Kepler Object of Interest

De Viquipèdia
Salta a la navegació Salta a la cerca

Un objecte rellevant de Kepler, en anglès Kepler Object of Interest (KOI), és una estrella que s'observa pel telescopi espacial Kepler pel qual s'ha detectat un candidat planetari en trànsit. Els KOI formen un subconjunt d'una llista de 150.000 estrelles seleccionada per al programa Kepler, que en si mateix és un subconjunt del Kepler Input Catalog (KIC).

Un KOI mostra una pèrdua periòdica de la lluminositat, que pot indicar un planeta invisible, però passa entre l'estrella i la Terra, on s'eclipsa una part de l'estrella. Tanmateix, aquesta disminució de la brillantor no és una garantia d'un planeta en trànsit perquè un sistema binari pot portar a les mateixes observacions. És per aquest motiu que la majoria dels KOI no són sistemes per als quals hi ha confirmació que hi ha un planeta en trànsit astronòmic.

Dades[modifica]

Nomenclatura[modifica]

Animació d'un trànsit astronòmic
El trànsit del planeta davant de la seva estrella varia la brillantor d'aquesta última

Les estrelles observades per Kepler que són candidats a trànsit astronòmic són designats per "KOI" seguit d'un número. Per a un KOI determinat, un conjunt d'observacions d'un trànsit periòdic s'associen amb dos dígits decimals que segueixen el número de l'estrella. Per exemple, el primer candidat al voltant de l'estrella KOI 718 és KOI 718.01 i el segon, KOI 718.02.

Si verifiquem que un candidat donat és un planeta, l'estrella es designa amb el nom "Kepler" seguit d'un guionet i un número. Els planetes es designen de la mateixa manera i són sufixos amb una lletra que indica el seu ordre de descobriment.

Difusió[modifica]

Periòdicament, l'equip Kepler difon KOI al públic en forma d'una llista de potencials planetes. La primera difusió va tenir lloc el 15 de juny de 2010 i va incloure 306 estrelles amb possibles exoplanetes, segons les observacions realitzades entre el 2 de maig de 2009 i el 16 de setembre de 2009. A més, es va emetre la llista d'altres 400 KOI descoberts.[1]

L'1 de febrer de 2011, un segon llançament d'observacions, realitzades durant el mateix període, havia millorat les dates i va incloure 1235 senyals de trànsit al voltant de 997 estrelles.[2]

Informacions de sortida[modifica]

Per a cadascuna de les 150.000 estrelles objectiu de Kepler, les estimacions de temperatura, radi, gravitat superficial i massa es deriven d'observacions fotomètriques preses abans del llançament de Kepler a l'observatori Fred Lawrence Whipple.[3]

A més, per a les KOI, es coneixen dades sobre la profunditat i (amb excepció) la freqüència de cada senyal de trànsit. Suposant que el senyal prové de la presència d'un planeta, aquestes dades es poden utilitzar per obtenir el radi i la distància del planeta, en relació amb el radi de la seva estrella i assumint una excentricitat orbital nul·la, així com el període de revolució. del planeta.Combinant aquestes dades, podem estimar els valors (no relatius) de les distàncies, així com la temperatura d'equilibri d'un planeta.[1][4] De fet, trobem:

a partir de la llei de Stefan-Boltzmann.

Identificació de planetes[modifica]

Fonts d'error[modifica]

Estrella binària amb eclipsis.
A sota: variació de la brillantor percebuda.

