Gregory Laughlin é uma figura proeminente na área da ciência planetária. Doutorado em Astronomia e Astrofísica pela Universidade da Califórnia, Santa Cruz, em 1994, fez trabalho pós-doutoral como “fellow” da NSF/JSPS, em Tóquio, bem como nas Universidades do Michigan e da Califórnia (em Berkeley). Entre 1999 e 2001, trabalhou como cientista planetário no Ames Research Center da NASA. Desde 2001 é professor na Universidade da Califórnia, Santa Cruz. Em 2004 recebeu o prémio NSF CAREER e foi promovido a “Full Professor” em 2007.
O professor Laughlin está envolvido em algumas das iniciativas mais originais relacionadas com a descoberta e caracterização de exoplanetas e sistemas planetários. Recentemente concedeu-nos uma pequena entrevista onde nos fala da sua investigação.
[AstroPT] – Can you give us a short overview of the projects and collaborations you are currently involved in ?
[Greg Laughlin] – Right now, I’m working on a few different projects. One of these is the Lick-Carnegie planet search, which is a Doppler velocity survey that is aimed at finding planets orbiting bright nearby stars, with an emphasis on stars having less mass than the Sun. I’ve written posts at oklo.org which outline some of the discoveries by this project, including the planets orbiting the Sun-like star 61 Virginis, and the Laplace resonance among the planets orbiting Gliese 876.
A second project consists of analysis of Spitzer photometric data for extrasolar planets on mildly to highly eccentric orbits. I’m interested in how the weather behaves on planets that are strongly irradiated, but which, because of orbital eccentricity, cannot be in purely synchronous rotation. Interesting cases are provided by Gliese 436b (we recently published an article on our work as part of a larger team led by Heather Knutson) and by HD 80606b. We have an interesting result for the HD 80606 case, which should be submitted quite soon.
I’m also interested in the Kepler data, and I’ve been working on these data sets with my students. Nothing to report here yet, but we do have some interesting hypotheses that we are testing.
[AstroPT] – You are the mentor of transitsearch.org, a project that involves professionals and amateurs worldwide to detect transiting exoplanets. Can you describe the rationale behind the project and the way the observing campaigns are organized ?
[Greg Laughlin] – The transitsearch.org project has been brought to a successful conclusion, and right now, the website is just an ephemeris service. When transitsearch.org was in its active phase, we identified planets that had been discovered by the radial velocity method, but which were not known to transit. We organized photometric campaigns by widely dispersed amateur and participating professional observers to check the candidates for transits. We succeeded in ruling out transits for a number of planets, and then eventually had successes, first with HD 17156b, and then with HD 80606b.
[AstroPT] – Perhaps the most spectacular success of transitsearch.org so far was the discovery that HD80606b transits. Actually, as far as I know, HD80606b has become a personal favorite of yours. Can you tell us about this system, the planet and how the campaign that led to the discovery of the transits unfolded ?
[Greg Laughlin] – I’ve always liked the HD 80606 system because of the crazy orbit of the planet. Its eccentricity is high enough so that it spends most of its time at a distance near 0.9AU from the parent star, but then every 111.4 days, comes racing in for a close encounter — a mere five or six stellar radii — from the surface of the star. The resulting burst of heating is guaranteed to provide an interesting situation on the planet, and indeed, I think it’s a good test case to study to understand how planets behave in general.
[A órbita de HD80606b próximo do periastro. Note-se a indicação da janela temporal em que foi observado pelo telescópio Spitzer e que resultou na detecção do eclipse secundário (o planeta passa por detrás da estrela quando visto a partir da Terra). Note-se que o eclipse primário (em que o planeta passa em frente da estrela visto da Terra, normalmente designado por trânsito) ocorre alguns dias depois do eclipse secundário e da passagem pelo periastro. O tempo que decorre entre o eclipse secundário e o eclipse primário é fortemente dependente da forma da órbita, o que permitiu refinar o cálculo da excentricidade da mesma. Crédito: oklo.org]
[A curva de luz do eclipse secundário observado pelo telescópio Spitzer. Medindo o brilho infravermelho do sistema imediatamente antes (ou imediatamente depois) e durante o eclipse secundário é possível determinar o brilho infravermelho devido apenas ao planeta e desta forma calcular a temperatura das camadas de topo da sua atmosfera. De notar que, imediatamente antes de desaparecer (ou imediatamente após re-aparecer) por detrás da estrela, o planeta mostra-nos o seu lado diurno completo, sem fases. No caso do HD80606b, as observações permitiram calcular que a dita temperatura subiu dos 800 Kelvin (500 °C) para os 1500 Kelvin (1200 °C) em apenas 6 horas, durante a passagem pelo periastro. Crédito: NASA / JPL-Caltech / Greg Laughlin]
[AstroPT] – You had the chance to observe this system with Spitzer twice (one of them very recently). In the first run you observed the secondary eclipse of HD80606b. Can you describe the importance of this observation and how it added to the knowledge of the system ? What was the main objective of the most recent observation with Spitzer ?
