Osäkerhet inom vetenskapen är bra. För så här fungerar den vetenskapliga modellen:du observerar ett fenomen, bilda sedan en hypotes om varför det fenomenet äger rum, testa sedan hypotesen, som leder dig till att utveckla en ny hypotes, och så vidare. Den processen innebär att det kan vara svårt att någonsin definitivt veta något. Istället, forskare arbetar för att förstå osäkerheten i sina mätningar, deras modeller, deras slutsatser.

Med andra ord, snarare än att vara en begränsning, osäkerhet kan bidra till att förbättra vår kunskap om den naturliga världen, och berätta vilka frågor vi ska ställa härnäst.

Men den trösten med osäkerhet översätts inte alltid till hur vetenskapliga rön kommuniceras. Speciellt med genomgripande sociala medier och snabba handläggningstider för journalister och presskontor, nyanserna eller till och med de stora begränsningarna av en vetenskaplig upptäckt kan vara svåra att förmedla till allmänheten. Som ett resultat, det är möjligt för människor att – helt förståeligt – få intrycket av att ett nytt fynd är mer robust än vad det egentligen är.

Ta exoplaneter. En gång troddes vara begränsad till science fiction, det finns nu fler än 4, 000 världar kända för att kretsa kring andra stjärnor. Och den siffran ökar hela tiden. Mest spännande, rymdfarkoster som NASA:s TESS-uppdrag är alltmer kapabla att söka efter mindre, steniga exoplaneter, inklusive de som kan vara jordlika och kanske till och med beboeliga.

Det finns flera metoder för att upptäcka exoplaneter. Misstänkta exoplaneter kallas "kandidater" tills två eller helst fler oberoende angreppssätt bekräftar att de är, faktiskt, verklig. De två primära teknikerna är transitfotometri och den radiella hastighetsmetoden.

Transitfotometri innebär att man observerar en avlägsen stjärna genom ett teleskop (vanligtvis ett mycket kraftfullt sådant) och tittar på om dess ljusstyrka dämpas. Om så är fallet, en förklaring till den nedtoningen är att en planet passerade mellan stjärnan och observatören på jorden. Om en stjärna tycks dämpas regelbundet, det är bra indicier för att en planet som korsar framför stjärnan är boven. Transitfotometri kan till och med uppskatta storleken på en planet, genom att mäta hur mycket planeten dämpar sin stjärna (eftersom en större planet blockerar mer ljus än en mindre planet).

Självklart, för att denna metod ska fungera, omloppsplanet för en exoplanet måste vara sådant att det korsar stjärnan som sedd av jorden. Och planeten måste cirkla sin stjärna tillräckligt ofta för att vi kan upptäcka den inom en rimlig tid. Till exempel, en planet som tar lika lång tid att gå runt en stjärna som Pluto tar för att kretsa runt solen är inte något vi sannolikt kommer att upptäcka, även om dess omloppsplan är kant mot jorden.

Den radiella hastighetsmetoden letar efter små vinglar i en stjärnas rotation (mätt genom variationer i egenskaperna hos ljuset den avger). Som är fallet för transitfotometri, om denna vingling inträffar regelbundet, då kan vi rimligen dra slutsatsen att gravitationsdragningen av en planet i bana är ansvarig. Och, på nytt, denna vingling måste upprepas tillräckligt ofta för att vi har en chans att ta upp den med teleskop.

Dock, en stor fördel med radialhastighetsmetoden framför transitfotometri är att en planet inte behöver korsa sin stjärna ur en astronoms perspektiv på jorden. Men det är också där en stor osäkerhet ligger i att förstå vilken typ av planet vi kan upptäcka med denna metod.

Föreställ dig en planet som cirkulerar sin stjärna i en omloppsbana som är på kanten, i förhållande till jorden. Den vinkling som denna planet skulle framkalla i sin stjärna skulle vara ett maximalt värde ur vårt perspektiv:mängden stjärnan skulle röra sig är störst mot eller bort från oss. (Självklart, mängden av denna rörelse är verkligen liten, men något vi fortfarande kan mäta med moderna teleskop.). Å andra sidan, om planeten kretsade i ett plan som var vänd mot oss – dvs. vi skulle se hela omloppsbanan som en cirkel från vår utsiktspunkt – då skulle vi inte se någon vingling alls. Allt ryck i stjärnan skulle vara i omloppsbanan, lämnar ingen förändring i egenskaperna hos stjärnans ljus för oss att upptäcka.

Men tänk om, som mest troligt är, en planet kretsar i ett plan som inte är någondera kanten på, inte heller ansiktet på, till oss?

Den wobbling vi skulle upptäcka skulle vara en del av den totala wobblingen. Och eftersom storleken på vinklingen relaterar till massan på den kretsande planeten, vi skulle bara kunna mäta ett minimivärde för den planetens massa. Det här spelar roll, eftersom massa är lika med storlek:en planet med låg massa har större chans att vara stenig än en planet med hög massa. Och här är flera detekteringsmetoder till hjälp, för om transitfotometri kan mäta en planets storlek, och radiella hastighetsmätningar ger oss planetens massa, sedan kan exoplanetens densitet beräknas.

En planet med hög densitet är mycket mer sannolikt att vara stenig – som jorden eller Venus – än en planet med lägre densitet, som huvudsakligen kan bestå av gaser, som Neptunus och Uranus. Men för en exoplanet som detekteras med enbart radiell hastighet, det kan vara omöjligt att veta om dess uppmätta massavärde är korrekt, och så naturen hos en sådan planet, sten eller gasformig, är osäker.

Astronomer vet detta, självklart, och om inte vinkeln för en planets omloppsbana i förhållande till jorden är känd (med transitfotometri, säga), de rapporterar massan av en exoplanet som hittats med radialhastighetsmetoden som ett minimum. Detta är ett exempel på där osäkerhet inom vetenskapen är fullt erkänd. Men det är också ett exempel på att osäkerheten inte nödvändigtvis är uppenbar för någon som inte är särskilt insatt i hur exoplaneter upptäcks.

Till exempel, under 2016, European Southern Observatory tillkännagav upptäckten av en planet som kretsar runt den närmaste stjärnan till solen, Proxima Centauri. Denna planet, heter Proxima b, detekterades med radialhastighetsmetoden och har en minimimassa på 1,27 gånger jordens, gör det till en stenig planet. (Du kan se en konstnärs intryck av planeten högst upp på den här sidan.)

Men det är fullt möjligt att Proxima b fortfarande är mer massiv, och kan till och med vara en mini-Neptunus – en typ av planet som inte finns i vårt solsystem, men det verkar vara vanligt på andra ställen, med en tjock väte-heliumatmosfär. En mini-Neptunus ser inte ut som en stenig värld som jorden, men illustrationerna som åtföljde nyheterna om Proxima b:s upptäckt (som den överst på denna sida) kunde inte lätt fånga den osäkerheten. Och så, även om exoplaneter är otroligt spännande saker att studera och lära sig om, det är värt att ha ett öppet sinne när det dyker upp artiklar om den potentiella beboeligheten hos planeter som ligger precis bredvid oss. Åtminstone, tills vi faktiskt kan besöka dem.