S'espera que alguns KOI són falsos positius, és a dir, no són realment planetes, encara que s'estima que el 90% dels KOI candidats de trànsit tenen planetes.[5] Es considera que la majoria dels falsos positius són estrelles binàries que, encara que més lluny en l'espai i menys brillants que els KOI, estan massa a prop dels KOI (en la seva projecció) al cel per al telescopi Kepler els diferencia. D'altra banda, s'espera que les fluctuacions estadístiques de les dades contribueixin a menys d'una instància de fals positiu en totes les 150.000 estrelles observades per Kepler.[2]

A més dels falsos positius, pot proporcionar una mala identificació d'un senyal de trànsit a causa d'un planeta molt més gran que l'estimació de Kepler. Aquest és el cas quan hi ha altres fonts de llum que l'estrella pateix el trànsit, com en un sistema binari. En aquest cas, hi ha més superfície que produeix llum del que se suposa. Atès que prop del 34% dels sistemes estel·lars són binaris, fins al 34% dels senyals de KOI podrien ser més grans que la seva estimació (suposant que la formació del planeta és tan probable en sistemes binaris com en sistemes simples). Més observacions són essencials per confirmar la naturalesa d'un planeta candidat.[2]

Validació dels planetes candidates[modifica]

Es necessiten observacions addicionals per confirmar que un KOI realment té el planeta previst, eliminant la possibilitat de falsos positius i identitats errònies. El mètode més ben establert és el de les velocitats radials del planeta que actuen sobre el KOI. Tanmateix, per a moltes KOI, això no és factible i, en el seu cas, es poden utilitzar imatges per telescopis terrestres amb interferometria de clapejat o òptica adaptativa, la qual cosa redueix les possibilitats d'estrelles binàries eclipsant en segon pla (menys del 0,01% d'error).

A més, es pot fer una espectroscòpia astronòmica de KOI per determinar si l'estrella forma part d'un sistema binari-

Resultats[modifica]

En negre, els planetes descobert per Kepler el 2 de gener de 2014

El 3 de març de 2014, Kepler havia trobat 3.845 planetes candidats i 961 planetes confirmats al voltant de 76 estrelles.[6][7] Tres estrelles en el camp de la visió, identificades com a Kepler-1, Kepler-2 i Kepler-3, tenen planetes que han estat observades per Kepler i que abans es coneixien des de les observacions del sòl. Aquestes estrelles estan catalogades per TrES-2, HAT-P-7 i HAT-P-11.[8]

L'equip Kepler[modifica]

Kepler va observar per primera vegada vuit estrelles per indicar els planetes en trànsit i la seva naturalesa ha estat confirmada. Aquestes estrelles són KOI 7, KOI 18, KOI 17, KOI 97, KOI 10, KOI 377, KOI 72 i KOI 157. D'aquestes, KOI 377 i KOI 157 han confirmat diversos planetes (3 i 6 respectivament).[8]

Externs a l'equip Kepler[modifica]

Utilitzant informació dels KOI, un equip d'astrònoms va recopilar dades de velocitat radial utilitzant l'espectrògraf de l'escala SOPHIE per confirmar l'existència del planeta candidat KOI-428b (d'ara endavant anomenat Kepler-40b el 2010.[9] El 2011, el mateix equip va confirmar el planeta candidat KOI-423b (d'ara endavant anomenat Kepler-39b).[10]

Descobertes de planetes no confirmats[modifica]

Zona habitable al voltant del Sol (part superior) i de Gliese 581 (al mig)

L'estrella Kepler-20 (KOI 70) té senyals de trànsit que indiquen l'existència d'almenys quatre planetes. Si es confirma, KOI 70.04 seria el planeta més petit descobert al voltant d'una estrella de la seqüència principal (amb el 60% del radi de la Terra) i el segon exoplaneta més petit després de PSR B1257+12. S'estima que el KOI 70.04 és més del 80% tal com prediu Kepler i no un fals positiu o mal identificat.