[Greg Laughlin] – One nice thing that came from the HD 80606b Spitzer observations was the discovery that the planet undergoes secondary transit. This allowed the temperature of the planet to be measured, and also for the entire light curve to be calibrated. With the calibrated Spitzer 8 micron light curve, we were able to work out that the heat capacity of the atmosphere seen by Spitzer is relatively low. It seems to heat up quickly and cool down quickly. Our follow-up observations, which will be published soon, are geared to provide: (1) a measure of the amount of tidal dissipation that is occurring in the system; (2) a direct measurement of the spin frequency (length of the day) on the planet, and; (3) a confirmation of the radiative timescale at the shorter 4.5 micron wavelength. The data that we’ve obtained are quite interesting, and we’re trying to provide the best possible interpretation in the paper that we’re writing.
[Imagem da campanha de observação do trânsito de HD80606b em Fevereiro de 2009. Crédito: oklo.org]
[AstroPT] – Personally, how is your daily routine affected when a transitsearch.org campaign is on and you know someone somewhere may be taking data that will reveal a new planet ?
[Greg Laughlin] – It was quite exciting. For both the HD 17156 and HD 80606 campaigns, it was quite exciting to monitor the steady stream of reports coming in from around the world. It’s interesting to sit at your desk and to think about the observers scattered all over the globe. In both cases there was this odd pattern of exciting news followed by news that damped down excitement. In both cases, it was about two weeks after the transit before it really became clear that the signal had been detected.
[AstroPT] – What is the most valuable transitsearch.org discovery you could hope for and why ?
[Greg Laughlin] – I think that HD 80606b was about the best that we could have hoped for. In this case, there’s (relatively speaking) a very bright parent star, which means that there will always be the possibility for cutting-edge follow-up measurements as more sensitive detectors are developed. I think that it’s unlikely that there are any brighter stars with transiting planets on such long-period and highly eccentric orbits. HD 17156b was also very valuable, again, because of the brightness of the parent star. When the Hubble Space Telescope was waiting to be repaired, and when the Fine Guidance Sensor was the only functioning instrument on the spacecraft, they carried out one of the longest duration HST observations that has ever been made, and the target was HD 17156.
[Imagens de uma simulação da evolução da circulação atmosférica no lado nocturno do HD80606b durante a sua passagem no periastro, altura em que é sujeito à radiação intensa da estrela hospedeira. São visíveis tempestades gigantescas sob a forma de vórtices e um jet-stream poderoso na zona equatorial. A atmosfera do planeta brilha na escuridão devido à forte irradiação a que foi submetido. Crédito: NASA / JPL-Caltech / J. Langton.]
[AstroPT] – You have been working on the atmospheric modeling of hot jupiters with Jonathan Langton. Can you tell us how good current models are in predicting observations, in particular those obtained with Spitzer ? What do we know for certain about the atmospheric circulation in hot jupiters ?
[Greg Laughlin] – Our experience so far is indicating that, while it’s amazing that we can get any information about the properties of planets that are so incredibly distant, there is a lot that we don’t know. There are a number of ways in which we can interpret a lot of the observations that have been made, and some of the conclusions regarding atmospheric composition might not be as secure as we might have hoped. I think that the eccentric planets — where you are guaranteed to not be in steady state, and where you have a known impulsive energy deposition — have a lot of potential to sort out some of the more maddening ambiguities. Overall, I’m always amazed that Spitzer was so well suited for studying exoplanets, and when the mission was being designed, the planets weren’t even known to exist!
