Astronomía

Exoplaneta se sumerge en la curva de luz de tránsito cuando el planeta pasa detrás de la estrella

Exoplaneta se sumerge en la curva de luz de tránsito cuando el planeta pasa detrás de la estrella


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En la siguiente animación, no entiendo por qué el brillo disminuye ligeramente cuando el planeta está detrás de la estrella.

¿De dónde viene este efecto?


Justo antes de que el planeta se sitúe detrás de la estrella, vemos la luz directamente de la estrella, así como la luz reflejada desde la superficie del planeta. Cuando el planeta está detrás de la estrella, ya no vemos la luz reflejada.

Tenga en cuenta que la parte superior de la línea también se curva para reflejar qué parte de la superficie del planeta está iluminada por la estrella. La mayor iluminación es cuando está casi "llena" justo antes de pasar detrás de la estrella. La menor iluminación es cuando es "nueva" justo antes de pasar frente a la estrella.

Editar (para abordar el comentario de Fraxinus a continuación): Aquí hay un ejemplo de Zhang et. al: Curvas de fase de WASP-33b y HD 149026b y una nueva correlación entre la compensación de la curva de fase y la temperatura de irradiación.

El gráfico anterior muestra datos procesados ​​del telescopio espacial Spitzer. Del periódico:

Las observaciones se programaron para comenzar antes de un eclipse secundario y finalizar después del siguiente eclipse secundario,

Estas curvas de luz ayudan a estimar el albedo planetario, la temperatura diurna / nocturna y la composición atmosférica.


La nave espacial caza planetas muestra sus cosas al detectar un exoplaneta conocido

La nave espacial Kepler de la NASA, que pronto puede ayudar a los científicos a poner nuestro planeta en su contexto galáctico al mostrar cuán comunes son los mundos similares a la Tierra en toda la Vía Láctea, ha tenido un buen comienzo.

El telescopio espacial, que fue lanzado en marzo y comenzó su misión científica en mayo, pasará más de tres años observando un parche de 100.000 estrellas cerca de las constelaciones norteñas Cygnus y Lyra. Si esas estrellas tienen sistemas planetarios alineados con la línea de visión de Kepler, el fotómetro de la nave espacial debería poder detectar el oscurecimiento periódico causado por los planetas cuando transitan o pasan frente a sus estrellas.

Cientos de exoplanetas y planetas más allá de nuestro sistema solar y mdash ya han sido detectados desde el suelo y desde otras naves espaciales a través de búsquedas de tránsito y otros métodos. Pero el catálogo actual de exoplanetas refleja principalmente la fruta madura y los planetas extremadamente grandes en órbitas estrechas, cuyos efectos visibles o gravitacionales en sus estrellas son más pronunciados. Muchos de estos planetas se conocen como Júpiter calientes.

La misión de Kepler es buscar mundos más pequeños más parecidos al nuestro, idealmente en órbitas cómodas que permitan la vida en la llamada zona habitable de sus respectivas estrellas.

Un artículo en el de esta semana Ciencias, El uso de 10 días de datos preliminares recopilados por Kepler demuestra la capacidad de la nave espacial para detectar planetas grandes y brinda aliento de que cuerpos del tamaño de la Tierra están a su alcance.

En el estudio, el equipo de Kepler muestra que los datos revelan claramente el oscurecimiento causado por el tránsito periódico de HAT-P-7 b, un exoplaneta de casi el doble de la masa de Júpiter que orbita alrededor de la estrella HAT-P-7, alrededor de 1000 luz- años de distancia. El exoplaneta, descubierto el año pasado por observatorios terrestres, orbita tan cerca de su estrella que completa un bucle en solo 2,2 días y lo convierte en un Júpiter muy caliente.

"De hecho, hace tanto calor que brilla, como el elemento calefactor de su horno o tostadora", dice el investigador principal adjunto de Kepler, David Koch, del Centro de Investigación Ames de la NASA en Moffett Field, California. Además de la luz de las estrellas como HAT -P-7 b pasó frente a su estrella, Kepler pudo detectar el brillo del exoplaneta, que aparece en los datos como una mayor emisión de la estrella cuando el planeta es visible a su lado.

De manera crucial, Kepler también detectó una ligera caída en la luminosidad, mucho menos dramática que la atenuación asociada con el planeta que pasa frente a la estrella, cuando HAT-P-7 b pasó detrás de su estrella y mdash, la nave espacial solo estaba viendo la luz de la estrella, sin el reflejo. y resplandor del exoplaneta.

"Cuando el planeta está orbitando la estrella, cuando va frente a la estrella, por supuesto, se ve el tránsito y el planeta está bloqueando la luz de la estrella", dice Koch. "Cuando el planeta va detrás de la estrella, la estrella ahora está bloqueando la luz de ese planeta rojo brillante, y eso causa lo que se llama una ocultación".

La ocultación es un fenómeno mucho menos pronunciado que un tránsito planetario, por lo que la capacidad de Kepler para rastrear la ocultación de un planeta grande indica que podrá detectar el tránsito de uno más pequeño.

La observación clave de la nueva investigación es que la pequeña caída en la curva de luz HAT-P-7 b cuando el planeta pasa detrás de su estrella es aproximadamente equivalente a la señal de un planeta del tamaño de la Tierra cuando pasa frente a su estrella madre. ”, dice Paul Kalas, astrónomo de la Universidad de California, Berkeley, que no forma parte del equipo de Kepler.

Detectar planetas más pequeños y fríos es un proceso largo. El único planeta verdaderamente parecido a la Tierra que conocemos, & mdashours & mdash, tarda más de 150 veces el tiempo que hace HAT-P-7 b en rodear su estrella, por lo que la recopilación de datos sobre planetas similares en múltiples órbitas llevará años.

