Telescopio espacial Kepler
Organización | NASA |
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Constructor | Aeroespacial de la bola |
Programa | Descubrimiento |
Campo | Detección de exoplanetas por fotometría |
Estado | Misión completada |
Lanzamiento | 7 de marzo de 2009 |
Lanzacohetes | Delta II 7925-10L |
Fin de la misión | 30 de octubre de 2018 |
Identificador de COSPAR | 2009-011A |
Sitio | (es) " Kepler, una búsqueda de planetas habitables " |
Misa en el lanzamiento | 1.039 kilogramos |
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Instrumentos de masa | 478 kilogramos |
Ergols | Hidracina |
Masa propulsora | 11,7 kilogramos |
Control de actitud | Estabilizado en 3 ejes |
Fuente de energía | Paneles solares |
Energia electrica | 1,100 vatios |
Localización | En la órbita de la Tierra detrás de él. |
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Período | 372,5 días |
Tipo | Telescopio schmidt |
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Diámetro | 0,95 metros |
Campo | 105 grados 2 |
Longitud de onda | 300-890 nm |
Kepler es un telescopio espacial desarrollado por la agencia espacial estadounidense , la NASA , para detectar exoplanetas . Lanzado en 2009, Kepler tiene como objetivo realizar un censo de exoplanetas detectables ubicados en una región de la Vía Láctea de 115 grados cuadrados observando durante un período de más de 3 años la intensidad de luz de 145.000 estrellas preseleccionadas. Kepler está diseñado para que la sensibilidad de su detector le permita identificar planetas de tipo terrestre y así pueda identificar planetas similares a los nuestros orbitando estrellas similares al Sol. La misión principal de 3,5 años fue extendida por la misión K2 (Kepler 2) hasta 2019, con objetivos revisados debido a la pérdida de dos de sus ruedas de reacción. La misión finalizó en octubre de 2018 tras agotar sus propulsores.
Kepler utiliza el método de tránsito que detecta la presencia de un planeta midiendo la variación en el brillo de la estrella anfitriona cuando el planeta se interpone entre ella y la Tierra. Para lograrlo, la nave espacial, que pesa poco más de una tonelada, cuenta con un telescopio de 0,98 metros de diámetro equipado con un detector de 95 millones de píxeles que le permite medir la intensidad de la luz de una estrella con una precisión fotométrica efectiva de unas 40 ppm para una estrella de magnitud aparente 12. Kepler es la décima misión del programa Discovery de la NASA dedicada a misiones científicas de bajo costo.
Al completar su misión en octubre 2018Kepler había detectado 2.662 planetas (confirmado por otras observaciones), o más de la mitad de los exoplanetas descubiertos hasta la fecha. Sus observaciones revolucionaron el campo. La misión demostró notablemente la gran variedad de sistemas solares, descubrió muchos sistemas multiplanetarios. Hizo posible esbozar una estadística de la distribución de los planetas por tamaño y órbita, sin embargo, sufría un sesgo de observación que afectaba tanto a planetas muy pequeños como a planetas con períodos orbitales largos. Kepler confirmó que la mayoría de las estrellas probablemente tenían al menos un planeta, destacó la preponderancia de planetas entre el tamaño de la Tierra y el de Neptuno ( supertierra ) y descubrió planetas terrestres en dimensiones cercanas a las de la Tierra.
La génesis de la misión Kepler se remonta a varias décadas. En la segunda mitad de la 20 ª siglo los astrónomos que buscan responder a la pregunta de la existencia de planetas en otros sistemas solares en particular de los planetas tipo Tierra (tamaño, posición en la zona habitable de la estrella), llevan a cabo los primeros intentos para detectar planetas extrasolares (o exoplanetas) con sus instrumentos. Dado que la imagen directa no da ningún resultado (aparte del problema del tamaño reducido del planeta a distancias tan considerables, su luminosidad es demasiado baja en comparación con la de la estrella), recurren a métodos de detección indirecta que identifican un planeta a través de su influencia en su entorno. Inicialmente favorecen la técnica de la astrometría . Este método consiste en medir el desplazamiento de la estrella bajo la influencia de sus planetas: si estos son suficientemente masivos, la estrella, vista por el observador, tiene un movimiento aparente debido a su desplazamiento alrededor del centro de gravedad de la estrella-planeta. conjunto. Pero el movimiento aparente es demasiado débil para los instrumentos disponibles en ese momento y no se descubren exoplanetas.
En 1994, mientras medía la periodicidad de las emisiones de radio de púlsares, Wolszczan detectó accidentalmente la presencia de dos planetas del tamaño de la Tierra. Este descubrimiento inesperado estimula la búsqueda de métodos de detección alternativos. En un artículo de 1971, Frank Rosenblatt evaluó la probabilidad de detectar un exoplaneta mediante el método de tránsito planetario . Este método consiste en identificar y medir el debilitamiento de la intensidad luminosa de una estrella cuando el planeta se interpone entre el observador y la estrella. Destaca que la implementación de este método, que permite determinar el radio y el período orbital del planeta, es viable pero requiere detectores para medir variaciones mínimas en la intensidad de la luz, lo que requiere avances tecnológicos en el campo de la fotometría de precisión. (a modo de ilustración, la atenuación de la intensidad de la luz es del 0,01% para un planeta del tamaño de la Tierra que gira alrededor de una estrella del tamaño del Sol de magnitud aparente 11). J. Borucki y Audrey L. Summers en un artículo de 1984 indican que la observación simultánea de 13.000 estrellas por este método desde un observatorio terrestre debería permitir detectar al menos un planeta del tamaño de Júpiter, pero que la identificación de planetas terrestres es solo posible desde el espacio porque la turbulencia atmosférica degradaría el rendimiento de los detectores de manera demasiado significativa para lograr la precisión asociada. En este momento también se evaluó el impacto de las variaciones naturales en la intensidad luminosa de las estrellas sobre el desempeño del método de tránsito.
El centro de investigación Ames , un establecimiento de la NASA, organizó un taller en 1984 sobre fotometría de alta precisión al que siguió un segundo taller en 1988. Los temas de las discusiones se relacionan con filtros, sistemas de conversión analógico / digital, detectores, etc. Para validar las técnicas recomendadas en el marco de estos talleres, la NASA decide desarrollar y probar fotómetros basados en fotodiodos sobre un soporte de silicio. Las pruebas realizadas validan la eficiencia de estos detectores pero demuestran que es necesario, para reducir el ruido térmico a un nivel aceptable, enfriarlos en nitrógeno líquido .
Imagen | Astrometria | Velocidad radial | Tránsito | Lente gravitacional | |
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Evento detectado | Detección directa (imagen) | El planeta hace que la estrella oscile alrededor de una posición central. | La estrella cambia de velocidad bajo la influencia del planeta. | La estrella está parcialmente oscurecida por el planeta cuando pasa frente a | La luz de una estrella que pasa al fondo es enfocada por la presencia del planeta. |
Medida realizada | Foto (telescopio con coronógrafo) | Desplazamiento de estrella | Efecto Doppler en el espectro de la estrella. | Disminución de la intensidad de la luz de la estrella anfitriona. | Aumento de la intensidad de la luz de la estrella que pasa al fondo. |
Tiempo de observación | Instantáneo | Al menos 1 órbita | Al menos 1 órbita | 3 veces el período orbital | Tiempo de tránsito de la estrella al fondo |
Exoplanetas observables | Planetas lejos de su estrella | Planetas masivos, lejos de sus estrellas | Planetas cercanos a la estrella, planetas telúricos | Planetas cerca de la estrella | |
Datos de medición | Valores aproximados de la órbita y la masa | Período orbital, masa máxima | Diámetro del planeta Órbita e inclinación orbital |
Masa del planeta, índices en el período orbital. | |
Ventajas | Observación simultánea de varios planetas. | Observación simultánea de varios planetas Período orbital largo Detección de planetas pequeños |
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Desventajas | Técnicamente muy difícil | Planetas lejos de su estrella indetectables | Falsos positivos, confirmación por otro método. | Evento único, poca información | |
Observatorios / Instrumentos | ESFERA | Gaia | HARPS , ELODY | CoRoT , Kepler, TESS , PLATO | PRIMERO |
Primera detección | 2004 | 2013 | 1989 | 2002 | 2004 |
Número de detecciones (marzo 2018) |
44 | 1 | 669 | 2 915 | 71 |
La primera detección de un exoplaneta fue obtenida en 1995 por los astrónomos Michel Mayor y Didier Queloz del Observatorio de Ginebra utilizando el método de velocidad radial que consiste en medir las variaciones de velocidad de la estrella anfitriona. Esta medición se realiza mediante el espectrómetro ELODIE instalado en el telescopio de 2 metros de diámetro del Observatorio de la Alta Provenza . Este método se basa en el hecho de que si el tamaño relativo (con respecto a la estrella) es lo suficientemente grande, la presencia del planeta da como resultado un desplazamiento significativo de la estrella alrededor del centro de gravedad del ensamblaje estelar. una variación medible de su velocidad en la dirección de la línea de visión de la estrella terrestre. Esta variación genera un efecto Doppler que puede detectarse analizando el espectro de luz de la estrella, que muestra un cambio en las líneas espectrales (espectroscopia). El valor de la variación puede llegar a diez metros por segundo para el conjunto formado por una estrella como nuestro Sol y un planeta del tamaño de Júpiter . Mayor y Queloz detectan varios planetas del tamaño de Júpiter orbitando muy cerca de estrellas enanas. Estos descubrimientos ponen en tela de juicio el modelo de formación de los planetas deducido de las características de nuestro sistema solar y puede ser también el carácter universal de los planetas terrestres. Aumentan el interés de los proyectos de detección de exoplanetas.