[Um “screen shot” do software Systemic Console, desenvolvido pela equipa de Laughlin. Crédito: Luís Lopes]
[AstroPT] – Another brainchild of yours is the Systemic Console, that allows just about anyone to explore planetary system architectures by matching orbital configurations with real and synthetic radial velocity data. How did this project come about and what kind of scientific return is it providing ?
[Greg Laughlin] – The project came about because I had been working with radial velocity data from various stars, and I badly wanted an interactive environment where one could test hypotheses quickly. It also seemed like a natural application for a Java applet, because the control of the orbits is very intuitive, and because the underlying physics is so simple. With regards to scientific return, the console has been a useful tool for analyzing data, and it has impressed upon me the importance of more sophisticated methods for parameter estimation and error analysis. It’s my hope that the console can evolve in these directions to become a truly world-class resource.
[AstroPT] – Tell us about the oklo.org blog and how it connects with your research and the above mentioned projects.
[Greg Laughlin] – With oklo.org, I’ve tried to report on new developments concerning extrasolar planets in a manner that is useful both to scientists who are working in the field and to interested members of the public. It’s sometimes been useful for research because it gets me thinking about certain problems from an alternative point of view. I think that it has allowed me to have made some connections that I otherwise would not have necessarily made.
[O telescópio de 1.5 metros do CTIO utilizado pela equipa de Fischer na busca de planetas em torno da Alfa do Centauro B. Crédito: Debra Fischer]
[AstroPT] – You are involved in an epic effort led by Debra Fischer to hunt for (terrestrial) planets around Alpha Centauri B, using the 1.5m CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory). Why do you focus on Alpha Centauri B and not (also) on A ? Can you describe the rationale of the project and the infra-structure it uses ? How will you be able to detect such a faint signal when the current high resolution spectrographs for radial velocity programs achieve at best 1 m/s precision ? When do you expect results ?
[Greg Laughlin] – The focus is on Alpha Centauri B for several reasons: (1) it’s a lower-mass star, so the metal lines are more prominent, and its easier to get high-precision velocities; (2) the level of stellar jitter appears to be lower than for A; (3) at a given mass planet, the radial velocity half-amplitude, is higher for B, and; (4) the habitable zone is at periods of approximately 260 days. All this means that a detection will be easier to make around Alpha Centauri B. Alpha Centauri A is also being observed, and the comparison of the two data sets may help to isolate periodicities that are due to systematic errors being introduced at the telescope or by the data reduction pipeline. Per point measurement is at best 1 m/s, but if the noise is Gaussian (and that’s a big if!!!) then one can let root(N) do its work by obtaining a large number of measurements. The basic ideas are fleshed out in more detail in the series of oklo posts from July through August of 2006. The HARPS team (at La Silla Observatory) is also observing the system at very high cadence, and so I expect that one way or another there will be an interesting result announced sometime within the next 2-3 years.
Notas: Gregory Laughlin fala de um conjunto de termos técnicos que passo a descrever para facilitar a leitura do texto.
“Tidal Dissipation” – Muitos planetas orbitam tão próximo das estrelas hospedeiras que as forças de maré por elas exercidas podem ter consequências importantes. Por um lado, a energia dissipada na interacção pode aquecer o interior do planeta, tal como acontece com o satélite de Júpiter, Io, alterando radicalmente as suas características físicas. Externamente, as forças de maré podem colocar o planeta em rotação síncrona, i.e. o seu período de rotação ser igual ao seu período orbital, mostrando sempre a mesma face para a estrela, como acontece com a Lua relativamente à Terra. As mesmas forças podem ainda circularizar a órbita do planeta, se originalmente esta tiver uma excentricidade não nula. No caso de HD80606b, Laughlin quer determinar o que está a acontecer ao planeta ou à sua órbita como resultado das forças de maré exercidas pela estrela hospedeira próximo do periastro.
“Jitter” – Variações na velocidade radial em escalas de tempo que vão de minutos até dias, provocadas pela actividade intrínseca da estrela, nomeadamente: oscilações, convecção junto à superfície e “manchas solares”. O “jitter” dá origem a um ruído de fundo nas observações de velocidade radial que dificulta substancialmente a detecção de planetas cuja amplitude do sinal seja inferior. O “jitter” de uma estrela depende da sua massa, actividade e idade. Em geral, a actividade diminui de intensidade com a idade da estrela. Desta forma, as melhores estrelas para detectar planetas são anãs de tipo espectral G e K e de idade avançada. Este é precisamente o tipo de estrela observada pela maioria dos programas de detecção pela velocidade radial. Detectar planetas em estrelas com um “jitter” mais elevado pode ser feito em alguns casos mas à custa de uma cadência de observações muito superior, e o tempo de telescópio num instrumento de ponta é muito caro. No caso do projecto da Alfa do Centauro B, Fischer e a equipa têm um telescópio reservado para o efeito o que é excelente.
