Cover Page The handle http://hdl.handle.net/1887/22837 holds various files of this Leiden University dissertation. Author: Juan Ovelar, Maria de Title: Imaging polarimetry for the characterisation of exoplanets and protoplanetary discs : scientific and technical challenges Issue Date: 2013-12-12
Nederlandse Samenvatting Beeldvorming van exoplaneten en protoplanetaire schijven Het onderzoek naar exoplaneten is een relatief jong en extreem spannend veld in de sterrenkunde. Tot op de dag van vandaag zijn meer dan 700 exoplaneten ontdekt, en er wachten meer dan 3000 kandidaten om bevestigd te worden. De reden waarom we kandidaat exoplaneten hebben is dat een aantal van de meest succesvolle technieken die we gebruiken om exoplaneten te detecteren indirect zijn, wat betekent dat ze informatie geven waaruit we de aanwezigheid van een exoplaneet kunnen afleiden, zonder een directe detectie. Figure A toont de bevestigde exoplaneten tot op de dag van vandaag, met de direct waargenomene als rode ruiten, de met indirecte methodes gedetecteerde als blauwe stippen en de planeten in ons zonnestelsel als gele vierkanten. Dit figuur illustreert het feit dat het aanzienlijk moeilijker is om een beeld van een exoplaneet te verkrijgen dan om zijn aanwezigheid af te leiden uit indirecte informatie. Het probleem met het direct detecteren van exoplaneten is tweeledig. Ten eerste is het verschil in helderheid tussen de ster en de planeet groot (ongeveer 9 ordes van grootte voor een planeet als Jupiter en een ster als de Zon, en tot 11 ordes voor een planeet als onze Aarde), wat het extreem moeilijk maakt om het licht van de planeet te onderscheiden van de gloed van het sterlicht. Ten tweede spreiden de optische elementen van de telescopen die we gebruiken om afbeeldingen mee te vormen het licht van de ster (en de planeet) uit in een diffractie patroon, wat onze mogelijkheid om dichtbij de centrale ster te kijken beperkt 1. Bovenop deze beperkingen komt het feit dat wanneer we sterren waarnemen met telescopen op de grond, het licht van de sterren en de planeten die daaromheen draaien door onze atmosfeer moet, welke niet stationair is. Dit zorgt ervoor dat het lichtpatroon dat we waarnemen continu verandert (dit is de reden waarom sterren fonkelen aan de hemel als we naar ze kijken vanaf de grond). De uiteindelijke afbeeldingen van de ster zien er wazig uit, wat het moeilijker maakt om de kleine en zwakke planeet te onderscheiden van zijn ster. Om deze problemen te overwinnen hebben astronomen en ingenieurs behoorlijk succesvolle waarneem- en datareductietechnieken ontwikkeld, maar zelfs daarmee staat het bereik 1 Dit limiet staat bekend als de "diffractie limiet"van de telescoop en hangt af van de golflengte van de waarneming en de diameter van de primaire spiegel van de telescoop, zo dat je bij gelijke golflengte dingen dichterbij de ster kunt zien met grotere spiegels 159