En 1992 el administrador de la NASA , Daniel S Goldin , para permitir la realización de misiones científicas más frecuentes, menos costosas y más eficientes "decide crear el programa Discovery que aglutina una nueva clase de misiones espaciales a bajo costo (450 millones de euros dólares en 2015) centrados en un objetivo científico estrecho y caracterizado por un ciclo de desarrollo corto. En este nuevo contexto, se está desarrollando una misión de detección de exoplanetas denominada FRESIP ( Frecuencia de planetas interiores del tamaño de la Tierra ). Recibe una evaluación positiva siempre que la sensibilidad fotométrica de los detectores a bordo pueda identificar eficazmente planetas del tamaño de la Tierra. El FRESIP se propuso en 1994 con un telescopio de 95 centímetros de diámetro y CCD , en lugar de los fotodiodos previstos en el primer estudio. Los CCD tienen la ventaja, por sus características, de rastrear muchas estrellas al mismo tiempo. El telescopio espacial debe colocarse en órbita alrededor del punto L2 de Lagrange del sistema Tierra-Sol. El proyecto no fue seleccionado porque el comité de selección consideró que su costo era demasiado alto para caber dentro del sobre del programa Discovery. Las pruebas realizadas posteriormente en el laboratorio por la NASA demuestran que los CCD permiten alcanzar la sensibilidad fotométrica deseada.
Se presenta un proyecto revisado a la convocatoria de propuestas de 1996 del programa Discovery . El telescopio espacial ya no debe colocarse en órbita alrededor del punto de Lagrange, sino que circula en una órbita heliocéntrica que permite simplificar y aligerar el sistema de propulsión porque la nueva órbita no es inestable. Ante la insistencia de algunos miembros del equipo de proponer, el proyecto fue renombrada Kepler en honor del astrónomo alemán del 17 º siglo descubridor de las leyes de Kepler que gobiernan el movimiento de los planetas alrededor del sol. Pero la propuesta vuelve a fracasar: el comité de selección recomienda que se construya un prototipo capaz de medir simultáneamente la luz producida por varios miles de estrellas para demostrar la viabilidad del proyecto. La NASA está financiando el desarrollo de este prototipo y el proyecto se vuelve a presentar en respuesta a la convocatoria de 2000. El contexto ahora es favorable para este tipo de misión porque se han multiplicado los descubrimientos de exoplanetas por observatorios terrestres. Kepler es uno de los finalistas y endiciembre de 2001, Kepler es seleccionado para convertirse en la décima misión del programa Discovery. La construcción y puesta en servicio del telescopio están confiadas al Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA . La empresa Ball Aerospace , con sede en Boulder (Colorado), es la responsable de la construcción del Telescopio Espacial. El Centro de Investigación Ames está desarrollando el segmento terrestre y gestionando la misión desdediciembre de 2009. Este centro también es responsable del análisis de datos científicos. El presupuesto asignado a la misión, enmarcado en las especificaciones del programa Discovery, es de US $ 600 millones, incluido el financiamiento de las operaciones durante la misión primaria (3,5 años).
En resumen, Kepler es un telescopio espacial cuyo objetivo es descubrir planetas telúricos y otros cuerpos pequeños que orbitan alrededor de otras estrellas de nuestra galaxia , la Vía Láctea . El Observatorio Kepler está diseñado específicamente para observar una región del espacio ubicada en la Vía Láctea para descubrir docenas de planetas del tamaño de la Tierra en o cerca de la zona habitable y determinar cuántos de los miles de millones de estrellas en nuestra galaxia tienen tales planetas.
Los objetivos detallados de Kepler son los siguientes. Esta nave espacial observa una gran muestra de estrellas para lograr varios objetivos clave:
Los datos recopilados por Kepler también se utilizan para estudiar estrellas variables de diferentes tipos y para hacer astrosismología , en particular en estrellas que exhiben oscilaciones de tipo solar .
La mayoría de los exoplanetas detectados previamente por otros proyectos eran gigantes gaseosos , en su mayoría del tamaño de Júpiter o más. Para cumplir con los objetivos de detectar planetas del tamaño de la Tierra, Kepler debe poder detectar planetas de 30 a 600 veces menos masivos (Júpiter es 318 veces más masivo que la Tierra). El método utilizado, denominado método de tránsito , se basa en la observación por el telescopio espacial de varios tránsitos astronómicos, es decir, de pasajes del planeta frente a su estrella. Este evento genera una ligera reducción en la magnitud aparente (luminosidad) de la estrella que es proporcional a la relación entre las respectivas superficies del planeta y su estrella. La disminución de luminosidad de la estrella es del orden del 0,01% para un planeta del tamaño de la Tierra frente a una estrella como el Sol y del 1% para un planeta del tamaño de Júpiter frente a la misma estrella. La variación devuelta a la luminosidad se utiliza para deducir el diámetro del planeta, y el intervalo de tiempo entre los tránsitos permite deducir el período orbital del planeta, datos a partir de los cuales se puede calcular su semieje orbital mayor (en usando las leyes de Kepler ) y su temperatura (usando modelos de radiación estelar).
La probabilidad de que la órbita de un planeta se coloque al azar a lo largo de la línea de visión de la estrella es el diámetro de la estrella dividido por el diámetro de la órbita. Para un planeta de tipo Tierra en tránsito a 1 AU desde una estrella de tipo solar, la probabilidad es de 0,465%, o aproximadamente 1 en 215. A 0,72 AU (que es la distancia orbital de Venus al Sol), la probabilidad es ligeramente mayor; tales planetas podrían ser similares a la Tierra si su estrella es de tipo G , suficientemente antigua, un poco menos masiva y luminosa que el Sol, como Tau Ceti . Además, dado que los planetas de un sistema dado tienden a orbitar en planos similares, la posibilidad de múltiples detecciones alrededor de una sola estrella es bastante alta. Por ejemplo, si una misión del mismo tipo que Kepler fue realizada por extraterrestres y observó que la Tierra pasaba frente al Sol, hay un 12% de posibilidades de que también detecte un tránsito de Venus.
El campo de visión de 115 grados 2 de Kepler le da una probabilidad mucho mayor de detectar planetas similares a la Tierra que el telescopio espacial Hubble , que tiene un campo de visión de solo 10 minutos de arco 2 . Además, Kepler está destinado a la detección de tránsitos planetarios, mientras que el Telescopio Espacial Hubble se utiliza para abordar una amplia variedad de cuestiones científicas y rara vez observa un solo campo estelar continuo. De aproximadamente medio millón de estrellas en el campo de visión de Kepler , se han seleccionado aproximadamente 150.000 estrellas para su observación, y se observan simultáneamente, con la nave midiendo los cambios en su brillo cada 30 minutos. Esto ofrece una mejor oportunidad de ver un tránsito. Además, la probabilidad de 1 en 215 significa que si el 100% de las estrellas observadas tuvieran el mismo diámetro que el Sol, y cada una tuviera un planeta terrestre de tipo terrestre en una órbita idéntica a la de la Tierra, Kepler encontraría aproximadamente 465 de ellos.; pero si solo el 10% de las estrellas observadas lo son, entonces descubriría 46. La misión es muy adecuada para determinar la frecuencia de planetas similares a la Tierra que orbitan otras estrellas.
Dado que Kepler debe observar al menos tres tránsitos para confirmar que la caída de brillo de una estrella en realidad se origina en un planeta en tránsito, y dado que los planetas más grandes dan la señal más fácil de verificar, los científicos esperaban que las primeras detecciones fueran en planetas del tamaño de Júpiter que circulaban en órbitas. cerca de su estrella. el primero de ellos se informó después de solo unos meses de actividad. Los planetas más pequeños más alejados de su estrella tardarán más en observarse, y se estima que el descubrimiento de planetas similares a la Tierra llevará tres años o más.
