Samenvatting

Samenvatting
Een enorme diversiteit aan exoplaneten
Planeten rondom andere sterren dan onze zon worden exoplaneten genoemd. De
studie van exoplaneten heeft zich in minder dan 20 jaar ontwikkeld van speculatie naar solide waarnemingen, met meer dan duizend ontdekte planeten. Een van
de meest in het oog springende eigenschappen van exoplaneten is hun diversiteit,
en het ontbreken van planetenstelsels zoals ons zonnestelsel. Er zijn bijvoorbeeld
reuzenplaneten die tien keer dichter bij hun moederster staan dan Mercurius, zogenaamde hete Jupiters. Recentelijk is ook ontdekt dat de meest voorkomende planeten
niet in ons zonnestelsel vertegenwoordigd zijn, de zogenaamde super-Aardes met
massa’s tussen die van onze planeet en Uranus.
Niet alleen zijn onlangs grote successen behaald in het vinden van exoplaneten,
maar ook in het bepalen van hun eigenschappen. Zowel de vorm, grootte en inclinatie van de baan, als de massa en straal van de planeet worden tegenwoordig
vaak met een goede nauwkeurigheid bepaald door het combineren van de twee belangrijkste zoekmethodes: de radiële snelheidmethode en de transitmethode. Met
de eerste techniek wordt de planeet gevonden door de beweging van de ster om
het gemeenschappelijke zwaartepunt. Dit zorgt ervoor dat de straling van de ster
roodverschoven wordt wanneer de ster van ons af beweegt, en blauwverschoven als
deze naar ons toe beweegt. Dit resulteert in typische verschuivingen tot honderden meters per seconde. Met de tweede methode wordt het licht van het systeem
(ster+planeet) nauwlettend in de gaten gehouden om de vermindering van het licht
tijdens de passage van de planeet voor of achter de ster waar te nemen (zie Figuur 8.1
voor een illustratie van de geometrie van een planeetovergang).
Planeetovergangen geven ook toegang tot hun atmosfeer. Terwijl een planeet
voor de ster langs trekt, sijpelt een klein beetje sterlicht door de planeetatmosfeer
heen, waardoor absorptie van atomen en moleculen zichtbaar wordt. Op golflengtes
van atmosferische absorptie lijkt de planeet iets groter en wordt er effectief meer
sterlicht verduisterd. Dit fenomeen wordt gebruikt om het transmissiespectrum van
een exoplaneet te meten, wat in feite een maat is voor de straal van de exoplaneet als
functie van golflengte. Een andere manier om toegang te krijgen tot de atmosferen
van planeten is de missende straling te meten wanneer de planeet achter de ster
verdwijnt (een zogenaamde secundaire eclips). In het zichtbare licht is dit meestal
gereflecteerd sterlicht. In het infrarood kan zo de warmtestraling van de planeet
direct worden waargenomen. Energie vanuit diepe lagen in de planeet wordt op
verschillende hoogtes uitgestraald. Net als in de aardse atmosfeer variëren druk en
temperatuur als functie van hoogte. Hoewel de druk altijd afneemt met hoogte, kan
de verandering in temperatuur ingewikkelder zijn. Dat betekent dat de warmte uit
de diepe atmosfeer uitgestraald kan worden in lagen die kouder of warmer zijn. In
het geval van warmere lagen (een zogenaamde inversie) zal de planeet helderder
lijken (emissielijnen), en in het geval van koudere lagen zwakker (absorptielijnen).
125
126
Samenvatting
Figuur 8.1: geometrie van een planeet met een overgang. Doordat de waarnemer de
baan van de planeet vanaf de zijkant ziet, kan de planeetschijf zich voor (transit) of
achter (eclips) de sterschijf bewegen.
Door de helderheid van de planeet als functie van golflengte te meten, gebruikmakende van de secundaire eclips, kunnen astronomen in principe de samenstelling
van de atmosfeer meten, alsmede de verticale temperatuurverloop en de mechanismes die de herverdeling van energie van de dagzijde naar de nachtzijde van de
planeet bepalen. Dit levert vooralsnog veel vragen op. We begrijpen bijvoorbeeld
niet wat de dominante factoren zijn die bepalen of een atmosfeer een inversielaag
heeft of niet. Waarschijnlijk hangt dit af van de aanwezigheid van specifieke moleculen die het sterlicht kunnen absorberen, zoals ozon dat in de aardatmosfeer doet.
Het zou ook kunnen afhangen van hoe de hoeveelheid koolstof zich verhoud met
die van zuurstof, waardoor sommige chemische stoffen niet of wel kunnen worden
gevormd in de planeetatmosfeer. Dit kan weer afhangen van waar de planeet is
geboren in de schijf van gas en stof rondom de jonge ster. We hebben veel meer
waarnemingen nodig van veel meer planeten om hier achter te komen.
Het karakteriseren van exoplaneten is een uitdaging
De meeste open vragen zijn een gevolg van de hoge moeilijkheidsgraad van de
waarnemingen. De signalen van planeetatmosferen zijn erg zwak. In het beste geval komt er slechts een enkele foton van de planeet voor elke duizend fotonen van
de ster. Stabiliteit is daarbij enorm belangrijk, en daarom hebben de ruimtetelescopen altijd een voortrekkersrol gespeeld. Echter hun spiegels zijn niet alleen kleiner
vergeleken met telescopen op Aarde, maar deze instrumenten hebben ook een lagere spectrale resolutie, wat betekent dat ze minder goed in staat zijn het licht op
te splitsen in individuele golflengtes. Dit maakt de identificatie van absorptiebanden, die vaak in golflengte overlappen, lastig. Bovendien zijn deze telescopen niet
voor planeetwaarnemingen ontworpen, waardoor ze ver voorbij hun ontwerpspecificaties worden gebruikt. Hierdoor zijn er vaak systematische effecten aanwezig die
Samenvatting
127
planeetsignalen kunnen maskeren, of een onechte detectie kunnen opleveren. Vanaf
de grond is dit trouwens nog erger, omdat onze aardatmosfeer er nog een schepje
bovenop doet.
