недорасла звезда на (много) стотици астрономически единици от главната звезда.

Планетите се откриват по-лесно около млади звезди – просто защото по-младите планети са по-ярки. По-нататък стана дума за цветовете на тези обекти. И планетите, и кафявите джуджета стават по-сини с намаляване на температурата. Това е свързано с молекулите в атмосферата им, както и с облаците, които се образуват тям. За наличието н облаци може да се съди по силикатна абсорция около 9-10 микрона. Това се вижда в спектри, получени още от космическия телескоп Спитцер на L-джуджета.

По0наттаък тя разказа за първата планета, кочто е снимана с Джеймс Уеб. Сами по себес и наблюденията на Джеймс Уеб не са достатчъно за характеризирането ѝ, но в комбинация с наземни данни може да се построи цялостен спектър от 1 до поти 20 микрона. Този обект - VHS 1256b... – в момента изглежда гори деутерий. В спектъра се виждат много абсорпции на метан, въглероден окис, от които би трябвала да се вижда или едното или другото; ако се виждат и двете, вероятно става дума за неравновесни химически процеси. Обектът е силно променлив (Zhou et al. 2020, 2022), даже в средното инфрачервено.

Подобно поведение показва и WISE 1049B – също силно променлив в диапазано 1-5 микрона. Променливостта в различни дължини на вълните (където се наблюдават различни молекули) пробва области от атмосферата с различни дълбочини (и налягане).

Попитах я дали VHS 1256b може да е двойна и тогава няма да има нужда от неравновесна химия. Тя разбира се, са помисли за това и са направили наблюдения с активна оптика, но не са намерили доказателство за двойнственост, но тя призна, че не е изключено, само че двата компонента трябва да са много близо един до друг.

От този доклад си правя извода, че бъдещето в тази област бъдещето е на спектроскопския мониторинг на подобни обекти.

Вторият доклад, също ревю, изнесе Генаро Суарез, от Американския музей на естествената история. Темата беше характера на атмосферите на екзопланетите. От физическа гледна точка изследването на атмосферите се свежда до определяне на вертикалните профили на налягането и на температурата. До момента има спектри на около 100-ина кафяви джуджета и екзопланети и вода е регистрирана почти във всекис пектър, амонак и метан се появяват само при обектите с ниски температури – спектрални класове L и T (Suarez & Metchev 2022, 2023). При кафявите джуджета с температури 1300-2000 има силна силикатна абсорпция, която подсказва, че в техните атмосфери има силикатни облаци. Силата на тази абсорпция зависи и от повърхностната гравитация, т.е. от масата на обекта, но по-силно, отколкото от температурата. Тази група, която включва и българинът Станислав Мечев, започва изследванията си със спектри на кафяви джуджета от Спитцер, а сега получава и спектри на екзопланети с Джеймс Уеб. Нещо повече, вече се прави спектроскопско наблюдение с Джеймс Уеб, което се очаква да помогне за много по-детайлно характеризиране на облаците.

Накрая той показа, че обектите, които гледам от към екватора, а не от към полюсите, показват повече облаци. Това е в съответствие с предсказанията на моделите, според които силикатните облаци се концентрират по екватора заради силата на Кориолис.

Еланор Пайк ор Шефилд говори за кафявите джуджета, които излъчват в радио диапазона. LSR J1835+3259 е такъв обект, известен е от едно десетилетие и спектърът му има два компонента – на звездна атмосфера и на черно тяло (от второто произлизат авроните линии). Те са получили спектри в продължение на близо 3 часа – колкото е ротационният период на обекта. Те моделират спектрите по метода на principle componets и се оказва, че спектърът е комбинация на два компонента, комбинирани в различни пропорции.

Накрая на сесията Бен Зутлеф от Единбург говори за екзопланетна климатология – тяхната група следи променливостта на екзопланети с наземни наблюдения, като използва ротационната модулация на атмосферите – примерно за Юпитер това ще е доминирано от голямото червено петно (но и от други облачни структури). Това са трудни наблюдения, защото обикновено централната звезда е скрита зад маска, наречена коронограф. Има обаче спектрографи, които не блокират напълно светлината на централната звезда и те са ползвали точно такъв, на LBT – това е голям двоен/бинокулярен телескоп в Аризона:

https://www.lbto.org

За HD1060B те получават променливост от +/-10% за първата нощ от наблюденията, но почти никаква променливост за втората нощ. Работата им все още не е публикувана, причината за различното поведение не е ясна – не е изключено атмосферата на тази планета да има „климатични“ промени. Те са проверили как се държи и звездата – по наблюдения от други телескопи, тя е сравнително спокойна, а това е важно, защото тя им служи като „стандарт“; с други думи, променливостта, която са регистрирали не се дължи на звездата.

Последната екзопланетна сесия започна с Елизабет Матюс от Макс Планк, която говори за WISE-0458 – своборноплаващо кафяво джудже/планета. Заедно с небезизвестният обект Ross-458C (ако си спомням правилно, това е първото наблюдавано кафяво джудже, за което обаче откривателите му не са разбрали веднага че е кафяво джудже), той има „намеци“ за линии на две молекули, които не са наблюдавани до сега, вкл. HCN и C2H2. Спектрите, разбира се, са получени с Джеймс Уеб и линиите са в средното инфрачервено (около 13 микрона), което е практически недостъпно от земята. Много интересен доклад.