“Radial Velocity Half-Amplitude” – Quantidade que define a influência gravitacional de um planeta na sua estrela hospedeira, através da variação máxima na velocidade radial da estrela provocada pelo planeta. Planetas com maior massa, com menor período orbital, com órbitas de elevada excentricidade e com estrelas hospedeiras menos maciças têm valores maiores desta quantidade e são mais fáceis de detectar.
“root(N)” – Se o ruído nas observações tem uma distribuição gaussiana é possível combinar N observações individuais para aumentar a precisão na razão da raíz quadrada de N. Por exemplo, para aumentar a precisão 4 vezes seria necessário combinar 16 observações. Isto implica um aumento considerável no tempo de observação e, no caso do projecto da Alfa do Centauro B, um telescópio exclusivamente dedicado para o efeito, uma vez que a precisão do espectrógrafo utilizado logo à partida não é tão elevada como a do HARPS.
“Radiative Timescale” – O tempo que o planeta demora a re-emitir para o espaço a energia recebida da estrela e absorvida pela sua atmosfera. Se este valor é pequeno, a atmosfera do planeta não tem tempo de distribuir o calor acumulado e o planeta apresentará grandes diferenças de temperatura, por exemplo, entre os lados diurno e nocturno. Se o valor é grande, é de esperar que a atmosfera consiga distribuir uma parte significativa do calor absorvido, tornando mais homogénea a temperatura do planeta.
O que se segue é uma tradução livre da entrevista. Qualquer erro ou má interpretação da informação fornecida pelo entrevistado é da exclusiva responsabilidade do autor.
Inicialmente, Greg Laughlin fala-nos dos seus projectos actuais que incluem: (1) o estudo dos planetas e sistemas descobertos pelo projecto Lick-Carnegie Planet Search; (2) a análise de observações realizadas pelo telescópio Spitzer de sistemas com planetas com órbitas de excentricidade moderada a elevada. Estes planeta, diz, devido à excentricidade das suas órbitas, não podem ter uma rotação síncrona e permitem uma análise menos ambígua das observações e a sua comparação com modelos; (3) a análise dos dados recolhidos pela missão Kepler.
Pedimos depois a Laughlin que nos descrevesse o projecto transitsearch.org do qual foi o mentor. Laughlin diz-nos que o projecto terminou. No entanto, a página da Internet do projecto continua a proporcionar um serviço actualizado e preciso de efemérides para trânsitos de exoplanetas. Durante a sua fase activa, o projecto organizou várias campanhas de observação de alvos potencialmente interessantes, estrelas com planetas descobertos pela técnica da velocidade radial e cujas características orbitais tornavam elevada a probabilidade de um trânsito ser observado. Desta forma foi possível demonstrar que vários planetas não transitavam as estrelas hospedeiras e descobrir dois planetas notáveis, o HD17156b e o HD80606b, muito maciços e com órbitas de elevada excentricidade.
Sobre o sistema HD80606, Laughlin diz-nos que o que o atraiu no mesmo foi o facto de ser tão extremo. A excentricidade é tão elevada que o planeta passa a maior parte do tempo a uma distância próxima de 0.9 u.a. e a cada 114 dias mergulha vertiginosamente para um encontro com a sua estrela hospedeira a uma distância de apenas 5 ou 6 raios estelares no periastro. O aquecimento a que é submetido é brutal o que torna o seu estudo particularmente relevante para entender a física destes planetas. Depois da descoberta de que o HD80606b realizava trânsitos, através de uma campanha excepcional do transitsearch.org, Laughlin observou o sistema através do telescópio Spitzer durante uma janela temporal que cobria algumas horas antes e depois do periastro. Inesperadamente, foi detectado também um eclipse secundário o que permitiu a medição da temperatura do planeta, o refinamento da excentricidade da órbita e a medição de uma característica da atmosfera designada de “radiative timescale” que mede a capacidade da atmosfera re-emitir energia estelar absorvida. O valor observado para 8 micrómetros, um dos canais do Spitzer, foi baixo (veja-se nota no fim da entrevista). Uma nova ronda de observações teve lugar entretanto com o objectivo de determinar os efeitos das forças de maré no planeta e na sua órbita (“tidal dissipation”), a medição do período de rotação do planeta e a confirmação do valor obtido anteriormente para a “radiative timescale”. Os resultados serão publicados brevemente num artigo. Laughlin diz-se maravilhado com a qualidade excepcional das observações realizadas pelo telescópio Spitzer e como é particularmente adequado para a observação de exoplanetas, não tendo sido desenhado para o efeito. De facto, quando o telescópio foi desenhado, nenhum exoplaneta tinha ainda sido descoberto !