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Diagrama de la izquierda : el método de los tránsitos planetarios se basa en la medición de la disminución de la intensidad luminosa de una estrella cuando un planeta se interpone entre ella y el observador. Este eclipse parcial suele durar varias horas. Diagrama de la derecha : Ejemplo de implementación durante la misión K2 (Kepler) para una estrella similar al Sol de magnitud aparente 11: los puntos corresponden a las mediciones realizadas, la línea roja a la curva de la intensidad luminosa deducida. La caída es muy marcada para un planeta del tamaño de Júpiter (1%) pero difícil de discernir del ruido de un planeta del tamaño de la Tierra (0,01%). La irregularidad de los valores devueltos por el instrumento se debe a las diferentes fuentes de ruido que afectan a la medición: vibraciones, ligeros cambios de puntería, errores del instrumento, luces parásitas, etc. |
Una vez que Kepler ha detectado una firma similar a un tránsito, es necesario descartar falsos positivos con pruebas adicionales como la espectroscopia Doppler . Aunque Kepler fue diseñado para fotometría , resulta que es capaz de realizar astrometría y tales mediciones pueden ayudar a confirmar o descartar planetas candidatos.
Además de los tránsitos, los planetas que orbitan alrededor de sus estrellas experimentan cambios en la variación de la luz reflejada (como la Luna , pasan por fases de completo a nuevo y así sucesivamente; su órbita tampoco es perfectamente circular y puede estar inclinada con respecto a la línea de visión). Como Kepler no puede resolver el planeta de su estrella, solo ve la luz combinada y el brillo de la estrella anfitriona parece cambiar periódicamente con cada órbita. Aunque el efecto es mínimo (la precisión fotométrica requerida para observar el acercamiento de un planeta gigante es aproximadamente la misma que para detectar un planeta de tamaño terrestre en tránsito frente a una estrella de tipo solar), los planetas del tamaño de Júpiter son detectables. por telescopios espaciales sensibles como Kepler . A largo plazo, este método podría ayudar a encontrar más planetas que el método de tránsito, porque la variación de la luz reflejada de acuerdo con la fase orbital es en gran medida independiente de la inclinación orbital del planeta, y no requiere que el planeta pase frente a él. el disco de la estrella. Además, la función de fase de un planeta gigante también es función de las propiedades térmicas de su atmósfera, si la hay. Entonces, la curva de fase podría restringir otras propiedades planetarias, como el tamaño y la distribución de las partículas atmosféricas.
Para lograr los objetivos, la región del espacio observada por Kepler no debe ser obstruida periódicamente como lo sería si el telescopio espacial estuviera circulando en una órbita terrestre (ocultaciones de la Tierra, contaminación lumínica). Dada esta restricción, la órbita más fácil de alcanzar (que requiere el lanzador menos potente) es una órbita heliocéntrica (alrededor del Sol) a la misma distancia de la estrella que la Tierra. El período orbital de la órbita seleccionada es de 372,5 días. El satélite circula detrás de la Tierra, alejándose gradualmente de ella. Sin embargo, la distancia creciente es compatible al final de la misión principal con la velocidad requerida para la transferencia de datos. Esta órbita evita los cinturones de radiación de la Tierra y las perturbaciones gravitacionales y cinéticas inherentes a la órbita de la Tierra . Las únicas fuerzas que actúan sobre el satélite son las producidas por el empuje de los fotones del Sol sobre el cuerpo del satélite. En esta órbita, Kepler necesita muy poco propulsor para mantener una orientación compatible con los objetivos.
Durante la misión principal, Kepler observa continuamente las estrellas de la misma región del espacio ubicada en el hemisferio norte, no lejos de las constelaciones de Cygnus , Lyra y Dragon en el brazo espiral de Orión de la Vía Láctea (ver diagrama y foto al lado). Se eligió esta región del espacio porque, dada su elevación sobre el plano de la eclíptica, es observable durante todo el año sin que la luz solar entre en el telescopio. Además, cuenta con un número suficientemente elevado de estrellas similares a nuestro Sol para permitir que se cumplan los objetivos asignados a la misión. Su posición en el cielo permite limitar el tamaño de la visera para que sea compatible con el volumen disponible bajo el carenado del lanzador utilizado para colocar Kepler en órbita. En vista de estos criterios, dos regiones del espacio seguían siendo elegibles, una en el hemisferio norte y la otra en el hemisferio sur. El hemisferio norte se favoreció para facilitar las observaciones realizadas desde los observatorios terrestres (más numerosos en este hemisferio) destinados a confirmar la existencia de exoplanetas. El campo de visión del telescopio de Kepler cubre 115 grados cuadrados , o aproximadamente el 0,28% del cielo. La mayoría de las estrellas en la región observada del espacio se encuentran a una distancia de entre 600 y 3000 años luz (más allá de esta distancia no es posible la detección de un planeta del tamaño de la Tierra). Menos del 1% de ellos se encuentran a 600 años luz.
La región observada está ubicada en la dirección en la que se mueve el sistema solar, es decir, en las afueras de la Vía Láctea. Las estrellas que observa Kepler están aproximadamente a la misma distancia del centro galáctico que el sistema solar y también están cerca del plano galáctico . Las estrellas observadas si nos referimos a la hipótesis de las tierras raras son aquellas en las que la vida ha podido desarrollarse.
Kepler es una nave espacial con una masa de lanzamiento de 1.052 kilogramos con un diámetro de 2,7 metros y una altura de 4,7 metros. La carga útil (el telescopio y sus detectores) por sí sola representa 478 kg. Kepler también lleva 11,7 kilogramos de hidracina para el control de actitud . Su energía es suministrada por un panel solar fijo que comprende 2860 células solares , con una superficie de 10,2 m² y entregando una potencia de 1.100 vatios . La energía se almacena en una batería recargable de iones de litio con una capacidad de 20 amperios-hora que debe permitir que la nave espacial sobreviva si los paneles solares ya no apuntan al Sol. Kepler está estabilizado en 3 ejes (su orientación es fija en el espacio). La precisión de puntería de 9 mili segundos de arco durante un período de 15 minutos se basa en un sistema de guía que utiliza estrellas guía y está ubicado en el plano focal . Los comandos se reciben en banda X y los datos científicos se transmiten a la Tierra en banda Ka a través de una antena parabólica de gran ganancia .
Diagrama general : A - Telescopio; B - Plataforma; 1 - Visera solar; 2 - Escudo térmico; 3 - Panel solar; 4 - Antena de baja ganancia; 5 - Antena parabólica de gran ganancia; 6 - Propulsores; 7 - Cajas electrónicas; 8 - Miras de estrellas .
Esquema de la parte óptica : 1 - Parasol ; 2 - electrónica CCD; 3 - CCD en el plano focal ; 4 - Collar de amarre al lanzador ; 5 - Espejo primario; 6 - Escudo térmico ; 7 - Hoja Schmidt .
La carga útil consiste en un telescopio con una apertura de 0,95 metros y un espejo primario de 1,4 metros. En el momento de su lanzamiento, Kepler tenía el espejo más grande de cualquier telescopio más allá de la órbita de la Tierra. Kepler tiene un campo de visión de 105 grados 2 (aproximadamente 12 grados de diámetro), que es aproximadamente equivalente al tamaño del puño observado con el brazo extendido. En el conjunto de este campo, 105 grados son de calidad científica, con un viñeteado inferior al 11%. Para proporcionar una excelente fotometría , las imágenes no son perfectamente nítidas, sino ligeramente desenfocadas. El objetivo de la misión es una precisión fotométrica diferencial combinada (CDPP para Precisión Fotométrica Diferencial Combinada ) de 20 ppm (partes por millón) para una estrella de tipo solar m (V) = 12 y un tiempo de integración de 6, 5 horas, aunque hasta la fecha las observaciones están lejos de este objetivo (ver Estado de la misión ). Un tránsito de tipo terrestre produce un cambio de brillo de 84 ppm y dura 13 horas a su paso por el centro de la estrella.
El plano focal de la cámara está compuesto por 42 CCD cada uno con 2200 × 1024 píxeles , lo que en ese momento la convirtió en la cámara más grande jamás lanzada al espacio, con un total de 95 megapíxeles . Este detector de matriz se enfría mediante tubos de calor conectados a un radiador externo. Los CCD se leen cada seis segundos (para limitar la saturación) y se agregan conjuntamente a bordo durante 30 minutos. Sin embargo, aunque en el momento de su lanzamiento Kepler tenía la tasa de transmisión de datos más alta de todas las misiones de la NASA, la suma de 95 millones de píxeles tomados en 30 minutos es más información de la que se puede esperar, almacenada y devuelta a la Tierra. Por lo tanto, el equipo científico preseleccionó los píxeles apropiados asociados con cada estrella de interés, que representa aproximadamente el 5% de los píxeles. Los datos de estos píxeles se vuelven a cuantificar, comprimir y almacenar, junto con otros datos auxiliares, en el registrador de memoria estática de 16 gigabytes . Los datos que se almacenan y se transmiten a la Tierra incluyen estrellas estudiadas científicamente , estrellas en modo p , nivel de negro, imágenes de fondo y de campo completo.