Планетите, както в нашата слънчева система, така и около други звезди излъчват по вда начина – в оптиката те обикновено излъчват главно за сметка на отразената светлина от звездата, а в инфрачервеното излъчват за като се охлаждат (след като биват нагрявани от звездата си). По второто излъчване може пряко да се измери тяхната температура. Оливие Демажон от Порто разказа точно за това – с малък телескоп на Европейската космическа агенция, наречен CHEOPS те са регистрирали излъчването на планети. Това е необходимо защото в общия случай ние не знаем каква е отражателната способност на планетите, а от този параметър зависи колко се нагряват (отразената светлина е де факто загубена за нагряването). Тези измервания са по-лесно за по-големите и по-горещите планети и не беше чудно, че извадката му беше доминирана от горещи юпитери – те са по-близо до звездата си, отколкото е близо нашият Меркурий до слънцето.

За NIRPS говори Валентина Ваулато от университета в Женева. Този инструмент му е доста добре познат по служебни задължения към обсерваторията и беше интересно да видя за какво го използват – което идва да подчертае разликата между поддръжката и използването на един инструмент. Консорциумът им се състои от около 80 човека, имат 725 нощи гарантирано време за първите 5 години от експлоатацията на инструмента. Това е 40% от цялото наблюдателно време. Инструментът инфрачервен и е предназначен да мери точно радиални скорости на червени звезди, които са най-ярки именно в инфрачервеното. Той работи паралелно с друг спектрограф, със също толкова високо разрешение, но в оптиката – светлината се поделя между тях. Как те характеризират атмосферата на една екзопланета – наблюдават я по време на пасаж (транзит), когато планетата се намира между нас и своята звезда. При това част от светлината на звездата минава през атмосферата на планетата и в нея се впечатват слаби абсорпционни линии от планетата. Толкова са слаби, че за да се регистрират, трябва да се прави крос-корелация (това работи, защото макар линиите да са слаби, те са много). Така те са регистрирали например вода в атмосферата а WASP-127b, хелий в атмосферата на WASP-69b; изненадващо, в атмосферата на WASP-189b те не намират желязо, което се вижда в оптичния спектър на същата планета.

Интерферометрията е метод за астрономически наблюдения, който позволява особено високо ъглово разрешение. По принцип, колкото по-голям е един телескоп, толкова по-високо е ъгловото му разрешение. Обаче големите телескопи са скъпи – цената на телескопите расте поне като третата степен на размера на главното огледало. Затова астрономите преди много десетилетия са се изхитрили да не строят гигантски телескопи, а да наблюдават с няколко „парчета“ от огледало – ъгловото разрешение се определя от максималното разстояние помежду им, само че не може да се наблюдават прекалено слаби обекти. Дженс Камерер, постдок в ЕСО разказа за точно такива наблюдения на екзопланети. Те получават спектри на екзопланети, наистина, със сравнително ниска спектрална резолюция (да не се бърка с ъглово разрешение), но това е достатъчно за да се определят физическите им параметри, като например повърхностната гравитация и от там – масата.

Кин О"Tоол представи изследване на механизмите, които предизвикват променливост: аврора (= полярно сияние), петна и пр. Той използва едновременни наблюдения в близкото инфрачервено в телескопа Хъбъл и в радио диапазона. Всъщност, с Хъбъл той прави спектри, събира всички спектри, когато обектът е ярук, и всички, когато обектът е слаб и сравянва така сумираните спектри и от разликата им получава как амплитудата на променливостта зависи от дължината на вълната. И получава точно това, което предсказва моделът със северното сияние. Те опитват и модел с петна, който също работи добре. Но петната са свързани в магнитни полета, точно както и аврората. И Всичко това е направено за три кафяви джуджета.

Последният доклад изнесе Стефан Краус от Университета в Екзетер. Той представи нов интерферометричен инструмент, BIFROST, който все още се строи и се планира да дойде като visiting instrument на VLTI. За разлика от сега съществуващия GRAVITY, BIFROST ще работи не само в диапзона 2-2.3 микрона, а и с по-къси дължини на вълните, покривайки и диапазона 0.9-1.7 микрона, където има множество молекулни абсорпции, включително амоняк и метан. Докладчикът каза, че новият инструмент ще бъде способен за няколко планети да регистрира отразената светлина, понеже 0.9 микрона е почти оптика. Очаква се BIFROST да дойде на Паранал след около една година.

 

Денят завършва с официална вечеря, но деветдесет евро ми се струват прекалено много, даже да ни хранят в златни чинии, и пропускам. Съдейки по масата хора наоколо, и други колеги правят същото и са недоволни от този опит на организаторите да ни третират като богати туристи.

 

 

За CHEOPS:

https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Cheops

https://en.wikipedia.org/wiki/CHEOPS

Тук може да е види фазова крива на екзопланета:

https://astrobites.org/2016/04/22/mapping-temperatures/

NIRPS:

https://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/NIRPS.html

https://www.eso.org/public/teles-instr/lasilla/36/nirps/

За използването на интерферометрията в астрономията може да се прочете тук:

https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_interferometer

Тук може да се прочете повече за проекта ExoGRAVITY:

https://arxiv.org/pdf/2101.07098

Това е ранна техническа статия, а тук може да се види и нова статия с научни резултати:

https://arxiv.org/pdf/2309.04403

За ESO VLTI – това е интерферометър, който се състои от до четири 8-метрови телескопи:

https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/telescopes/vlti.html