160 Nederlandse samenvatting 10 2 10 1 10 0 Mass [MJup] 10 1 10 2 10 3 10 4 10 5 10 3 10 2 10 1 10 0 10 1 10 2 10 3 10 4 Separation [AU] Figuur A: Massa vs. afstand grafiek van momenteel bevestigde exoplaneten. De rode ruiten zijn degene die gedetecteerd zijn door directe beeldvorming en de gele vierkanten zijn de planeten in ons zonnestelsel. Bron: exoplanet.eu. aan planeetmassa s en afstanden tot de ster die waarneembaar zijn met directe beeldvormende methodes op dit moment ver van wat nodig is om een planeet als de Aarde waar te nemen (zie in Figuur A dat de rode ruiten corresponderen met planeten die zwaarder zijn dan Jupiter en op relatief grote afstand om hun ster draaien). Om Figuur A in perspectief te plaatsen: bedenk dat onze zwaarste planeet, Jupiter, zich zou bevinden op coordinaten (5 AU, 1 M Jup ), waarbij AU staat voor astronomische eenheden (1 astronomische eenheid correspondeert met de afstand tussen de Zon en de Aarde). De buitenste planeet in ons zonnestelsel, Neptunus, zal punt (30 AU, 0.05 M Jup ) innemen, terwijl de Aarde zou staan op positie (1 AU, 0.003 M Jup ). Daarom is het duidelijk dat we onze beeldvormende mogelijkheden moeten verbeteren als ons doel is om planeten waar te nemen die vergelijkbaar zijn met die in ons zonnestelsel. De reden waarom het direct waarnemen van planeten zo belangrijk is omdat we ze dan veel beter kunnen karakteriseren. Uiteraard is onze menselijke nieuwsgierigheid niet bevredigd als we alleen weten dat er een exoplaneet is; we willen weten hoe deze eruit ziet, of het oceanen en continenten heeft zoals de Aarde, dat het meer lijkt op het droge oppervlak van Mars, of dat het klimaat gedomineerd wordt door sterke stormen zoals het geval is bij bijvoorbeeld Jupiter. We willen weten of leven zoals wij het kennen op die planeet kan bestaan, of er begroeiing is, water, of dat de atmosfeer is gevuld met zwavel in plaats van stikstof en zuurstof. Al deze vragen kunnen veel beter beantwoord worden als we direct het licht kunnen
Nederlandse samenvatting 161 Figuur B: Afbeeldingen van twee direct waargenomen exoplaneten. Links: Fomalhaut b (Kalas et al. 2008). Rechts: HR8799 b,c,d en e (Marois et al. 2008, Marois et al. 2010). Bron: (van links naar rechts) Paul Kalas/UC Berkeley, NASA, ESA; NRC-HIA, C. Marois, and Keck Observatory registreren dat van de planeet komt, omdat dit licht informatie bevat over zijn samenstelling en structuur. Als voorbeeld van direct waargenomen exoplaneten waarop karakterisatie is toegepast laat Figuur B twee afbeeldingen zien van de exoplaneten die cirkelen om de sterren die bekend staan als Fomalhaut en HR 8799. Een ander belangrijk veld waarin directe beeldvorming cruciaal wordt is dat van protoplanetaire schijven, de kraamkamers van de planeten. Planeetvorming is een natuurlijk gevolg van stervorming. Een ster vormt uit een wolk van gas en stof die instort onder zijn eigen zwaartekracht. Maar niet al het gas en stof dat aanwezig is in de wolk belandt in de ster. De overgebleven materie vormt een roterende circumstellaire schijf die de ster blijft voeden met materiaal, en waarin ook planeet formatie kan plaatsvinden. Deze planeten vegen het stof en gas in hun baan op, waardoor gaten in de protoplanetaire schijf onststaan Figuur C illustreert dit proces. Het precieze proces waardoor planeten vormen is niet volledig begrepen, en het is hoogstwaarschijnlijk niet uniek, omdat de exoplaneten die wij kennen allemaal erg verschillend zijn. Daarom is het enorm belangrijk om de ontwikkeling van deze protoplanetaire schijven waarin planeetvorming plaatsvindt te bestuderen. Het afbeelden van deze schijven, met name de regionen het dichtst bij de ster, levert op zichtbare en nabij-infrarode golflengtes problemen op vergelijkbaar met exoplaneten, omdat het materiaal rond de ster ook erg zwak straalt.