En términos de rendimiento fotométrico , Kepler funciona bien, mucho mejor que cualquier telescopio terrestre, pero aún lejos de los objetivos establecidos cuando fue diseñado. El objetivo era una precisión fotométrica diferencial combinada (CDPP ) de 20 partes por millón (ppm) para una estrella de magnitud 12 después de 6,5 horas de integración. Esta estimación se desarrolló teniendo en cuenta 10 ppm para la variabilidad estelar, que es aproximadamente el valor correspondiente al Sol. La precisión obtenida para esta observación tiene una amplia amplitud, dependiendo de la estrella y la posición en el plano focal, con una mediana de 29 ppm . La mayor parte del ruido adicional se produce por una variabilidad de las propias estrellas que resulta ser mayor de lo supuesto (19,5 ppm en lugar de las 10 ppm esperadas), el resto se debe a fuentes de ruido relacionadas con el instrumento y que son más importantes que las predicciones. Se está trabajando para comprender mejor y quizás eliminar por recalibración, el ruido del instrumento.
Dado que la señal de un planeta del tamaño de la Tierra está tan cerca del nivel de ruido (solo 80 ppm ), un ruido más grande implica que cada tránsito individual es solo un evento a 2.7 σ , en lugar de los 4 σ esperados. Como resultado, se deben observar más tránsitos para que se confirme una detección. Las estimaciones científicas indicaron que se necesitaría una misión de 7-8 años, en lugar de los 3,5 años originalmente planeados, para encontrar todos los planetas del tamaño de la Tierra en tránsito. La4 de abril de 2012, se ha aprobado la extensión de la misión Kepler hasta el año fiscal 2016
El centro de control de Kepler es el LASP ubicado en la ciudad de Boulder ( Colorado ). Los paneles solares de la nave se giran para mirar hacia el Sol durante los solsticios y equinoccios , a fin de optimizar la cantidad de luz solar que reciben, así como para mantener el radiador orientado hacia el espacio profundo. Juntos, LASP y el constructor naval, Ball Aerospace & Technologies Corp. , controla la nave espacial desde un centro de operaciones de la misión, ubicado en el campus de la Universidad de Colorado . El LASP realiza la organización esencial de la misión, así como la recopilación y distribución inicial de datos científicos. El costo inicial del ciclo de vida de la misión se ha estimado en US $ 600 millones , incluida la recaudación de fondos para los 3,5 años de funcionamiento. En 2012, la NASA anunció que la misión Kepler se financiaría hasta 2016.
TelecomunicacionesLa NASA contacta con la nave espacial, a través del enlace de comunicaciones de banda X , dos veces por semana para dirigirla y actualizar su estado. Los datos científicos se cargan una vez al mes utilizando la cinta de conexión K tiene una velocidad de transferencia máxima de aproximadamente 550 kbit / s . La nave espacial Kepler realiza sus propios análisis parciales a bordo y transmite solo los datos científicos que se consideran necesarios para la misión, con el fin de conservar el ancho de banda .
Procesamiento y difusión de datosLos datos de telemetría de los científicos recopilados durante las operaciones de la misión en LASP, se envían para su tratamiento al Centro de Gestión de Datos (centro de gestión de datos) de Kepler , ubicado en el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (STScI) de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore . El DMC decodifica y convierte estos datos en conjuntos de datos científicos en formato FITS sin calibrar, que luego se transmiten al Centro de Operaciones Científicas (SOC) en el Centro de Investigación Ames (ARC) de la NASA para su calibración y procesamiento final. El SOC desarrolla y utiliza las herramientas para hacer frente al uso de datos científicos que hará el Science Office (SO para estudio científico en inglés) de Kepler . Como resultado, el SOC está desarrollando el software de procesamiento de la cadena de datos, basado en los algoritmos científicos desarrollados por el SO. Durante las operaciones, el SOC:
El SOC también evalúa el rendimiento fotométrico de forma regular y proporciona métricas de rendimiento al SO y a la Oficina de Gestión de la Misión . Finalmente, el SOC desarrolla y mantiene las bases de datos científicas del proyecto, que incluyen catálogos y datos procesados. Devuelve los conjuntos de datos calibrados y los resultados científicos al DMC para su archivo a largo plazo y su distribución a los astrónomos de todo el mundo a través del Archivo Multimisión de STScI .
En enero de 2006, el lanzamiento de Kepler se pospone ocho meses para hacer frente a los recortes en el presupuesto general de la NASA. Se pospuso nuevamente por cuatro meses enMarzo de 2006debido a nuevos problemas presupuestarios. Durante este período, la antena de alta ganancia diseñada para ser orientable (montada en cardán ) se reemplaza por un modelo fijo para reducir el costo y la complejidad. Esta simplificación requiere reorientar el telescopio espacial para permitir la transferencia de datos recopilados a estaciones en la Tierra que se realiza una vez al mes, lo que resulta en la pérdida de un día de observación. El telescopio espacial Kepler finalmente despega7 de marzo de 2009a las 3:50 a.m. UTC (6 de Marzo, 10:49:57 pm hora local ) desde la base de lanzamiento de Cabo Cañaveral ( Florida ) a bordo de un lanzador Delta II 7925-10L (versión pesada de este lanzador con 9 propulsores de refuerzo , un propulsor de tercera etapa sólido tipo Star 48B y una tapa larga ). El lanzamiento fue un éxito total y las tres etapas se completaron alrededor de las 04:55 UTC. El opérculo que protege la apertura del telescopio se suelta en7 de abril de 2009y Kepler toma sus primeras imágenes del cielo al día siguiente. Como parte de las operaciones de calibración, el equipo científico de Kepler decide el20 de abrilAjuste la posición del espejo primario utilizando los tres actuadores que lo soportan para optimizar el enfoque. Esto es para que sea posible minimizar la cantidad de píxeles utilizados para cada estrella y, por lo tanto, monitorear más estrellas. La23 de abrilel espejo primario se mueve así 40 micrómetros hacia el plano focal y su inclinación se modifica en 0,0072 grados.
Dos meses después de su lanzamiento, el 12 de mayo de 2009Kepler , que ha completado con éxito las pruebas y la calibración de sus instrumentos, está entrando en la fase operativa de la misión. El telescopio espacial transmite sus primeros datos a estaciones de la Tierra en19 de junio de 2009. Las imágenes recogidas durante la fase de calibración ya han permitido detectar un primer planeta gigante orbitando muy cerca de su estrella, cuyo anuncio se hará oficialmente a principios de agosto. El equipo de tierra descubrió que Kepler entró en modo de supervivencia en15 de Junio(un incidente interrumpió las operaciones). Un segundo evento del mismo tipo tiene lugar el2 de julio. En ambos casos, el incidente provocó un reinicio de la computadora de a bordo . El barco reanuda su funcionamiento normal el3 de julio y los datos científicos que se habían recopilado desde 19 de juniose retransmiten a la Tierra el mismo día. Tras las investigaciones realizadas, los ingenieros llegaron a la conclusión en octubre de que el origen de estos incidentes era una falla en la alimentación de baja tensión del procesador RAD750 . Enseptiembre de 2009el telescopio espacial interrumpe sus observaciones para realizar la rotación trimestral de 90 ° destinada a reorientar los paneles solares frente al Sol. Como en cada una de estas operaciones, el telescopio espacial apunta temporalmente su antena parabólica hacia la Tierra para transmitir los datos acumulados durante un mes, es decir, 93 gigabytes. Se comprueban los parámetros operativos del telescopio espacial y luego se reanudan las observaciones científicas. La interrupción de las operaciones duró 41 horas. La12 de enero de 2010, uno de los 21 módulos (MOD-3) que componen el detector ubicado en el plano focal transmite datos anormales. La anomalía da como resultado una pérdida del 5% de la región observada. En agosto se abandonó toda esperanza de reiniciar el módulo.
La 14 de julio de 2012, una de las cuatro ruedas de reacción utilizadas para apuntar el telescopio falla. Kepler solo necesita tres ruedas de reacción para funcionar, pero se vuelve vulnerable porque otra falla evitaría que la misión continúe. En 2012, la NASA anunció que la misión, cuya duración inicial fue de tres años y medio, se extendió hasta 2016. La misión era lograr sus objetivos en tres años y medio, pero dos factores están frenando la tasa de detección de exoplanetas. . Por un lado, el ruido generado por la electrónica es mayor de lo esperado y dificulta la interpretación de los datos recopilados por el telescopio al reducir la relación señal / ruido. Por otro lado, la intensidad de la luz de casi todas las estrellas es mucho más variable de lo esperado, lo que también dificulta la interpretación de las curvas de luz. Para el responsable de la misión, serán necesarios 8 años de observaciones para confirmar, mediante el cotejo de los levantamientos realizados durante este período, que las variaciones observadas en los casos más difíciles (planetas del tamaño de la Tierra o inferiores) no se deben a otras causas. La14 de noviembre de 2012, la misión principal llega a su fin y comienza una primera extensión de cuatro años.