Over de optimale strategie om systematische effecten te verwijderen wordt hevig gedebatteerd. Pas onlangs convergeren exoplaneetwetenschappers, door een
collectieve inspanning, naar objectieve data-analyses en reproduceerbare resultaten.
Systematische effecten worden pas echt zorgwekkend als men denkt aan het ultieme doel van de exoplaneetwetenschap: het vinden van bewoonbare planeten en
het bepalen hoe vaak leven, zoals wij dat kennen, in ons Melkwegstelsel voorkomt.
Dit doel heeft robuuste en betrouwbare waarneemmethodes nodig die op een grote
verscheidenheid aan planeten toepasbaar zijn. Het werk in dit proefschrift is voornamelijk gericht op het bestuderen en ontwikkelen van een strategieën om de meeste
van de bovengenoemde belemmeringen te overwinnen.
Mijn proefschrift
In dit proefschrift presenteer ik een nieuwe waarneemtechniek om exoplaneetatmosferen op te meten. Deze is gebaseerd op hoge resolutie spectroscopie met grondtelescopen.
De keuze voor het hoogst mogelijke oplossend vermogen (R ∼ 100,000) brengt
twee fundamentele voordelen met zich mee. Ten eerste worden absorptiebanden opgelost in individuele lijnen, zodat elke soort molecuul een unieke en herkenbare vingerafdruk heeft, wat een eenduidige interpretatie van spectra oplevert. Ten tweede
kan de extra absorptie in de aardatmosfeer, wat normaal gesproken de kwaliteit van
grondwaarnemingen sterk degradeert ten opzichte van waarnemingen in de ruimte,
effectief worden gescheiden van het planeetsignaal. Dit komt doordat deze extra
absorptie niet in golflengte verandert, terwijl het planeetspectrum onderhevig is aan
een veranderende dopplerverschuiving veroorzaakt door de baanbeweging van de
planeet. Samen hebben deze twee effecten het mij mogelijk gemaakt om onomstotelijk de aanwezigheid van koolmonoxide en waterdamp in de atmosferen van
vijf exoplaneten te bepalen, wat een verdubbeling betekende van het aantal planeten waarvoor deze moleculaire gassen met enig vertrouwen zijn gedetecteerd (zie
Hoofdstukken 2, 3, 4 en 6).
Verder heb ik een aantal metingen verricht die onmogelijk zijn met andere technieken. Ik heb voor het eerst keer signalen gemeten van planeten die geen planeetovergang vertonen, en direct hun omloopbeweging bepaald (Hoofdstukken 2, 3 en
4). Dit vertaalt zich ook in een schatting van hun planeetmassa en inclinaties van
hun planeetbanen. Het is me ook gelukt om de rotatie van een exoplaneet waar te
nemen (Hoofdstuk 6), welke laat zien dat de planeet waarschijnlijk synchroon met
de baanrotatie om haar as draait, zoals onze maan om de aarde, en zoals voorspeld
door getijdentheorieën. Een ander interessant aspect van dit proefschrift is dat geen
van de waargenomen planeten een inversielaag lijkt te hebben. Terwijl de metingen
hieraan op lage resolutie heel moeilijk zijn, produceren de aan- of afwezigheid van
inversielagen absorptie- of emissielijnen die relatief makkelijk in deze metingen te
bepalen zijn. Tenslotte heb ik laten zien dat hoge-resolutie spectroscopie kan worden
128
Samenvatting
gebruikt om de koolstof-zuurstof verhouding in de atmosfeer te bepalen, alhoewel
nog wel met een grote onzekerheid.
Waarom hete, dichtbijstaande planeten?
In dit proefschrift heb ik de nadruk gelegd op de studie van atmosferen van planeten die heel dicht om hun ster draaien. Hier zijn twee redenen voor. Ten eerste
zijn deze planeten het makkelijkst waar te nemen in zowel zichtbaar als infrarood
licht. Hun atmosferen zijn heet en wat uitgezet, wat betekent dat ze een groter deel
van het sterlicht blokkeren. De warmtestraling van de planeet is ook feller door
de hoge temperaturen, wat het contrast tussen ster en planeet vergroot. Zulke hete
reuzenplaneten hebben ook als voordeel dat ze waarschijnlijk redelijk homogeen in
samenstelling zijn, wat de complexiteit in de atmosfeermodellen sterk doet verminderen.
Het is erg belangrijk om waarneemtechnieken te testen op de makkelijkste objecten. Hoewel exoplaneetwetenschappers over het algemeen erg enthousiast zijn over
de toekomstige mogelijkheden om aardachtige planeten te vinden en te karakteriseren, worden de exoplaneten die we nu kunnen onderzoeken compleet gedomineerd
door hete Jupiters zoals die onderzocht zijn in dit proefschrift. Het is belangrijk
om onze meetmethodes op deze objecten te verfijnen, voordat we onze pijlen op
zwakkere en complexere planeten richten. Tenslotte zijn deze dichtbijstaande planeten ook fascinerend, omdat ze zich in zulke extreme omstandigheden bevinden. De
enorme energie van de ster kunnen de atmosferen van heel kleine planeten compleet
wegvagen en uiteindelijk hun oppervlak laten verdampen. Er is al een mogelijke
desintegrerende planeet gevonden door de Kepler satelliet, en Hoofdstuk 5 van dit
proefschrift geeft een analyse en modellering van haar lichtcurve, wat meer bewijs
levert voor de desintegratie.