162 Nederlandse samenvatting Figuur C: Illustratie van het ster- (en planeet-) vormingsproces. Bron: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF Polarimetrie ter verbetering van ons begrip van planeten en protoplanetaire schijven Een belangrijke techniek die gebruikt kan worden ter verbetering van onze beeldvorming en karakterisatie van circumstellaire omgevingen is polarimetrie. Licht is opgebouwd uit elektrische en magnetische golven die trillen in richtingen loodrecht op elkaar als het licht voortbeweegt. Als de componenten van het elektrische veld een vast fase- en amplitudeverschil hebben zeggen we dat het licht gepolariseerd is. Afhankelijk van de precieze waardes van deze verschillen kan licht lineair, circulair en elliptisch gepolariseerd zijn. Licht dat van sterren komt is voornamelijk ongepolariseerd, omdat het bestaat uit meerdere golven, die elk op een andere manier gepolariseerd zijn. Het netto resultaat is dat het elektrische veld niet beschikt over een vaste ratio van fase en/of amplitude, en dus heeft het licht geen voorkeurs polarisatie richting. Echter, processen zoals reflectie en verstrooiing kunnen licht dat oorspronkelijk ongepolariseerd is polariseren, en dit is het effect waarvan astronomische polarimetrie gebruik maakt. Wanneer het licht van een ster de atmosfeer van een planeet bereikt, of de materie in een protoplanetaire schijf, dan wordt een deel ervan verstrooid door kleine deeltjes. Deze verstrooide straling wordt lineair gepolariseerd tijdens het verstrooiingsproces,
Nederlandse samenvatting 163 Figuur D: Schematische weergave van de lineaire polarisatie van licht als gevolg van verstrooiing van sterlicht op de stofdeeltjes in een circumstellaire schijf. Bron: M. Rodenhuis wat het mogelijk maakt om het te onderscheiden van het licht van de centrale ster, waarmee het verschil in helderheid tussen de ster en de omliggende materie afneemt met wel 6 ordes van grootte (niveau behaald met huidige technieken en instrumenten). Figuur D illustreert dit idee. Naast het helpen oplossen van het contrast probleem hangt de resulterende polarisatie toestand van het verstrooide licht sterk af van de eigenschappen van de deeltjes die het licht verstrooien, zoals grootte, samenstelling en vorm. Daarom kan analyse van het gepolariseerde signaal, komend van de circumstellaire materie, informatie verschaffen die niet op andere manieren verkregen kan worden. Dit proefschrift is gewijd aan het verkennen van manieren waarop polarimetrie ons kan helpen om exoplaneten en hun vorming te begrijpen, en het ontwikkelen van nieuwe technieken om de bijbehorende wetenschappelijke en technische uitdagingen te overwinnen. In Deel I van dit proefschrift presenteren we verschillende studies die als doel hebben een bijdrage te leveren aan de verbetering van de karakterisatie van planeten en de omgeving waarin zij vormen, door middel van directe beeldvorming en polarimetrie. In Hoofdstuk 2, presenteren we de eerste poging om een gepolariseerd signaal te verkrijgen van de exoplaneten die cirkelen om HR 8799 (rechter afbeelding in Figuur A). Deze opwindende studie, die nog niet voltooid is, is gebaseerd op het combineren van de modernste polarimetrische, observationele en dataverwerkingstechnieken om het gepolariseerde signaal te meten van deze zware planeten, hetgeen zeer belangrijke informatie bevat over de structuur van hun atmosfeer en een aantal fysische parameters zoals de oriëntatie van hun rotatie-as en de hoeveelheid afplatting van de bol als gevolg van deze rotatie. Tot dusver zijn we er niet in geslaagd het signaal te detecteren, maar onze resultaten tonen veelbelovende wegen voor de toepassing van deze combinatie van technieken, en we hopen de huidige resultaten te verbeteren op basis van verder onderzoek. In Hoofdstuk 3 voeren we een studie uit waarin we waarnemingen op verschillende golf-
