Rozdział 9 z 15
Radio
Planety z polem magnetycznym świecą na falach radiowych: elektrony spiralujące wzdłuż linii pola do stref zorzowych emitują w mechanizmie masera cyklotronowego, w wiązce o kształcie pustego stożka, do lokalnej częstotliwości cyklotronowej (Zarka 1998; Treumann 2006). Bliska planeta może też wzbudzać taką emisję na swojej gwieździe, jak Io na Jowiszu (Zarka 2007). Nie potwierdzono emisji radiowej pochodzącej z żadnej egzoplanety. Każde poniższe doniesienie jest wstępne lub sporne i jest tak opisane.
Skala częstotliwości
Maser cyklotronowy emituje przy f_ce = eB/(2π m_e) ≈ 2,80 MHz na gaus pola w źródle i tuż poniżej tej wartości, więc najwyższa obserwowana częstotliwość daje pole w tym miejscu. Słabe pole planetarne emituje poniżej kilkudziesięciu MHz, gdzie nasłuchiwać mogą tylko sieci niskich częstotliwości, takie jak LOFAR (10–240 MHz; van Haarlem et al. 2013); kilogausowe pole M karła sięga GHz.
| Wielkość | Wartość | Źródło |
|---|---|---|
| Częstotliwość cyklotronowa na gaus | 2.799 MHz | eB/(2π m_e) z wartością SI 2019 dla e i CODATA 2018 dla m_e [calc] |
| τ Boötis, niepewne rozbłyski przy 14–21 MHz | ≥ 5.0–7.5 G | najmniejsze pole przy źródle dla tego pasma, jeśli jest to emisja cyklotronowa (pasmo Turner et al. 2021) [obl.] |
| Rozbłyski YZ Ceti przy 2–4 GHz | ≥ 0.71–1.43 kG | najmniejsze pole u źródła, na gwieździe (pasmo Pineda & Villadsen 2023) [obl.] |
| Pasmo LOFAR | 10–240 MHz | van Haarlem et al. 2013 |
| τ Boo Ab, zapisana masa i okres | 4.5 MJ · 3.31 d | exoplanet.eu |
| YZ Cet b, zapisane m sin i i okres | 0.0022 MJ · 2.02087 d | exoplanet.eu |
Twierdzenia i ich obecny status
Wstępny, niepotwierdzony
τ Boötis b · LOFAR
Kołowo spolaryzowana emisja impulsowa przy 14–21 MHz, około 3σ, bez niczego w wiązkach poza celem; zgłoszono też wolnozmienny sygnał przy 21–30 MHz, co do którego sami autorzy mieli wątpliwości (Turner et al. 2021). Kolejne obserwacje LOFAR obejmujące 70% orbity, w tym wcześniejsze fazy orbitalne, nie wykazały ani emisji impulsowej, ani wolnozmiennej (Turner et al. 2024).
Sporne: żadna planeta jeszcze tego nie wyjaśnia
GJ 1151 · LOFAR
Emisja niskoczęstotliwościowa od spokojnego czerwonego karła, o charakterze zorzy planetarnej, interpretowana jako oddziaływanie gwiazdy z planetą wielkości Ziemi na orbicie 1–5-dniowej (Vedantham i in. 2020). Prędkości radialne wykazały następnie planetę na orbicie 390-dniowej, która bardzo mało prawdopodobnie jest źródłem, oraz brak planety krótkookresowej (masa minimalna poniżej 1,2 mas Ziemi) (Blanco-Pozo i in. 2023).
Kandydat
YZ Ceti · VLA
Koherentne rozbłyski przy 2–4 GHz, dwa z nich w podobnych fazach orbitalnych YZ Ceti b, która mogłaby je zasilać; aktywności gwiazdowej nie wykluczono, więc YZ Ceti jest kandydatem na układ z oddziaływaniem gwiazda–planeta (Pineda & Villadsen 2023).
Pierwsze planety znaleziono radiowo, w inny sposób
In 1992, Wolszczan and Frail found planets around the millisecond pulsar PSR B1257+12 from the regular wobble in its pulses' arrival times (Wolszczan & Frail 1992): the planets tug the pulsar, and the light-travel time changes by milliseconds. That is radio timing, not radio from a planet. Its card on the Galaxy tour ›
| Wielkość | Wartość | Źródło |
|---|---|---|
| PSR B1257+12 b: amplituda opóźnień czasowych | 0.00453 ms | (Mp/M_psr)·a/c z masą z exoplanet.eu 7e-05 MJ, a = 0,19 AU, sin i = 1 i założonym pulsarem o masie 1,4 M☉ (jego masa nie jest zapisana) [calc] |
| PSR B1257+12 c: amplituda w pomiarach czasu | 1.59 ms | (Mp/M_psr)·a/c z masą z exoplanet.eu 0,013 MJ, a = 0,36 AU, sin i = 1 i przyjętą masą pulsara 1,4 M☉ (jego masa nie jest zapisana) [calc] |
| PSR B1257+12 d: amplituda w pomiarach czasu | 1.88 ms | (Mp/M_psr)·a/c z masą z exoplanet.eu 0,012 MJ, a = 0,46 AU, sin i = 1 i przyjętą masą pulsara 1,4 M☉ (jego masa nie jest zapisana) [calc] |
Nie jest to metoda wykrywania egzoplanet
Poszukiwania technosygnatur (SETI)
Te poszukiwania dotyczą sygnałów wytworzonych technicznie, a nie planet ani ich zórz, i są tu przedstawione osobno. Breakthrough Listen obserwował 1327 pobliskich gwiazd przy 1,10–3,45 GHz za pomocą Green Bank i Parkes i po wykluczeniu zakłóceń ziemskich nie znalazł żadnych kandydatów; górne granice mocy nadajnika wynoszą 2×10¹² W i 9×10¹² W (Price et al. 2020; cele z Isaacson et al. 2017).
SetuHQ nie prowadzi obserwacji radiowych. Scena jest ilustracją: linie pola, stożek i orbita nie są w skali, a czasy rozbłysków są poglądowe; obliczana jest tylko częstotliwość odcięcia.
Źródła
- Treumann 2006, A&ARv 13, 229 (maser elektronowo-cyklotronowy)
- Zarka 1998, JGR 103, 20159 (zorzowa emisja radiowa na planetach zewnętrznych)
- Zarka 2007, Planet. Space Sci. 55, 598 (oddziaływania plazmowe gwiazda–planeta i emisja radiowa)
- van Haarlem et al. 2013, A&A 556, A2 (LOFAR)
- Turner et al. 2021, A&A 645, A59 (τ Boötis z LOFAR)
- Turner et al. 2024, A&A 688, A66 (obserwacje uzupełniające τ Boötis z LOFAR)
- Vedantham et al. 2020, Nature Astronomy 4, 577 (GJ 1151)
- Blanco-Pozo et al. 2023, A&A 671, A50 (prędkości radialne GJ 1151)
- Pineda & Villadsen 2023, Nature Astronomy 7, 569 (YZ Ceti)
- Wolszczan & Frail 1992, Nature 355, 145 (PSR B1257+12)
- Isaacson et al. 2017, PASP 129, 054501 (cele Breakthrough Listen)
- Price et al. 2020, AJ 159, 86 (Breakthrough Listen: 1327 pobliskich gwiazd)