Incluso los nuevos Júpiter calientes y otros planetas en órbita cercana que encuentre Kepler requerirán extensas observaciones de seguimiento desde el suelo para confirmar. (Como señala Koch, el oscurecimiento periódico de una estrella puede explicarse por una estrella eclipsando a otra en un sistema estelar binario). Koch dice que espera que los primeros exoplanetas grandes descubiertos por Kepler comiencen a desplegarse a principios del próximo año.

Mientras tanto, la evidencia inicial de que Kepler será capaz de detectar la Tierra es absolutamente convincente ”, dice Kalas. "Básicamente, están ofreciendo una ventana al futuro científico: Kepler pronto detectará un planeta del tamaño de la Tierra fuera del sistema solar".


Imágenes directas

La obtención de imágenes directas de exoplanetas es extremadamente difícil debido a dos efectos. Hay un contraste de brillo muy pequeño entre la estrella anfitriona y el planeta y solo hay una pequeña separación angular entre el planeta y el anfitrión. En términos sencillos, la luz de la estrella y una estrella ahogará cualquier luz del planeta debido a que los observamos desde una distancia mucho mayor que su separación. Para permitir la obtención de imágenes directas, ambos efectos deben minimizarse.

El contraste de bajo brillo generalmente se aborda mediante el uso de un coronógrafo. Un coronógrafo es un instrumento que se conecta al telescopio para reducir la luz de la estrella y, por lo tanto, aumentar el contraste de brillo de los objetos cercanos. Se propone otro dispositivo, llamado starhade, que se enviaría al espacio con el telescopio y bloquearía directamente la luz de la estrella.

La pequeña separación angular se aborda mediante el uso de óptica adaptativa. La óptica adaptativa contrarresta la distorsión de la luz debido a la atmósfera terrestre y aposífera (visión atmosférica). Esta corrección se realiza mediante el uso de un espejo cuya forma se modifica en respuesta a las mediciones de una estrella guía brillante. Enviar el telescopio al espacio es una solución alternativa, pero es una solución más cara. Aunque estos problemas pueden abordarse y hacer posible la obtención de imágenes directas, la obtención de imágenes directas sigue siendo una forma poco común de detección.

Tres exoplanetas de los que se obtienen imágenes directamente. Los planetas orbitan alrededor de una estrella ubicada a 120 años luz de distancia. Observe el espacio oscuro donde se encuentra la estrella (HR8799), esta eliminación es clave para ver los tres planetas.


El método de tránsito de exoplanetas

Cuando los exoplanetas pasan frente a su estrella anfitriona (como se ve desde la Tierra), una parte de la luz de inicio se bloquea y se mide una disminución en el flujo de fotones. La medición del cambio de flujo a lo largo del tiempo permite la creación de una curva de luz. Al ajustar los modelos a la curva de luz, se pueden extraer varias características como los movimientos orbitales y la composición atmosférica. Tanto el tamaño de la estrella anfitriona como el del planeta determinarán la disminución del flujo durante el tránsito. La distancia orbital entre el exoplaneta y su estrella anfitriona no afecta la profundidad del tránsito debido a la enorme distancia desde la Tierra.

El método de tránsito es particularmente útil para calcular el radio de un exoplaneta. En primer orden (asumiendo que el disco estelar es de brillo uniforme y despreciando cualquier flujo del planeta), la relación entre el cambio observado en el flujo y el del flujo estelar se puede expresar como:

donde y son los radios planetario y estelar respectivamente. Como se describe a continuación, el oscurecimiento de las extremidades tendrá un efecto en la curva de luz de tránsito, pero en primer lugar, la ecuación anterior se mantiene.

Parámetro de impacto:

La duración total del tránsito depende en gran medida del parámetro de impacto, que se define como la distancia proyectada por el cielo entre el centro del disco estelar y el centro del disco planetario en la conjunción * y se muestra en Figura 1**. Suponiendo una órbita circular, el parámetro de impacto se expresa como:

Figura 1: El parámetro de impacto varía desde el centro del disco estelar hasta la cúspide del disco.

Duración del tránsito:

La duración total del tránsito, definida como el tiempo durante el cual cualquier parte del planeta oscurece el disco de la estrella, depende de cómo el planeta transita por la estrella anfitriona. Si el exoplaneta cruza el centro del disco estelar (), la duración del tránsito es la más larga, lo que significa una duración del tránsito más corta. Con la ayuda de Figura 2 y usando el teorema de Pitágoras, la longitud que el planeta tiene que viajar a través del disco de la estrella se puede expresar como,


Figura 2: Geometría estrella-planeta que muestra la distancia recorrida por el planeta, el parámetro de impacto del sistema y los radios estelar y planetario, respectivamente.

Con la ayuda de Fig. 3, el exoplaneta se mueve alrededor de su órbita, creando un ángulo (medido en radianes) con respecto al centro de la estrella anfitriona.


Fig. 3: La geometría orbital de un sistema de exoplanetas en tránsito que muestra la distancia proyectada recorrida a través de la superficie de la estrella, entre los puntos y el ángulo que forma esta geometría, con la inclinación, y el semieje mayor, que se muestran.

Suponiendo una órbita circular, la distancia alrededor de una órbita completa es, donde a es el radio de la órbita. La longitud de arco entre los puntos y es y la distancia a lo largo de una línea recta entre y es.

Desde el triángulo formado por, y el centro de la estrella,

una expresión de la duración total del tránsito.

Los efectos del oscurecimiento de las extremidades:

El efecto causado por el hecho de que el disco estelar es más brillante en el centro en comparación con la extremidad del disco se denomina oscurecimiento de la extremidad. Los fotones emitidos desde la extremidad del disco estelar a una cierta profundidad atmosférica, siguen un camino más oblicuo a través de la atmósfera estelar en comparación con los fotones emitidos desde el centro del disco estelar como se ve en Figura 4. Para los fotones que escapan del borde del disco estelar, se alcanza una profundidad óptica de unidad a mayor altitud donde la temperatura es más fría () y la radiación es menos intensa provocando el aparente oscurecimiento.