La 17 de enero de 2013, una de las tres ruedas de reacción restantes muestra signos de mayor fricción y Kepler detiene sus observaciones durante 10 días para tratar de corregir la anomalía poniendo el mecanismo en reposo. Si esta segunda rueda fallara también, la misión Kepler terminaría. La29 de enero de 2013Kepler reanudó con éxito sus observaciones utilizando de nuevo las ruedas de reacción. LaMayo 13los ingenieros se dan cuenta de que Kepler se ha puesto una vez más en modo de supervivencia . Rápidamente descubren que una de las ruedas de reacción ya no funciona, probablemente debido a una falla estructural de los cojinetes. Este es un fracaso definitivo. El satélite ahora mantiene su orientación con sus propulsores, pero este método ya no permite alcanzar la precisión de puntería requerida para la misión.
Entre mayo y agosto, los ingenieros de la NASA llevaron a cabo varios estudios para probar el funcionamiento de las dos ruedas de reacción defectuosas e intentar que al menos una vuelva a funcionar. Finalmente, el15 de agosto de 2013, La NASA anuncia que sus equipos están renunciando a reparar las dos ruedas dañadas, lo que imposibilita la puntería fina y estable necesaria para continuar con las observaciones. Se llevará a cabo un estudio para determinar cómo podría usarse Kepler al tener solo dos ruedas de reacción y sus propulsores. Cualquiera que sea el resultado, el análisis de los datos recopilados, que no es completo, debe continuar durante varios años.
En Noviembre de 2013, los equipos de la NASA y el constructor del telescopio espacial, Ball Aerospace , presentan el escenario imaginado para continuar el uso del telescopio espacial a pesar de la pérdida de dos de sus ruedas de reacción. La nueva misión se llama K2 (Kepler 2) "Second Light". En su órbita heliocéntrica, el telescopio espacial está sometido principalmente a la presión de la radiación, es decir al empuje ejercido por los fotones. Kepler ya no podía mantener su orientación en solo dos dimensiones, los ingenieros imaginaron usando esta oleada de fotones para mantener la orientación del telescopio espacial. Para sufrir un empuje simétrico de estas partículas mientras se mantiene el telescopio apuntando hacia una parte del cielo fijo, el eje del telescopio se coloca de manera que sea paralelo a su plano orbital. Para que el Sol no entre por la apertura del telescopio, su orientación se cambia cada 83,5 días, lo que cada vez requiere un cambio en la región del espacio estudiada. Como parte de la misión K2, las observaciones se subdividen en campañas (4.5 por año) cada una destinada a la observación de una porción diferente del cielo necesariamente ubicada no lejos del plano de la eclíptica .
Dados los cambios en las regiones que se observan cada 80 días, el telescopio espacial ya no es capaz de detectar exoplanetas con un período orbital superior a veinte días (porque son necesarias tres observaciones para que la detección se considere válida). Además, los ingenieros evaluaron en ese momento la precisión fotométrica en unas 300 partes por millón, un valor muy inferior a las 20 partes por millón inicialmente previstas. Los ingenieros de la NASA están iniciando una campaña de prueba (campaña 0) destinada a validar la viabilidad del escenario propuesto. Mientras preparaban esta campaña, los ingenieros se dieron cuenta de que un segundo detector (entre los 21 existentes), ya no funciona. El origen de este fallo está, como en el primer caso, a nivel del circuito de alimentación eléctrica. Marzo aMayo de 2014, se observa una región del plano de la eclíptica para la campaña 0 con resultados en línea con las expectativas. La16 de mayo de 2014, La NASA a la vista de los resultados obtenidos da su acuerdo para la financiación de la misión K2 por un período de dos años.
La misión K2 que comienza oficialmente en junio de 2014tiene nuevos objetivos que tienen en cuenta las limitaciones inducidas por la pérdida de dos de las ruedas de reacción que ya no permiten la observación durante más de 80 días consecutivos; los objetivos son ahora los siguientes:
Después de las primeras campañas de observación, la precisión fotométrica de Kepler para la misión K2 se reevalúa a 50 ppm para una estrella de magnitud 12, con una integración de 6,5 horas. Enjunio de 2016, el comité de la NASA responsable de decidir sobre la extensión de las misiones espaciales astrofísicas tiene una valoración particularmente positiva de la retroalimentación científica de K2, tanto en el campo de la detección de exoplanetas como en otros campos de investigación introducidos por la misión K2. La NASA decide extender la misión hasta el agotamiento de los propulsores, lo que debería ocurrir en el caso más favorable en 2019 pero probablemente a partir de 2018.
Desde Enero 2014el telescopio espacial que ha perdido dos de sus ruedas de reacción funciona en modo degradado porque ya no puede mantener permanentemente su orientación. Utiliza el empuje fotónico para controlarlo, pero este artificio requiere cambiar la región del espacio observado cada 3 meses. La observación de 3 tránsitos consecutivos en este contexto solo permite identificar planetas con un período orbital muy corto (alrededor de treinta días). Enmarzo 2018Los oficiales de la misión creen que la hidracina utilizada por los pequeños propulsores y necesaria para estabilizar el telescopio se está agotando. Sin embargo, debido a la falta de un medidor en los tanques, es difícil evaluar la fecha de finalización de la misión. Sin embargo, después de recibir indicaciones de una caída anormal de la presión del combustible en la sonda, la NASA decide2 de juliodetener la campaña 18 de la misión K2 y colocar a Kepler en modo seguro sin uso de combustible , a fin de garantizar que el2 de agosto los datos adquiridos durante los primeros 51 días de esta campaña 18 (iniciada el 12 de mayo). Luego de esta transferencia se llevará a cabo un nuevo "chequeo de salud" para ver si la campaña 19, que comenzará el6 de agosto, se iniciará o no.
Detener observacionesLa 11 de octubre de 2018, Kepler , que se encuentra a 170 millones de kilómetros de la Tierra, transmite imágenes tomadas en la región del espacio alrededor de la constelación de Acuario . Una vez completada esta tarea, los operadores de control de tierra intentan23 de octubreoriente el telescopio hacia un nuevo objetivo pero no lo consiga porque, habiendo agotado todos sus propulsores , el telescopio espacial se ha puesto automáticamente a dormir. Sin propulsores para apuntar con el telescopio, la misión no puede continuar. La NASA decide ponerle fin apagando el transmisor de radio y formaliza su decisión sobre30 de octubre. Ahora Kepler circulará en la misma órbita heliocéntrica que la Tierra, alejándose cada vez más de ella. Debería estar en su apogeo nuevamente en 40 años y este evento debería repetirse durante millones de años a partir de entonces.
La mayoría de los exoplanetas descubiertos antes de la misión Kepler eran del tamaño de Júpiter o incluso más grandes. Kepler demostró que la mayoría de los exoplanetas eran de hecho más pequeños que Júpiter e incluso más pequeños que Saturno . Los planetas más frecuentes se encuentran entre el tamaño de la Tierra y el de Neptuno . Estos planetas son super-Tierras , es decir, planetas rocosos más grandes que la Tierra, o mini-Neptunes, es decir, planetas gaseosos con un núcleo rocoso. Según algunos planetólogos, algunas de estas super-Tierras podrían ser planetas oceánicos o planetas con un núcleo helado o rocoso cubierto de agua. La misión Kepler también demostró que la mayoría de los planetas tienen un período orbital muy corto muy por debajo del de Mercurio (88 días), el planeta más cercano al Sol. El planetólogo CJ Burke intentó establecer una distribución de los planetas compilando todos los hallazgos de los primeros cuatro años de la misión, incluidos solo los planetas con un período orbital entre 10 y 300 días, y tratando de explicar cualquier sesgo. método de detección utilizado. Estableció que la relación entre el número de planetas y el de estrellas era del orden de 1 y que si los ordenábamos por tamaño, la proporción de planetas aumentaba bruscamente cuando caíamos por debajo del tamaño de Neptuno. La clase Júpiter (de 5,7 a 11,3 rayos terrestres) representaría un poco más del 5% del total, la de los grandes Neptuno (4 a 5,7 rayos terrestres) un poco menos del 5%, los del pequeño Neptuno (entre tres y cuatro rayos terrestres) más del 40%, los de las super-Tierras ( planeta terrestre que tiene entre 1,4 y 2 rayos terrestres) del orden del 30% y los de las Tierras alrededor del 30%.
Radio (rayos terrestres) |
Masa (masas de tierra) |
Período orbital (días terrestres) |
Distancia del Sol (parsecs) |
---|---|---|---|
<1,25 radios: 356 0(29) | 1 a 3 masas: 20 0(7) | <1 día: 78 0(17) | <50 pársecs : 433 (15) |
1,25 2 radios: 808 0(91) | 3 a 10 masas: 75 (11) | 1 a 10 días: 1,173 (178) | 50 a 100 pársecs: 228 (13) |
2-6 radios: 1237 (149) | 10 a 30 masas: 51 (13) | 10 a 30 días: 842 0(91) | 100 a 500 pársecs: 673 (33) |
6-15 radios: 169 0(30) | 30 a 100 masas: 34 0(5) | 30 a 360 días: 523 0(20) | 500 a 1000 pársecs: 745 0(2) |
> 15 radios: 23 0(5) | 100 a 300 masas: 45 (12) | 360 a 720 días: 19 0(1) | 1000 a 2000 pársecs: 401 0(0) |
- | > 300 masas: 78 (17) | > 720 días: 14 0(0) | > 2,000 pársecs: 64 0(0) |
Número total de planetas confirmados detectados por Kepler: 2.342; durante la misión K2: 307 |
Uno de los descubrimientos más importantes de la misión es la presencia de una gran cantidad de super-Tierras , más grandes que la Tierra pero más pequeñas que Neptuno. Se desconoce su estructura y composición porque este tipo de planeta no existe en el sistema solar y para la mayoría de ellos no se pudo medir la masa y densidad. Pueden ser planetas telúricos como la Tierra o por el contrario planetas compuestos de hielo y gas como Neptuno y Urano. Pero algunos de ellos podrían estar compuestos por un núcleo de hielo fuertemente comprimido cubierto por un océano y una atmósfera basada en vapor de agua.