164 Nederlandse samenvatting lengtes en met verschillende waarneemtechnieken combineren, om grenzen te stellen aan de eigenschappen van een planeet in wording die een gat creëert in de schijf. Dit soort schijven met gaten staat bekend als transitie schijven, omdat aangenomen wordt dat ze de overgangsfase zijn tussen een volledige schijf en een schijfloze ster, mogelijk omringd door een planetenstelsel. Hoewel andere theorieën geopperd zijn ter verklaring van de gaten is het mogelijk om deze gaten te creëren door vormende planeten in de schijf, en we laten zien dat als dat het geval is, de karaketeristieken van de structuur die we zien in de schijf, gebruikmakend van verschillende waarneemtechnieken, de eigenschappen van de planeet helpen te bepalen zonder de planeet direct te zien. In het bijzonder, de combinatie van beeldvormende polarimetrie op visuele golflengtes en interferometrische waarnemingen op sub-millimeter golflengtes kan de bestaande onzekerheid in planeetmassa en afstand behoorlijk sterk inperken. De studie gepresenteerd in Hoofdstuk 4 is de enige studie in dit proefschrift die niet (direct) gebruikmaakt van polarimetrie. De reden hiervoor is dat het een statistische studie is van de populatie van protoplanetaire schijven waarvan de grootte (dat wil zeggen de straal) al is gemeten door directe beeldvorming 2. Deze schijven draaien soms om sterren die weer omgeven worden door andere sterren. In feite vormen de meeste sterren in groepen waarvan sommige gedurende lange tijd bij elkaar blijven, waardoor ze elkaars ontwikkeling beïnvloeden. Daarom is het interessant de vraag te stellen of de omgeving waarin een ster zich ontwikkelt invloed heeft op zijn vermogen om planeten te vormen, omdat een protoplanetaire schijf verstoord kan worden door interacties met omliggende sterren. Dit is precies het doel van de studie. Helaas hebben we geen afbeeldingen van schijven in gebieden met veel sterren, maar het gebied met de hoogste dichtheid van sterren waarin schijven afgebeeld zijn (het Orion Nebula Cluster) lijkt kleinere schijven te bevatten, wat erop wijst dat de omgeving een afkappend effect heeft. Om deze relatie tussen de omgeving en de schijf eigenschappen te bewijzen moeten we gebieden met hogere ster dichtheden verkennen. We hebben daarom voorstellen ingediend om nieuwe waarnemingen uit te voeren met de splinternieuwe Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). Een belangrijke beperking voor het uitvoeren van polarimetrische beeldvorming is de hoeveelheid fotonen die een telescoop kan verzamelen. Dit wordt voornamelijk bepaald door de diameter van de primaire spiegel van de telescoop. De grootste telescopen die momenteel operationeel zijn hebben primaire spiegel diameters van ongeveer 8-10 meter. Gelukkig kunnen astronomen in het volgende decennium beginnen te observeren met veel grotere telescopen, zodat de hoeveelheid licht die we kunnen verzamelen van zwakke objecten zoals exoplaneten en protoplanetaire schijven, evenals de resolutie waarmee we kunnen observeren, enorm zal toenemen. Een van deze opkomende faciliteiten is de European Southern Observatory s (ESO s) European Extremely Large Telescope (E-ELT) welke een primaire spiegel zal hebben met een diameter van 39 meter. De bouw en werking van zo n telescoop is een extreem uitdagende taak door de complexiteit van de systemen die nodig zijn om de positionering en de juiste werking te controleren van alle optische elementen, welke groter zullen zijn dan ooit tevoren. 2 Stralen van sommige van de gebruikte schijven zijn gemeten, voor het eerst of ter bevestiging, met behulp van polarimetrische beeldvorming.
Nederlandse samenvatting 165 Deel II van dit proefschrift is erop gericht om de instrumentele effecten te bestuderen die aangemaakt worden door de verschillende optische elementen van de E-ELT telescoop. Zoals hiervoor genoemd wordt de polarisatie toestand van licht beïnvloed door processen als reflectie en verstrooiing. Dit is een voordeel voor het afbeelden van exoplaneten en circumstellaire schijven, maar het is ook een nadeel, want de belangrijkste elementen van een telescoop zijn spiegels. Elke reflectie aan een spiegel maakt polarisatie aan, en verandert de polarisatie die het licht al had, wat het moeilijk maakt om uit elkaar te rafelen welk gepolariseerde signaal van het astronomische object komt en wat door de telescoop is veroorzaakt. Daarom is het erg belangrijk om een grondige studie te verrichten naar de telescoop, deze effecten te karakteriseren, en te komen met technieken om ervoor te corrigeren. Dit is precies wat we doen in Hoofdstukken 5 to 7, waar we vinden dat, hoewel de polarimetrische effecten in deze telescoop groot zijn, het mogelijk is om hiervoor te corrigeren (en ze soms compleet op te heffen), waarmee we de condities scheppen die gevoelige en nauwkeurige polarimetrie mogelijk maken.