Figura 4: El oscurecimiento de la extremidad de una estrella muestra cómo la intensidad y la temperatura disminuyen cuando un observador mira hacia la extremidad de la estrella.

El efecto de oscurecimiento de las extremidades es mayor en longitudes de onda cortas donde se observa una curva de luz muy redondeada. Para longitudes de onda más largas, el efecto es menos severo y el centro del tránsito adquiere una forma más plana (ver Figura 5).


Figura 5: Dos curvas de luz modelo de la súper Tierra GJ

1214b para observaciones a 5000 Å (azul) y (naranja) utilizando un filtro sintonizable con un ancho de 12 Å. Las observaciones en longitudes de onda más cortas dan como resultado un tránsito más profundo y más estrecho.

Inclinación orbital:

Las observaciones de velocidad radial proporcionan información sobre la masa mínima, de, suponiendo que se conoce la masa estelar. Para restringir la masa real de un exoplaneta, se debe medir la inclinación orbital. Esto se hace ajustando una curva de luz de tránsito analítica a los datos usando la ecuación de tránsito de cite. Un exoplaneta en tránsito que tiene un parámetro de impacto o tendrá una duración de tránsito más corta, una profundidad de tránsito menor y tiempos de entrada y salida más largos. Esto se ve en Figura 6 donde se muestran los efectos de variar de a.


Figura 6: Los valores de inclinación van de a a intervalos, con la curva de luz más superficial correspondiente a.

* Conjunción: el punto en la órbita donde dos objetos están más alineados, visto desde la Tierra.
** Las cifras y derivaciones están adaptadas de & # 8220Transiting Exoplanets & # 8221, por Carole A. Haswell.


Contenido

Un ejemplo de tránsito implica el movimiento de un planeta entre un observador terrestre y el Sol. Esto solo puede suceder con planetas inferiores, a saber, Mercurio y Venus (ver tránsito de Mercurio y tránsito de Venus). Sin embargo, debido a que un tránsito depende del punto de observación, la Tierra misma transita por el Sol si se observa desde Marte. En el tránsito solar de la Luna capturado durante la calibración de la imagen ultravioleta de la nave espacial STEREO B, la Luna parece mucho más pequeña que cuando se ve desde la Tierra, porque la separación entre la nave espacial y la Luna era varias veces mayor que la distancia entre la Tierra y la Luna.

El término también se puede utilizar para describir el movimiento de un satélite a través de su planeta padre, por ejemplo, uno de los satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes, Calisto) a través de Júpiter, visto desde la Tierra.

Aunque son raros, ocurren casos en los que se alinean cuatro cuerpos. Uno de estos eventos ocurrió el 27 de junio de 1586, cuando Mercurio transitó por el Sol visto desde Venus al mismo tiempo que un tránsito de Mercurio desde Saturno y un tránsito de Venus desde Saturno. [ cita necesaria ]

Observaciones notables Editar

No se planearon misiones que coincidieran con el tránsito de la Tierra visible desde Marte el 11 de mayo de 1984 y las misiones Viking habían terminado un año antes. En consecuencia, la próxima oportunidad de observar tal alineación será en 2084.

El 21 de diciembre de 2012, el Cassini – Huygens sonda, en órbita alrededor de Saturno, observó el planeta Venus en tránsito por el Sol. [3]

El 3 de junio de 2014, el rover de Marte Curiosidad observó el planeta Mercurio en tránsito por el Sol, lo que marca la primera vez que se observa un tránsito planetario desde un cuerpo celeste además de la Tierra. [4]

Tránsitos planetarios mutuos Editar

En casos raros, un planeta puede pasar frente a otro. Si el planeta más cercano parece más pequeño que el más distante, el evento se llama tránsito planetario mutuo.

Tránsito de Venus visto desde la Tierra, 2012

Io transita a través de Júpiter visto por Cassini astronave

Mercurio en tránsito por el Sol, visto desde Curiosidad rover en Marte (3 de junio de 2014).

La Luna en tránsito frente a la Tierra, vista por el Observatorio del Clima del Espacio Profundo el 4 de agosto de 2015.

El método de tránsito se puede utilizar para descubrir exoplanetas. A medida que un planeta eclipsa / transita a su estrella anfitriona, bloqueará una parte de la luz de la estrella. Si el planeta transita entre la estrella y el observador, el cambio de luz se puede medir para construir una curva de luz. Las curvas de luz se miden con un dispositivo acoplado con carga. La curva de luz de una estrella puede revelar varias características físicas del planeta y la estrella, como la densidad. Se deben medir múltiples eventos de tránsito para determinar las características que tienden a ocurrir a intervalos regulares. Múltiples planetas que orbitan alrededor de la misma estrella anfitriona pueden causar variaciones de tiempo de tránsito (TTV). El TTV es causado por las fuerzas gravitacionales de todos los cuerpos en órbita que actúan unos sobre otros. Sin embargo, la probabilidad de ver un tránsito desde la Tierra es baja. La probabilidad viene dada por la siguiente ecuación.

dónde Restrella y Rplaneta son el radio de la estrella y el planeta, respectivamente, y a es el semi-eje mayor. Debido a la baja probabilidad de un tránsito en cualquier sistema específico, se deben observar regularmente grandes selecciones del cielo para poder ver un tránsito. Es más probable que se vean los Júpiter calientes debido a su radio más grande y su eje semi-mayor corto. Para encontrar planetas del tamaño de la Tierra, se observan estrellas enanas rojas debido a su pequeño radio. Aunque el tránsito tiene una probabilidad baja, ha demostrado ser una buena técnica para descubrir exoplanetas.

En los últimos años, el descubrimiento de planetas extrasolares ha despertado interés en la posibilidad de detectar sus tránsitos a través de sus propias primarias estelares. HD 209458b fue el primer planeta en tránsito que se detectó.