Laughlin fala-nos depois da espectativa que sentia quando estava em curso uma campanha do transitsearch.org, de como era interessante sentar-se na secretária e pensar em todos os observadores espalhados pelo mundo que naquele momento estavam a recolher dados. Nas campanhas que resultaram na descoberta dos trânsitos do HD17156b e do HD80606b, às primeiras mensagens que pareciam indicar a detecção do trânsito, sucederam-se outras que as pareciam contradizer. Só ao fim de cerca de duas semanas, com uma análise mais cuidada de todas as observações, foi possível ter a certeza de que o trânsito tinha de facto sido detectado. HD80606b é considerado pelo entrevistado como o maior sucesso do transitsearch.org. De facto, refere que dificilmente poderia ser sido descoberto um sistema mais interessante, tendo em conta o brilho elevado da estrela hospedeira, que permite a obtenção de observações de grande qualidade, e a sua configuração orbital extremamente rara. HD17156b é também um sistema valioso, embora não tão extremo. Aquando da avaria das câmaras do telescópio Hubble, este sistema foi o alvo da observação mais longa realizada com o telescópio, utilizando um Fine Guidance Sensor como fotómetro.
Em seguida pedimos a Laughlin que nos falasse do software Systemic Console desenvolvido pela sua equipa e do blog oklo.org que mantém, e de que forma estes contribuem para a sua investigação. Systemic Console é um software que surgiu da necessidade que Laughlin tinha de uma ferramenta na qual pudesse testar facilmente ideias sobre a estrutura de sistemas planetários. O software foi disponibilizado através do blog oklo.org no qual Laughlin escreve sobre descobertas recentes e as suas implicações e sobre o seu próprio trabalho de investigação. Laughlin diz-nos que a interacção com a comunidade possibilitada pelo blog permitiu explorar vias na sua investigação que de outra forma dificilmente se teriam concretizado.
Finalmente, pedimos a Laughlin que nos descrevesse um outro projecto a que está ligado, liderado pela famosa astrofísica Debra Fischer: a busca de planetas na estrela Alfa de Centauro B. O entrevistado diz-nos em primeiro lugar que a componente B do sistema foi escolhida devido a 4 características fundamentais: (1) é uma estrela menos maciça, mais fria, em que as linhas espectrais dos metais são bem definidas permitindo a medição da velocidade radial com maior precisão; (2) o “jitter” da estrela é menor que o da componente A (veja-se nota no final da entrevista); (3) para uma dada massa planetária, a amplitude da variação da velocidade radial é maior em B do que em A (veja-se nota no final da entrevista), e; (4) a zona habitável da componente B está a uma distância que corresponde a períodos orbitais de cerca de 260 dias (menos do que seria para a componente A, e portanto permite a detecção de planetas em menos tempo). Devido ao facto de a precisão necessária para detectar planetas de tipo terrestre em órbitas tão afastadas ser superior ao estado da arte (cerca de 1 m/s), a estratégia passa por compensar a falta de precisão nas observações individuais combinando várias até atingir a precisão desejada. Isto requer imenso tempo de observação disponível que no caso do projecto é garantido com um telescópio dedicado no Observatório de Cerro Tololo, no Chile. Laughlin diz-nos que, com a equipa do HARPS também na corrida e apenas a 60 quilómetros no Observatório de La Silla, o veredicto sobre a existência ou não de planetas em torno da Alfa do Centauro B deverá ser conhecido dentro de 2 ou 3 anos.
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