Kepler descubrió e hizo posible el estudio de numerosos sistemas solares que comprenden varios planetas. Según los censos realizados, más del 22% de las estrellas contienen varios planetas y casi el 40% de los exoplanetas candidatos forman parte de sistemas multiplanetarios. Indudablemente, estas proporciones se subestiman porque no todos los planetas de un sistema se cuentan sistemáticamente debido a los límites del método de detección utilizado. Los planetas con una inclinación orbital diferente (el planeta no pasa frente a la estrella vista desde la Tierra), un período orbital largo (más de un año) o un tamaño por debajo del umbral de detección, de hecho, no se detectan. La estructura del sistema solar con sus planetas telúricos ubicados en órbitas internas pero a buena distancia del Sol, sus planetas gaseosos ubicados a varias unidades astronómicas (AU) del Sol, sus órbitas planetarias caracterizadas por baja excentricidad (excepto Mercurio) e inclinación. orbital reducido respecto al plano de la eclíptica, no parece la norma si lo comparamos con los sistemas estelares observados por Kepler. Los sistemas multiplanetarios son a menudo muy compactos con planetas muy poco espaciados, una disposición que no se consideraba previamente en los modelos para la formación de sistemas solares porque se consideraba inestable. Muchos planetas orbitan dentro de 0.1 AU (distancia Tierra-Sol: 1 AU) de su estrella, y algunos dentro de 0.02 AU.
Los astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA) utilizaron datos de la misión Kepler en 2013 para estimar que "al menos 17 mil millones" de planetas terrestres se encuentran en la Vía Láctea.
Los planetas descubiertos por Kepler en junio de 2017(en amarillo) en comparación con los descubiertos por otros medios (otros colores) ordenados por categorías principales (tamaño, órbita): Júpiter calientes, Júpiter fríos, planetas gigantes oceánicos o congelados, planetas terrestres , planetas de lava .
Kepler encontró sistemas estelares con hasta siete u ocho planetas alrededor de las estrellas (diciembre de 2017).
Planetas de tipo terrestre (radio <2 veces el de la Tierra) ubicados en la zona habitable y descubiertos por Kepler. En azul los candidatos confirmados.
Sistema solar | Planeta | Con fecha de | Descripción |
---|---|---|---|
Kepler-4 | Kepler-4b | Enero de 2010 | Primeras detecciones de un exoplaneta de la misión. |
Kepler-6 | Kepler-6b | Enero de 2010 | Primeras detecciones de un exoplaneta de la misión. |
Kepler-7 | Kepler-7b | Enero de 2010 | Planeta con una gruesa capa de nubes. |
Kepler-10 | Kepler-10b | Enero de 2011 | El planeta terrestre más pequeño descubierto hasta ahora. |
Kepler-11 | Kepler-11b - g | Febrero de 2011 | Estrella con al menos 6 planetas. Triple tránsito enagosto 2010. |
Kepler-16 | Kepler-16b | Septiembre de 2011 | Primera detección de un tránsito en un sistema. |
Kepler-22 | Kepler-22b | Diciembre de 2011 | Primer planeta ubicado en la zona habitable. |
Kepler-37 | Kepler-37b | febrero de 2013 | El exoplaneta más pequeño detectado (a partir deagosto 2017) aproximadamente del tamaño de la Luna. |
Kepler-62 | Kepler-62nd , f | abril 2013 | Dos planetas de tamaño cercano al de la Tierra ubicados en la zona habitable. |
Kepler-69 | Kepler-69c | abril 2013 | Planeta cercano al tamaño de la Tierra ubicado en la zona habitable. |
Kepler-90 | Kepler-90b - 90h | octubre 2013 | Descubrimiento del sistema solar que alberga la mayor cantidad de planetas. (Vea abajodiciembre de 2017) |
Kepler-186 | Kepler-186f | Abril de 2014 | Planeta cercano al tamaño de la Tierra ubicado en la zona habitable. |
Kepler-10 | Kepler-10c | Junio de 2014 | Primera detección de un planeta tipo mega-Tierra , es decir , un planeta terrestre cuya masa supera las diez masas terrestres y que no estaba previsto por la teoría Planeten mit HARPS-N ) |
Kepler-438 | Kepler-438b | Enero de 2015 | Sin duda un planeta de tamaño cercano al de la Tierra ubicado en la zona habitable. Periodo 112 días. |
Kepler-442 | Kepler-442b | Enero de 2015 | Sin duda un planeta de tamaño cercano al de la Tierra ubicado en la zona habitable. |
Kepler-444 | Kepler-444b - f | Enero de 2015 | Sistema solar con seis planetas terrestres. La estrella de 1.200 millones de años es la más antigua de las estrellas alrededor de las cuales se han descubierto exoplanetas. |
Kepler-452 | Kepler-452b | Julio de 2015 | Primer planeta cercano al de la Tierra ubicado en la zona habitable de una estrella similar a la de la Tierra ( clase espectral G2). Período de 385 días. |
Kepler-1625 | Kepler-1625b | Mayo de 2016 | Exoplanète teniendo quizás una exoluna .. |
Kepler-90 | Kepler-90i | Diciembre de 2017 | El sistema Kepler-90 contiene ocho planetas: es, en esta fecha, el único sistema extrasolar conocido por albergar tantos. |
Los primeros resultados científicos de la misión Kepler son presentados por la NASA durante una conferencia de prensa que tiene lugar el6 de agosto de 2009. La detección por Kepler del ya conocido exoplaneta HAT-P-7b confirma la capacidad del telescopio espacial para detectar planetas de tamaño terrestre. La detección de planetas por Kepler requiere que la luminosidad de las estrellas sea relativamente estable para permitir identificar el tránsito. Utilizando las medidas tomadas durante los primeros meses, el equipo científico identifica 7.500 estrellas variables a finales de 2009. Éstas se eliminan de la lista de estrellas observadas y son reemplazadas por otras candidatas. Se publican las curvas de luz de las estrellas abandonadas.
Al final de las primeras seis semanas se detectan cinco planetas previamente desconocidos y todos muy cercanos a sus estrellas. Entre los resultados notables se encuentra uno de los planetas de menor densidad que se descubrió entonces, dos estrellas enanas blancas de baja masa que inicialmente se informó que eran miembros de una nueva clase de objetos estelares, y un planeta bien caracterizado que orbita alrededor de él. 'Una estrella binaria .
2010La 4 de enero de 2010, los líderes de la misión anuncian el descubrimiento por Kepler de sus primeros cinco exoplanetas, a saber, los planetas de las estrellas Kepler-4 a Kepler-8. La15 de junio de 2010, el equipo de la misión Kepler proporciona a los investigadores los datos recopilados sobre aproximadamente 156.000 estrellas, es decir, todas aquellas cuya observación se había planificado excepto 400 de ellas. Se han identificado exoplanetas candidatos alrededor de 706 de estas estrellas. Su tamaño está entre el de la Tierra y el de Júpiter. Se comunican la identidad y características de 306 de estos exoplanetas. Cinco de los sistemas solares identificados albergan múltiples planetas. Los datos de los 400 objetivos restantes con candidatos planetarios iban a ser publicados enfebrero 2011(para obtener detalles sobre esta última publicación, consulte los resultados de la misión de 2011 a continuación). Sin embargo, los resultados de Kepler , basados en los candidatos de la lista publicada en 2010, implicaron que la mayoría de estos planetas tenían radios inferiores a la mitad que los de Júpiter. Estos resultados también implicaron que los pequeños planetas candidatos, con períodos de menos de 30 días, eran mucho más comunes que los grandes planetas candidatos con períodos similares y que los descubrimientos hechos a partir de observatorios terrestres proporcionaron una muestra de la población más común. , los planetas más grandes en la distribución de tamaño. Esto contradecía las teorías más antiguas que habían sugerido que los planetas pequeños y los de tipo terrestre serían relativamente poco frecuentes. Según los datos de Kepler que se estudiaron entonces, una estimación de unos 100 millones de planetas habitables en nuestra galaxia podría ser realista. Sin embargo, algunos informes de los medios relacionados con la conferencia TED que dieron lugar a esta información han dado lugar a malentendidos, aparentemente en parte debido a la confusión sobre el término "similar a la Tierra" (Earth- like en inglés). Para aclarar, una carta del Director del Centro de Investigación Ames de la NASA al Consejo Científico de Kepler con fecha2 de agosto de 2010, afirma que: " El análisis de Kepler de los datos actuales no respalda la afirmación de que Kepler haya encontrado ningún planeta similar a la Tierra".