El tránsito de objetos celestes es uno de los pocos fenómenos clave que se utilizan hoy en día para el estudio de los sistemas exoplanetarios. Hoy en día, la fotometría de tránsito es la forma principal de descubrimiento de exoplanetas. [5] A medida que un exoplaneta se mueve frente a su estrella anfitriona, hay una atenuación en la luminosidad de la estrella anfitriona que se puede medir. [6] Los planetas más grandes hacen que la caída de la luminosidad sea más notable y más fácil de detectar. A menudo se llevan a cabo observaciones de seguimiento utilizando otros métodos para garantizar que se trata de un planeta.

Actualmente hay (diciembre de 2018) 2345 planetas confirmados con curvas de luz de Kepler para el anfitrión estelar. [7]

Durante un tránsito hay cuatro "contactos", cuando la circunferencia del círculo pequeño (disco del cuerpo pequeño) toca la circunferencia del círculo grande (disco del cuerpo grande) en un solo punto. Históricamente, medir el tiempo preciso de cada punto de contacto era una de las formas más precisas de determinar las posiciones de los cuerpos astronómicos. Los contactos ocurren en el siguiente orden:

  • Primer contacto: el cuerpo más pequeño está completamente fuera del cuerpo más grande, moviéndose hacia adentro ("entrada exterior")
  • Segundo contacto: el cuerpo más pequeño está completamente dentro del cuerpo más grande, moviéndose más hacia adentro ("entrada interior")
  • Tercer contacto: el cuerpo más pequeño está completamente dentro del cuerpo más grande, moviéndose hacia afuera ("salida interior")
  • Cuarto contacto: el cuerpo más pequeño está completamente fuera del cuerpo más grande, moviéndose hacia afuera ("salida exterior") [8]

Un quinto punto nombrado es el de mayor tránsito, cuando los centros aparentes de los dos cuerpos están más próximos entre sí, a la mitad del tránsito. [8]

Dado que la fotometría de tránsito permite escanear grandes áreas celestes con un procedimiento simple, ha sido la forma más popular y exitosa de encontrar exoplanetas en la última década e incluye muchos proyectos, algunos de los cuales ya han sido retirados, otros en uso hoy y algunos en curso de planificación y creación. Los proyectos más exitosos incluyen HATNet, KELT, Kepler y WASP, y algunas misiones nuevas y en etapa de desarrollo como TESS, HATPI y otras que se pueden encontrar entre la Lista de proyectos de búsqueda de exoplanetas.

HATNet Editar

El Proyecto HATNet es un conjunto de telescopios del norte en el Observatorio Fred Lawrence Whipple, Observatorios de Arizona y Mauna Kea, HI, y telescopios del sur de todo el mundo, en África, Australia y Sudamérica, bajo la rama HATSouth del proyecto. [9] Estos son telescopios de pequeña apertura, como KELT, y miran un campo amplio que les permite escanear una gran área del cielo en busca de posibles planetas en tránsito. Además, su multitud y distribución por todo el mundo permite la observación del cielo las 24 horas del día, los 7 días de la semana, de modo que se puedan capturar más tránsitos de períodos cortos. [10]

Un tercer subproyecto, HATPI, está actualmente en construcción y estudiará la mayor parte del cielo nocturno visto desde su ubicación en Chile. [11]

KELT Editar

KELT es una misión de telescopio terrestre diseñada para buscar sistemas en tránsito de planetas de magnitud 8 & ltM & lt10. Comenzó a operar en octubre de 2004 en el Observatorio Winer y tiene un telescopio compañero del sur agregado en 2009. [12] KELT North observa "una franja de cielo de 26 grados de ancho que está arriba de América del Norte durante el año", mientras que KELT South observa un solo objetivo. áreas del tamaño de 26 por 26 grados. Ambos telescopios pueden detectar e identificar eventos de tránsito tan pequeños como una caída de flujo del 1%, lo que permite la detección de sistemas planetarios similares a los de nuestro sistema planetario. [13] [14]

Kepler / K2 Editar

El satélite Kepler sirvió a la misión Kepler entre el 7 de marzo de 2009 y el 11 de mayo de 2013, donde observó una parte del cielo en busca de planetas en tránsito dentro de 115 grados cuadrados del cielo alrededor de las constelaciones Cygnus, Lyra y Draco. [15] Después de eso, el satélite continuó funcionando hasta el 15 de noviembre de 2018, esta vez cambiando su campo a lo largo de la eclíptica a una nueva área aproximadamente cada 75 días debido a la falla de la rueda de reacción. [dieciséis]

TESS Editar

TESS se lanzó el 18 de abril de 2018 y está previsto que inspeccione la mayor parte del cielo observando sus franjas definidas a lo largo de las líneas de ascensión recta durante 27 días cada una. Cada área encuestada mide 27 por 90 grados. Debido al posicionamiento de las secciones, el área cercana al eje de rotación de TESS se estudiará hasta por 1 año, lo que permitirá la identificación de sistemas planetarios con períodos orbitales más largos.


Detección de caídas en los datos de Kepler

Tras la publicación de los datos, una gran cantidad de artículos de Kepler subieron a la astrofísica esta noche. En mi publicación anterior, fui directamente a los números, pero aquí discutiré la misión y los datos de Kepler con cierta profundidad, que creo que generalmente serán útiles para comprender los resultados actuales y futuros de Kepler.

Las cifras que he incluido son de un artículo de Nature de Jack J. Lissauer (NASA Ames) que fue el tema central del comunicado de prensa de la NASA. Este sistema multiplaneto con 6 nuevos planetas todos orbitando una estrella etiquetada & # 8220Kepler-11. & # 8221 (Los planetas se etiquetan con letras, en este caso bg. El primer planeta encontrado se llama [starname] by así sucesivamente. En En este caso, los 6 planetas se detectaron simultáneamente, por lo que los autores los etiquetaron de adentro hacia afuera, por ejemplo, Kepler-11b es el planeta más interno y Kepler-11g es el más externo).

Los planetas que varían en tamaño de 1,97 a 4,52 radios terrestres, que se cree que son coplanares dentro de

1 grado. Todos, excepto el exterior, estarían dentro de la órbita de 0,39 UA de Mercurio, lo que lo convierte en el sistema planetario más compacto descubierto. Eso es solo lo básico. Es un sistema bastante interesante y se ha hablado mucho de él, así que voy a dirigir a todos los interesados ​​a la publicación de Phil Plait & # 8217 sobre Bad Astronomy al respecto.

  • Título: Características de los candidatos planetarios observadas porKepler, II: Análisis de los primeros cuatro meses de datosAutor: William J. Borucki y col.
  • Primer autor e institución n. ° 8217: Centro de Investigación Ames de la NASA

Muestra las curvas de luz de tránsito del sistema Kepler-11. (Haga clic para agrandar)

El objetivo de la misión Kepler es averiguar cuántos análogos de la Tierra (tamaño y clima similares) existen. Hay varias formas de detectar exoplanetas, pero Kepler usa el método de tránsito: cuando un planeta pasa entre nosotros y su estrella anfitriona, causa una caída (

1%) en el brillo observado (flujo) de la estrella & # 8217s. Esta inmersión tiene una característica forma de sombrero de copa invertida y la curva de luz se puede utilizar para determinar el período orbital y el radio del planeta. Con los datos de velocidad radial, se puede determinar la masa del planeta y, por lo tanto, su densidad (el método de velocidad radial se basa en la observación de los cambios Doppler en los espectros de la estrella y # 8217s a medida que & # 8220 oscila & # 8221) la oscilación es el resultado de la estrella orbitando alrededor el centro de masa de la estrella / planeta).

Desafortunadamente, el sistema planetario tiene que estar en una alineación oportuna para que podamos ver un tránsito, por lo que no esperamos ver planetas en tránsito alrededor de la mayoría de las estrellas. Para evitar esto, Kepler está monitoreando

150.000 estrellas similares al Sol durante un período de 3 años. Por ahora, tendremos que conformarnos con los resultados basados ​​en los primeros cuatro meses de datos. En la figura de la izquierda, puede ver ejemplos de 6 eventos de tránsito diferentes, uno para cada uno de los 11 planetas de Kepler. Estos son gráficos de flujo (normalizados al flujo fuera de tránsito) contra el tiempo.

Un aspecto importante de esta investigación es la identificación de falsos positivos: objetos que muestran curvas de luz consistentes con un tránsito planetario pero que de hecho son algo más. Los falsos positivos generalmente se dividen en dos categorías. La posible firma de tránsito podría ser simplemente ruido en los datos o podría ser el resultado de un evento astrofísico diferente. Las binarias eclipsantes, las estrellas variables o los sistemas de estrellas múltiples podrían ser seleccionados como tránsitos potenciales por el robot buscador de planetas de Kepler (al que se refieren como la tubería de búsqueda de planetas en tránsito). Nathan discutió el efecto de la variabilidad estelar en la detección de exoplanetas en una publicación anterior. Se realizan pruebas y observaciones adicionales para eliminar a estos intrusos. La tasa de falsos positivos en la lista de candidatos de Kepler podría ser tan baja como el 5%, aunque las incertidumbres, como lo que Kepler puede identificar fácilmente como no es una firma de tránsito, son un factor.

A continuación, he incluido los datos de Kepler 11. El panel superior son los datos sin procesar y el inferior muestra las tendencias eliminadas. Hay algunas lagunas en los datos, pero puede ver saltos estrechos que marcan los tránsitos (los pocos puntos dispersos son ruido); los tránsitos de cada planeta están marcados con puntos de diferentes colores en la parte inferior. Por supuesto, debido a que generalmente solo detectamos 1 o 2 planetas en un sistema en lugar de 6, generalmente hay muchas menos caídas. Esto podría darle una idea de la dificultad de validar los planetas en tránsito, ¡tenga en cuenta especialmente la escala en el flujo!

Curva de luz bruta (arriba) y sin tendencia (abajo) del sistema Kepler-11. Las caídas marcan los eventos de tránsito, cada tránsito está marcado con un punto y cada planeta está etiquetado con un color diferente. Tenga en cuenta qué pequeño porcentaje del flujo total es cada inmersión.

Además de los posibles falsos positivos, existen varios otros problemas para sacar conclusiones estadísticas del conjunto de datos de Kepler en este momento: las estrellas particulares seleccionadas para el estudio, el ruido y los métodos de análisis sesgan los resultados y ciertos planetas (planetas grandes en orbitales pequeños radios que pasan frente a una estrella tenue) son más fáciles de detectar que otros. Todos estos efectos sobre la detectabilidad del planeta deben comprenderse bien e incluirse en el análisis estadístico. La encuesta tampoco está completa: las estrellas más débiles y los candidatos más pequeños necesitan especialmente más datos. Además, el estudio actual está restringido a aquellos planetas con períodos de menos de 125 días (¡los planetas con períodos más largos solo habrán transitado una vez o nunca!).

¡Eso no quiere decir que los resultados no sean muy interesantes! Como habrás leído en mi publicación anterior, Kepler ha encontrado 1.235 candidatos a planetas. Varían en tamaño desde aproximadamente el tamaño de la Tierra hasta más grandes que Júpiter. Aproximadamente la mitad de estos candidatos tienen el tamaño de Neptuno, pero 68 son similares en tamaño a la Tierra, la distribución del tamaño alcanza su punto máximo en 2-3 radios terrestres y disminuye en tamaños más grandes. Entre ellos se encuentran más de 150 candidatos a múltiples sistemas planetarios en tránsito. Una variedad de métodos ayudan a validar tales candidatos y restringir sus órbitas y masas. A su vez, estos pueden informarnos sobre la formación y evolución de los sistemas planetarios, especialmente la migración planetaria.


Ciencia ciudadana unistellar

Lo más destacado: Resultados de las observaciones de eVscope del exoplaneta HD 189733b

El 6 de noviembre de 2020, los astrónomos ciudadanos de Unistellar observaron que el exoplaneta HD 189733b pasaba frente a (o atravesaba) su estrella.