En 2010, Kepler identificó dos sistemas solares que contenían objetos que eran más pequeños pero más calientes que sus respectivas estrellas madre: KOI-74 (en) y KOI-81 (en) . Estos objetos son probablemente estrellas enanas blancas de masa débil producidas por episodios previos de transferencia de masa en sus sistemas. Ese mismo año, el equipo de Kepler publicó un artículo científico que proporcionaba datos de 312 planetas extrasolares candidatos alrededor de 306 estrellas distintas. Solo se dispuso de datos de 33,5 días para la mayoría de los candidatos. La NASA también anunció que se retuvieron los datos de 400 candidatos adicionales, para permitir que los miembros del equipo de Kepler hicieran observaciones adicionales. Los datos de estos candidatos finalmente se hicieron públicos el2 de febrero de 2011.
2011La 10 de enero de 2011, el exoplaneta más pequeño conocido entonces, Kepler-10b , un planeta terrestre, fue descubierto usando las observaciones de Kepler; Posteriormente, se identifican varios exoplanetas de tamaño comparable o incluso más pequeños que la Tierra , como Kepler-20 f , Kepler-20 e , así como probables cuerpos detectados enenero 2012, Tales como Kepler-42 b , Kepler-42 c y Kepler-42 d . Este último es apenas más grande que Marte .
La 2 de febrero de 2011, el equipo de Kepler anuncia los resultados de los análisis de los datos recopilados entre los2 de Mayo y el 16 de septiembre de 2009. Encontraron 1.235 candidatos planetarios que giran alrededor de 997 estrellas anfitrionas. (Les nombres qui suivent supposent que les candidats sont vraiment des planètes, bien que les articles scientifiques officiels les appellent seulement candidats ou candidates. Des analyses indépendantes ont indiqué qu'au moins 90 % d'entre eux sont de vraies planètes et non des faux -positivos). 68 planetas tenían aproximadamente el tamaño de la Tierra (en realidad un radio <1,25 Rt con Rt = radio de la Tierra), 288 eran del tamaño de una Superestrella , 662 del tamaño de Neptuno, 165 del tamaño de Júpiter y 19 hasta el doble del tamaño de la Tierra . tamaño de Júpiter. 54 planetas estaban en la zona habitable , 5 de los cuales tenían menos del doble del tamaño de la Tierra. En contraste con el trabajo anterior sobre la búsqueda de exoplanetas, aproximadamente el 74% de los planetas luego descubiertos por Kepler eran más pequeños que Neptuno, muy probablemente porque el trabajo anterior encontró planetas grandes con mayor facilidad que los pequeños.
Como parte de la misión, el tamaño de una supertierra se define entre 1,25 Rt y 2 Rt (o incluso “1,25 radios terrestres <radio <2 radios terrestres” en el documento de referencia). Seis planetas candidatos de este tipo [a saber: KOI 326.01 (Rp = 0.85), KOI 701.03 (Rp = 1.73), KOI 268.01 (Rp = 1.75), KOI 1026.01 (Rp = 1.77), KOI 854.01 (Rp = 1.91), KOI 70,03 (Rp = 1,96)] están en la zona de estar. Un estudio más reciente mostró posteriormente que uno de estos candidatos (KOI 326.01) es de hecho mucho más grande y más caliente de lo que se había sugerido inicialmente.
Esto 2 de febrero de 2011Por tanto, el número de planetas extrasolares conocidos en la zona habitable ha aumentado a 54. Hasta entonces solo se habían descubierto dos planetas en la zona habitable, por lo que estos nuevos descubrimientos representan un aumento espectacular en el número de planetas capaces de albergar formas de vida (planetas que puede beneficiarse de una temperatura que permite que el agua exista en estado líquido). Todos los candidatos a zona habitable descubiertos hasta ahora orbitan alrededor de estrellas significativamente más pequeñas y frías que el Sol (los candidatos habitables alrededor de estrellas de tipo solar necesitaron algunos años más para acumular los tres tránsitos necesarios para su detección).
La frecuencia de las observaciones planetarias fue mayor para los exoplanetas dos o tres veces el tamaño de la Tierra, y luego disminuyó en proporción inversa a la superficie planetaria. La mejor estimación (enmarzo 2011), después de tener en cuenta el sesgo de observación, fue que el 5,4% de las estrellas albergan planetas del tamaño de la Tierra, el 6,8% albergan candidatos a supertierra, el 19,3% albergan candidatos del tamaño de la Tierra del tamaño de Neptuno y el 2,55% dan la bienvenida a candidatos del tamaño de Júpiter o más grandes. . Los sistemas con varios planetas son comunes; El 17% de las estrellas anfitrionas tienen múltiples sistemas candidatos y el 33,9% de todos los planetas se encuentran en múltiples sistemas planetarios.
. Hacia5 de diciembre, El equipo de Kepler anuncia el descubrimiento de 2.326 candidatos planetarios, de los cuales 207 son similares en tamaño a la Tierra, 680 son del tipo súper-Tierra, 1.181 del tamaño de Neptuno, 203 del tamaño de Júpiter y 55 más grandes que Júpiter. En comparación con las cifras de 2011, el número de planetas del tamaño de la Tierra o súper terrestres ha aumentado en un 200% y un 140%, respectivamente. Además, se habían encontrado 48 candidatos planetarios en las zonas habitables de las estrellas estudiadas, lo que marca una disminución con respecto a las cifras de febrero. Esto se debió al criterio más estricto en uso en los datos de diciembre. La20 de diciembre de 2011, el equipo de Kepler anuncia el descubrimiento de los primeros exoplanetas terrestres , Kepler-20 e y Kepler-20 f , en órbita alrededor de una estrella similar al Sol , Kepler-20 .
Basado en los hallazgos de Kepler , el astrónomo Seth Shostak estimó en 2011 que en un radio de mil años luz alrededor de la Tierra hay al menos 30.000 planetas habitables. También a partir de estos hallazgos, el equipo de Kepler estima que hay "al menos 50 mil millones de planetas en la Vía Láctea" de los cuales "al menos la mitad están en la zona habitable ". Enmarzo 2011, des astronomes du Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA estiment qu'environ « 1,4 à 2,7 % » de toutes les étoiles de type solaire ont sans doute des planètes semblables à la Terre « dans la zone habitable de leur estrella ". Esto significa que hay "dos mil millones" de estos "análogos de la Tierra" solo en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Les astronomes du JPL indiquent également qu'il y a « 50 milliards d'autres galaxies », ce qui donne potentiellement plus d'un trilliard de « planètes analogues à la Terre » si toutes les galaxies ont un nombre de planètes similaire à celui de la vía Láctea.
2012En enero 2012, un equipo internacional de astrónomos publica un estudio según el cual cada estrella de la Vía Láctea podría albergar "en promedio ... al menos 1,6 planetas", lo que sugiere que más de 160 mil millones de planetas, cada uno orbitando una estrella, podrían existir en nuestra galaxia. solo. Kepler también ha registrado erupciones súper estelares distantes , algunas de ellas 10.000 veces más poderosas que la excepcional tormenta Carrington . Las súper erupciones podrían ser provocadas por planetas jovianos que orbitan cerca de su estrella. La técnica de variación del tiempo de tránsito (TTV para Transit Timing Variation en inglés), utilizada para descubrir que Kepler-9d está ganando popularidad como método confirmatorio de exoplanetas descubiertos. También se confirma el descubrimiento de un planeta en un sistema con cuatro estrellas. Este es el primer descubrimiento de tal sistema.
En 2012, había un total de 2.321 planetas candidatos . De estos, 207 son similares en tamaño a la Tierra, 680 son del tamaño de super-Tierras, 1,181 son del tamaño de Neptuno, 203 del tamaño de Júpiter y 55 más grandes que Júpiter. Además, se encontraron 48 planetas candidatos en las zonas habitables de las estrellas estudiadas. El equipo de Kepler descubrió que el 5,4% de todas las estrellas son planetas candidatos del tamaño de la Tierra, y el 17% de todas las estrellas tienen múltiples planetas. Endiciembre 2011, dos de los planetas terrestres candidatos, Kepler-20 e y Kepler-20 f , han sido confirmados como planetas que orbitan alrededor de un gemelo del Sol : Kepler-20 .