HD 189733b es un exoplaneta caliente del tamaño de Júpiter que orbita su estrella cada 2,2 días. ¡Es un 13% más masivo que Júpiter y sus vientos soplan 7 veces la velocidad del sonido!

Curiosamente, ¡fue el primer exoplaneta en el que se midió su color! Su color azul no proviene de océanos de agua en su superficie, sino posiblemente de una atmósfera brumosa con nubes llenas de diminutos fragmentos de vidrio. Lea más sobre estas observaciones de este "verdadero planeta azul".

“Combinando las observaciones del eVscope de 3 astrónomos ciudadanos de toda Europa, cronometramos HD 189733b cruzando su estrella en un par de minutos, ¡63 años luz de la Tierra!”, Dijo Tom Esposito, astrónomo principal de exoplanetas del Instituto SETI y el Unistellar. Equipo de Exoplanetas.

Las curvas de luz de tránsito como esta se utilizan para visualizar un tránsito de exoplanetas a partir de los datos recopilados. Esta curva de luz muestra el tránsito de HD 189733b cuando pasó frente a su estrella, lo que provocó que el flujo (brillo) de su estrella anfitriona se atenuara y luego volviera a la normalidad. La profundidad de la inmersión puede indicarnos el tamaño del planeta en comparación con la estrella. Los círculos grises y cuadrados azules en el gráfico grande indican el brillo de la estrella a lo largo del tiempo, que se compararon con los modelos astronómicos, indicados por la línea roja. Esto muestra que el brillo de la estrella se atenuó en un 2,8% (la caída a lo largo del eje vertical de la gráfica) cuando HD 189733b cruzó la estrella. El gráfico más pequeño a continuación muestra los residuos o qué tan bien los datos coincidieron con los modelos astronómicos.

Las observaciones combinadas fueron tomadas por los astrónomos ciudadanos de Unistellar Mario Billiani (Austria), Stephan Abel (Alemania) y Julien de Lambilly (Suiza).

Sus observaciones combinadas fueron consistentes con las observaciones de tránsito anteriores de 10 telescopios diferentes tomadas entre 2005 y 2006, lo cual es bastante impresionante para un telescopio de 4.5 pulgadas que puede tomar observaciones directamente desde su patio trasero.

Esposito agregó: "Además, la combinación de las mediciones condujo a una medición más precisa del tiempo de tránsito que el uso de mediciones individuales, lo que muestra una gran promesa para futuras observaciones con la creciente Red Unistellar".

"Es como en la vieja caricatura: con sus poderes combinados ... ¡somos el Capitán Planeta!"

Unistellar trabaja en estrecha colaboración con el Instituto SETI, gracias a su asociación, que incluye un gran equipo de científicos de exoplanetas.

¡Muchas gracias al Instituto SETI y al equipo de Exoplanetas Unistellar: Tom Esposito, Dan Peluso y Arin Avsar por planificar esta observación, reducción de datos y compartir estos excelentes resultados con nosotros!

Testimonios de astrónomos ciudadanos unistellares

Mario Billiani, astrónomo ciudadano unistellar de Austria

“Esta fue mi primera detección exitosa de un exoplaneta con mi eVscope, por lo que el resultado de esta campaña es de particular valor para mí. También aprecio que pudiéramos combinar la curva de luz con otras dos observaciones simultáneas para mejorar los datos ".

Stephan Abel, astrónomo ciudadano unistellar de Alemania

“La observación del tránsito HD 189733 b fue la primera oportunidad que tuvo mi eVscope de ser utilizado en un proyecto de ciencia ciudadana Unistellar. Mi primer problema fue encontrar un sitio de observación adecuado. La contaminación lumínica en el suroeste de Alemania es generalmente alta y yo vivo cerca de Koblenz, donde es aún más pronunciada.

Así que elegí una plataforma de observación para excursionistas a unos 20 km de mi apartamento, cerca del pueblo de Rüscheid.

Esto está ubicado en un campo, por lo que tuve que llevar mi eVscope unos 500 m allí, pero gracias a mi mochila y al bajo peso, ¡no fue un problema!

El clima era fresco y ventoso, estaba muy feliz de tener ropa abrigada y té caliente conmigo. También había dos caballos en el prado, mirándome con curiosidad. De lo contrario, no hubo espectadores. Siempre me fascina ver cielos estrellados, incluso si no se pueden ver muchas cosas con los ojos en el área de clase 4 de Bortle.

Fue pura suerte que compré el eVscope en agosto. No había oído hablar de él antes, pero quería volver a tener un telescopio.

En mi juventud tuve un telescopio newtoniano 6 & # 8221, un modelo básico, difícil de manejar.

Inmediatamente me convencí del diseño del eVscope, ya que es fácil de usar y fácil de transportar en combinación con la óptica digital, que son cruciales para la astronomía aficionada ”.

Traducido originalmente del alemán:

“Die Beobachtung des Transit von HD 189733 b war die erste Gelegenheit mein EVScope im Citizensience Projekt von Unistellar zu nutzen. Mein erstes Problem bestand darin einen geeigneten Beobachtungsort zu finden. Im Südwesten Deutschland’s ist die Lichtverschmutzung allgemein hoch, und ich wohne in der Nähe von Koblenz, wo diese sich noch störender bemerkbar macht.

Ich wählte daher eine Aussichtsplattform für Wanderer etwas 20 km von meiner Wohnung, bei dem Dorf Rüscheid.

Diese ist auf einem Acker gelegen, daher musste ich mein EVScope noch etwa 500m dahin tragen, aber Dank Rucksack und kleinem Gewicht kein Problem!

Das Wetter war kühl und windig, ich war sehr froh, dass ich warme Kleidung und heissen Tee dabei hatte. Auch waren zwei Pferde auf der Koppel, und beäugten mich neugierig. Ansonsten gab es keine Zuschauer. Der Anblick des Sternenhimmels fansziniert mich jedes mal, auch wenn bei Bortle Klasse 4 vieles mit dem Auge nicht zu sehen ist.

Es war reiner Zufall, dass ich das mir das EVScope im Auguste kaufte. Ich hatte vorher nichts davon gehört, wollte mir aber ein Teleskop wieder zulegen.

In der Jugend besaß ich ein 6″ Newton Fernrohr, ein Einsteigermodell, schwer zu händeln.

Von dem Design des EVScope war ich sofort überzeugt, da mir einfache Bedienbarkeit und gute Transportfähigkeit in Kombination mit der digitalen Optik für die Hobbyastronomie ausschlaggebend sind.”

Julien de Lambilly, Unistellar Citizen Astronomer from Switzerland

“The HD 189733b campaign was particularly interesting to me because they wanted to compare the eVscope to research telescopes. I wanted to know how valuable our data could be!

So on November 6, I went to a mountain pass, le Col du Marchairuz at an elevation of 1389m in Switzerland to observe the HD 189733b transit. The sky was clear, Bortle class 4 and there was a lot of humidity, but luckily no wind at all. The temperature went from 4 to 2 degrees Celsius by the end.

I was a bit worried, because this was the first time I’d observed an exoplanet transit on a bright star like HD 189733.

I don’t know why I was worried anyway, Tom Esposito did the maths and told me it would fit just right!

On November 25 we discovered the results on the Unistellar slack channel. It was the first time the exoplanet experts from Unistellar were able to combine the data from different observers! And the light curve looked beautiful and indeed more precise than my own alone. This makes even more sense to work as a community! I’m proud to have participated! Special thanks to Dan Peluso and Tom Esposito for providing the opportunity!”

Positive Detections

The following is a list of positive detections of exoplanet targets with the Unistellar Citizen Science Network:


Amateur Detects Exoplanet Transit

By: Robert Naeye September 3, 2004 0

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This artist conception depicts a Jupiter-size planet transiting its host star at a close distance. Astronomers know of six stars that are transited by exoplanets two have been detected by amateurs, including the recently discovered planet TrES-1.

S&T illustration by Steven A. Simpson.

the discovery of TrES-1, an extrasolar planet that transits its host star. Just 8 days later, an amateur astronomer from Landen, Belgium detected a transit of the same planet. The discovery highlights the growing capabilities of amateur astronomers and proves that amateur astronomers can, in principle, discover an exoplanet by the transit method.

Tonny Vanmunster used a Celestron C-14 telescope and an SBIG ST-7XME CCD camera (without filters) at his private CBA Belgium Observatory to detect the TrES-1 transit. The telescope rested on an Astro-Physics AP1200 GTO mount. The planet began crossing the star's disk at 21 hours, 13 minutes Universal Time on September 1st, just when the transit was predicted to commence. The event lasted about 3 hours and ended right on cue. The star's brightness dipped by about 0.03 magnitude during the transit, or roughly 3 percent. Using software he wrote himself, Vanmunster monitored the progress of the transit in real time on his computer.

Belgian amateur astronomer Tonny Vanmunster obtained this light curve of a faint star in Lyra. The 0.03-magnitude dip in the star's brightness is caused by a Jupiter-size planet crossing in front of the star's disk, an event known as a transit. The quality of data decreased near the end of the observing session because the star sunk close to the horizon. Click on the image to view a larger image.

Courtesy Tonny Vanmunster.

Belgian amateur astronomer Tonny Vanmunster, seen here in his private observatory, detected the exoplanet TrES-1 as it transited its host star. He has also detected the transit of another exoplanet, HD 209458b. Besides his exoplanet work, he observes cataclysmic variables and supernovae.

Courtesy Tonny Vanmunster.

Tonny Vanmunster used this Celestron C14 telescope to make the first amateur detection of the transiting exoplanet TrES-1.


Exoplanets

Planet Hunters is a citizen science project that makes it possible for anyone to sieve through data taken by the NASA Kepler space mission. The Kepler spacecraft takes brightness measurements, or "light curves," of over 150,000 stars every 30 minutes. People can then hunt for planets by looking for a brief dip in brightness that occurs when a planet passes in front of the star.

Join the search at http://www.planethunters.org, or read on to learn more.

Our Challenge

NASA's Kepler spacecraft is one of the most powerful tools in the hunt for extrasolar planets. The Kepler team's computers are sifting through the data, but we at Planet Hunters are betting that there will be planets which can only be found via the remarkable human ability for pattern recognition.

This is a gamble, a bet if you will, on the ability of humans to beat machines just occasionally. It may be that no new planets are found or that computers have the job down to a fine art. And yet, it's just possible that you might be the first to know that a star somewhere out there in the Milky Way has a companion, just as our Sun does. Fancy giving it a try?

The Kepler Public Data

On March 2009, the NASA Kepler mission was launched with the goal of using the transit technique to detect exoplanets: terrestrial and larger planets orbiting other stars. With this method, planets that pass in front of their host stars block out some of the starlight causing the star to dim slightly for a few hours. The Kepler spacecraft stares at a field of stars in the Cygnus constellation and records the brightness of those stars every thirty minutes to search for transiting planets.

The time series of brightness measurements for a star is called a light curve. The Kepler spacecraft beams data for more than 150,000 stars to Earth at regular intervals. With every download of data, the time baseline of the light curves is extended.

The project's Principal Investigator, Bill Borucki, began planning the Kepler mission in the mid-1980's and his team has been hard at work for more than a decade. To reward them for this hard work, the Kepler team has advanced access to the light curves. We at Planet Hunters are not part of the NASA Kepler team. However, NASA is releasing light curves into the public archive to encourage broader participation and we think that the public can play an important as our scientific partners in this latest Zooniverse project.