2013Según un estudio publicado en enero 2013Según los astrónomos de Caltech , la Vía Láctea contiene al menos un planeta por estrella, lo que induce de 100 a 400 mil millones de exoplanetas . El estudio, basado en planetas que orbitan Kepler-32 ( pulg .) , Sugiere que los sistemas planetarios pueden ser comunes alrededor de las estrellas de nuestra galaxia. El descubrimiento de 461 planetas adicionales se anunció el7 de enero de 2013. Cuanto más tiempo observa Kepler , más planetas puede detectar con largos períodos orbitales. Desde que se publicó el último catálogo de Kepler enfebrero de 2012, el número de candidatos descubiertos en los datos de Kepler ha aumentado en un 20 por ciento y ahora totaliza 2.740 planetas potenciales orbitando 2.036 estrellas.
Se anuncia un nuevo planeta candidato el 7 de enero de 2013bajo el nombre de KOI-172.02. Confirmado tres meses después, el18 de abril de 2013, luego pasa a llamarse Kepler-69 c . Se trata de una Súper Tierra que orbita una estrella similar al Sol en la zona habitable y que podría ser "una candidata perfecta para albergar vida extraterrestre ". En la misma fecha de18 de abril de 2013, se anuncian otros dos planetas notables: Kepler-62 e y su vecino Kepler-62 f . Ambos orbitan en la zona habitable de su estrella Kepler-62 , a 1.200 años luz del sistema solar. Se trata de nuevo de Super-Tierras, que miden 1,6 y 1,4 veces el radio de la Tierra, respectivamente. Son parte de un sistema de cinco planetas y ambos podrían estar completamente cubiertos por un océano.
La 15 de mayo de 2013, La NASA informa que Kepler está paralizado por la falla de una rueda de reacción que lo mantiene en la dirección correcta. Una segunda rueda había fallado anteriormente y la nave espacial requiere tres ruedas (de un total de cuatro) para estar operativa. Pruebas adicionales en julio y agosto determinaron que aunque Kepler pudo usar sus ruedas a reacción dañadas, no pudo recopilar nuevos datos científicos. Los científicos que trabajan en el Proyecto Kepler dijeron que todavía tienen muchos datos para analizar y que aún se podrían hacer nuevos descubrimientos en los próximos dos años. Aunque no se han recopilado nuevos datos científicos desde el incidente en15 de Mayo, se anuncian sesenta y tres nuevos candidatos en Julio 2013basado en observaciones recopiladas previamente. Los hallazgos incluyeron el tamaño medio de los planetas candidatos, cada vez más pequeños en comparación con principios de 2013, resultados preliminares del descubrimiento de algunos objetos circumbinarios y planetas en la zona habitable .
2014La 13 de febrero, La NASA anuncia el descubrimiento de 530 planetas candidatos que forman parte de sistemas planetarios simples. Varios de ellos son cercanos al tamaño de la Tierra y están ubicados en la sala de estar . Esta cifra se incrementa en 400 enjunio de 2014. La26 de febrero, los científicos anuncian que los datos de Kepler confirman la existencia de 715 nuevos exoplanetas. Un nuevo método estadístico de confirmación llamado "verificación de multiplicidad", que se basa en el número de planetas alrededor de varias estrellas, son de hecho planetas reales. Esto permitió una confirmación más rápida de muchos candidatos que forman parte de múltiples sistemas planetarios. El 95% de los exoplanetas descubiertos son más pequeños que Neptuno y cuatro, incluido Kepler-296 f, son más pequeños en una proporción de 2,5 a la de la Tierra y se encuentran en la zona habitable donde las temperaturas de la superficie teóricamente permiten que el agua exista en forma líquida.
Un estudio publicado en marzo muestra que los planetas pequeños con un período orbital de menos de 1 día suelen ir acompañados de al menos un planeta adicional con el período orbital entre 1 y 50 días. Este estudio especifica que los planetas con períodos de rotación ultracortos casi siempre tienen menos de 2 radios terrestres, a menos que sean del tipo " Júpiter caliente " desalineados. Los datos de Kepler también han ayudado a los científicos a observar y comprender las supernovas ; Las mediciones se recopilaron cada media hora, por lo que las curvas de luz fueron particularmente útiles para estudiar este tipo de eventos astronómicos.
La 17 de abril, el equipo de Kepler anuncia el descubrimiento de Kepler-186 f , el primer planeta comparable en tamaño a la Tierra, ubicado en la zona habitable. Este planeta está en órbita alrededor de una enana roja . En julio, los primeros descubrimientos utilizando datos ya recopilados por Kepler se informaron en forma de estrellas binarias . Estos hallazgos se obtuvieron de un conjunto de datos de ingeniería de Kepler que se había recopilado antes de la Campaña 0 en preparación para la misión principal K2. La23 de septiembre de 2014, La NASA dijo que la misión K2 completó la Campaña 1, la primera serie oficial de observaciones científicas, y la Campaña 2 está en marcha.
2015La 27 de enero, los científicos descubren un sistema planetario de 11.200 millones de años con cinco exoplanetas que giran alrededor de una estrella de tipo solar. El sistema Kepler-444 es hasta la fecha el sistema más antiguo identificado en la Vía Láctea, además, se encuentran en la zona habitable .
Aunque Kepler fue diseñado para la detección de exoplanetas, su capacidad para observar una estrella determinada durante mucho tiempo y las pequeñas variaciones en su luminosidad hacen posible su uso en otros campos, en particular en la astrosismología . Kepler permitió, en particular, la observación por primera vez de un fenómeno de rotación diferencial para estrellas distintas del Sol.
El equipo de Kepler había anunciado su intención de publicar los datos recopilados como parte de la misión después de un año de observaciones. Sin embargo, este cronograma se cambió después del lanzamiento, con un cronograma para la publicación de datos que se extiende hasta tres años después de la recopilación. Esto resultó en críticas considerables que llevaron al equipo científico de Kepler a publicar el tercer trimestre de sus datos un año y seis meses después de la recolección. Datos hastaseptiembre 2010 (trimestres 4, 5 y 6) se hicieron públicos en enero 2012.
Periódicamente, el equipo de Kepler publica al público una lista de planetas candidatos (llamados Objetos de interés de Kepler o KOI para los Objetos de interés de Kepler ). Con esta información, un equipo de astrónomos recopiló datos de velocidad radial utilizando el espectrógrafo de escala SOPHIE para confirmar la existencia del planeta candidato KOI-428b en 2010. En 2011, el mismo equipo confirmó el planeta candidato KOI-423b .
Desde diciembre de 2010, les données de la mission Kepler ont été utilisées pour le projet « Planethunters.org » de Zooniverse , qui permet à des volontaires de rechercher des transits dans les courbes lumineuses des images de Kepler , afin d'identifier des planètes que les algorithmes informatisés pourraient faltar. Alrededor del mes dejunio 2011, los usuarios encontraron 69 planetas candidatos potenciales que previamente no habían sido reconocidos por el equipo de la misión Kepler . El equipo planea acreditar públicamente a los entusiastas que detectan tales planetas.
En enero 2012El programa de la BBC llamado Stargazing Live (en) (en inglés: ver estrella en vivo) ha emitido una convocatoria pública para que los voluntarios analicen los datos de Planethunters.org en busca de posibles nuevos exoplanetas. Esto llevó al descubrimiento de un nuevo planeta del tamaño de Neptuno por dos astrónomos aficionados. Este planeta sus nombres y por lo tanto se llama Threapleton Holmes B . Según algunas fuentes, al final 100.000 voluntarios más participaron en la investigación de Planethunters.org.enero 2012, analizando más de un millón de imágenes de Kepler .
También se espera que PlanetQuest , un proyecto de computación distribuida que utiliza la plataforma BOINC , analice los datos recopilados por Kepler .
Además del descubrimiento de cientos de exoplanetas candidatos, el satélite Kepler también informó de 26 exoplanetas en 11 sistemas que aún no se han agregado a la Base de datos de planetas extrasolares . Los exoplanetas descubiertos a partir de los datos de Kepler , pero confirmados por investigadores externos, incluyen KOI-423b , KOI-428b , KOI-196b (en) , KOI-135b (en) KOI-204b (en) KOI-254b KOI-730 (en) y Kepler-42 (KOI-961) . El acrónimo "Koi" indica que la estrella es un K Epler O bject de I nterés , es decir, en un Inglés de Kepler objeto de interés .
Tanto CoRoT como Kepler han medido la luz reflejada de los planetas. Sin embargo, estos planetas ya eran conocidos desde que pasan frente a su estrella. Los datos de Kepler permitieron el primer descubrimiento de planetas por este método: KOI 55.01 y 55.02.
El catálogo de entrada de Kepler (o KIC) se refiere al catálogo de entrada de Kepler . Es una base de datos de búsqueda pública de aproximadamente 13,2 millones de objetivos utilizados para el Programa de clasificación espectral de Kepler y la misión Kepler . El catálogo por sí solo no se utiliza para encontrar objetivos para Kepler , ya que el barco solo puede observar una parte de las estrellas enumeradas (o aproximadamente un tercio del catálogo).
Los objetos de interés de Kepler (KOI) forman un subconjunto del catálogo de entrada de Kepler (KIC). Para ser un KOI, una estrella debe mostrar una pérdida periódica de luminosidad.
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