  • A special orientation of the orbit is required. Because the technique looks for a dimming in the brightness of the star, all of the planets with orbits that don’t pass between the star and our line of sight will be missed.
  • Close-in planets are easier to detect. A transit event only occurs once per orbit planets that are closer to their host stars race around their orbits faster than planets that orbit at larger distances. To confidently detect a transit, at least three dips in the brightness (i.e., three transit events) must occur. Thus, a planet that orbits in one year, like the Earth, requires three years of data for detection, while planets that orbit in ten days can be detected with just thirty days of data.
  • Larger planets are easier to detect. The bigger the planet, the more starlight it blocks out. The Kepler mission measures the brightness of stars with such incredible precision that it is sensitive enough to detect transits of planets approaching the size of Earth.
  • Planets may be harder to detect against a variable brightness background. This turns out to be less of a problem than one might think. When we look at a light curve, we're seeing how the brightness changes with time. In the Figure below, there are starspots in addition to the transiting planet (lower left spot on the star). However, starspots rotate with the star and cause relatively slow changes in the brightness of the star. Transiting planets cross the star in hours and cause quick dips in the brightness of the star. Look below to see the difference (left image). Spots cause most of the smooth and slowly varying brightness and we're learning that many stars have much larger spots than the Sun.

Humans vs. Machines

The Kepler team has been developing computer algorithms to analyze light curve data because it is not possible for them to visually inspect every light curve. While we expect computer programs to robustly identify things that they are trained to find, we are betting that there will be a number of surprises in the data that the computer algorithms will miss.

The human brain is particularly good at discerning patterns or aberrations and experiments have shown that when many people work together, the collective wisdom of the crowds can be better than an expert. Planet Hunters is an online experiment that taps into the power of human pattern recognition. Participants are partners with our science team, who will analyze group assessments, obtain follow up observations at the telescope to understand the new classification schemes for different families of light curves, identify oddities, and verify transit signals.

Planet Hunters: Sorting the Light Curves

You will be looking at changes in star brightness at a level that has never before been seen. As you sort through the light curves, you will notice different patterns. In many cases, the data scatters in a relatively flat band of points, like the cases shown in Figure 1. Most of this scatter is simply the inevitable noise that comes with any measurement. Other light curves, like those in Figure 2, are obviously variable with time. We think that most of the variability (on timescales of hours to days) is caused by starspots or pulsations. Having Planet Hunters sort families of similar light curves is part of the important scientific research.

Figure 1. Even precise measurements are not exactly perfect or reproducible and cause low-level scatter in the data. There is no visible pattern, just white noise, and so these light curves are best categorized with the middle 'quiet' icon.

Figure 2. These light curves should be tagged with the “variable” icon then you will be asked to decide if the curve is pulsating with one cycle (like the top left curve) or regular (like the top right curve) or irregular (like the bottom curves).


It is challenging for computer algorithms to classify variable patterns so participants are making a particularly important scientific contribution in this step. We will obtain follow-up data at the telescope to understand the underlying mechanisms for these different families of variable curves and to confirm transit candidates.

Planet Hunters: Flagging Transit Events

However, the real treasure hunt is for transiting planets and these present as a relatively sharp dip in brightness in the light curve (Figure 3). A transit could appear in either a quiet or a variable curve. Indeed, it will be more difficult for computer algorithms to find transits imposed on the variable light curves, so we hope that Planet Hunters will pay particular attention to these.

Figure 3. After sorting the light curves as quiet or variable, Planet Hunters will be asked if there are any possible transits in the data. If low points are seen, then answer 'yes' and click on the icon to create a box that can be positioned over the transit features.

The size of the planet is reflected in the depth of the transit points. Earth-sized planets will exhibit a dip in brightness that is buried in the noise of the quiet light curves in Figure 1. The transit events in Figure 3 are for planets that are several times the radius of the Earth.

The time it takes a planet to complete one orbit is called the orbital period. For transiting planets, this can be determined by counting the number of days from one transit to the next. The examples in Figure 3 are fairly obvious. Planets in longer period orbits will be more challenging to detect, both for humans and for computers because a transit will not appear in every 30-day set of light curve data. Just because you don’t see a transit in the first block of data doesn't mean that there won’t be a transit in another set!

Large planets with short orbital periods are the easiest ones to detect. The most challenging detections will be small planets with long orbital periods. These will require patience and care, but are the real treasures in the Kepler data!

I See a Transit!

What happens if Planet Hunters discover a possible transiting planet? We maintain a list of transiting planets that the Kepler team announces, so the first thing that will happen is that we will check that list. If the flagged transit event is for a star that the Kepler team are already keeping an eye on, we'll let you know. If this event has not been identified and several Planet Hunters are flagging the same data, the science team will investigate. If this appears to be a new discovery, then we will follow up to obtain spectroscopic data using the Keck telescope in Hawaii. If the transit candidate passes all of the screening tests, the result will be submitted for publication. Planet Hunters who discover new transiting planets will be included as co-authors on our papers.

Experimental Data: Faking the Transits

To better understand what types of planets are detected or missed by Planet Hunters, we have created a small number of test cases for some of the light curves that participants will classify. These test cases contain fake transit events and are critical for determining the statistical completeness for planets as a function of size (depth of the transit event) and orbital period (number of transits). After participants classify a data set with a fake transit event, a message will appear notifying them that this was a test case, and the fake points will be highlighted.


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Ciencias

Vol 325, Issue 5941
07 August 2009

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By W. J. Borucki , D. Koch , J. Jenkins , D. Sasselov , R. Gilliland , N. Batalha , D. W. Latham , D. Caldwell , G. Basri , T. Brown , J. Christensen-Dalsgaard , W. D. Cochran , E. DeVore , E. Dunham , A. K. Dupree , T. Gautier , J. Geary , A. Gould , S. Howell , H. Kjeldsen , J. Lissauer , G. Marcy , S. Meibom , D. Morrison , J. Tarter

The Kepler mission is performing at the level required to detect Earth-size planets orbiting solar-type stars.