Sis senyals de trànsit publicades a les dades de l'1 de febrer de 2011 són indicatius de planetes similars a la Terra (menys del doble del radi terrestre) i situats a la zona habitable. Aquests són: KOI 1026.01, KOI 854.01, KOI 701.03, KOI 268.01, KOI 326.01 i KOI 70.03.[2] Un estudi més recent va trobar que un d'ells, KOI 326.01, és en realitat indicatiu d'un planeta molt més gran i càlid.[11]

Un estudi de 2011 de Muirhead et al. informa que la recalibració de radis estimats i temperatures efectives de diverses estrelles nanes a la mostra Kepler produeix sis nous candidats a la magnitud terrestre que es troben a la zona habitable de la seva estrella: KOI 463.01, KOI 1422.02, KOI 947.01, KOI 812.03, KOI 448.02, KOI 1361.01.[12]

Descobriments que no són planetes[modifica]

Comparació de grandesa entra la nana blanca IK Pegasi B (al centre), el seu company de classe HA, IK Pegasi HA (a esquerra) i el Sol (a dreta)

Diversos KOI han transitat objectes que són més càlids que l'estrella transitada, el que indica que els objectes més petits són nanes blanques, formades per transferència massiva. Entre aquests objectes, es troba: KOI 74, KOI 81 i KOI 959.[2][13]

Es creu que el KOI 54 és un sistema binari que conté dues estrelles blanques de la seqüència principal (classe A) amb òrbites altament excèntriques de semieix major de 0,4 UA. Durant els àpsides, el sistema es torna més brillant a causa de la força de marea. A més, aquestes forces de marea indueixen pulsacions ressonants en una o dues estrelles, convertint-la en el sistema de la quarta estrella per demostrar aquesta característica.[14]

KOI 126 és un sistema triple d'estrelles que comprèn dues estrelles de massa baixa (0,24 i 0,21 massa solar) que orbiten entre si amb un període de 1,8 dies i un semieix major de 0, 02 AU. Junts, orbiten una estrella de la massa solar 1,3 amb un període de 34 dies i un semieix major de 0,25 ua. Les tres estrelles s'eclipsin entre elles, permetent mesures precises de la seva massa i radi. Les dues estrelles de baixa massa són, doncs, dues de les quatre estrelles de convecció convulsiva (és a dir, de convecció no parcial) que han determinat els paràmetres (millor que alguns errors de percentatge). Les altres dues estrelles són les estrelles eclipsants del sistema CM Draconis.[15]

Referències[modifica]

  1. 1,0 1,1 Borucki, William J. et al.. Characteristics of Kepler planetary candidates based on the first data set: the majority are found to be Neptune-size and smaller. v2, 2010. 
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 «Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data» (en anglès), 01-02-2011. Arxivat de l'original el 2011-07-21. [Consulta: 10 febrer 2011].
  3. Brown, Timothy M. et al.. Kepler Input Catalog: Photometric Calibration and Stellar Classification. v2, 2011. 
  4. «Exoplanet Transits and Occultations by Joshua N. Winn». A: University of Arizona Press. Exoplanets (en anglès), 2010, p. 55–78. ISBN 978-0-8165-2945-2. 
  5. Morton, Timothy D. et Johnson, John Asher. On the Low False Positive Probabilities of Kepler Planet Candidates. v2, 2011. 
  6. Kepler Discoveries National Aeronautics and Space Administration Consultat el 3 març de 2014
  7. «exoplanet archive» (en anglès). Arxivat de l'original el 2014-02-26. [Consulta: 3 març 2014].
  8. 8,0 8,1 «Kepler Discoveries» (en anglès). NASA, 08-02-2011. [Consulta: 12 febrer 2011].
  9. Santerne, A.; et al.. «SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates II. KOI-428b: a hot Jupiter transiting a subgiant F-star» (en anglès), 30-11-2010. [Consulta: 23 abril 2011].
  10. . v2. 
  11. «Exclusive: "Most Earth-Like" Exoplanet Gets Major Demotion—It Isn't Habitable». 80beats, 08-03-2011. [Consulta: 9 març 2011].
  12. Philip S. Muirhead et al., Characterizing the Cool Kepler Objects of Interest. New Effective Temperatures, Metallicities, Masses and Radii of Low-Mass Kepler Planet-Candidate Host Stars, 8 septembre 2011, v1.
  13. Rowe, Jason F. [et al]. «Kepler Observations of Transiting Hot Compact Objects» (revista de ciència) (en anglès). . The Astrophysical Journal Letters, 713, 2, 2010, pàg. L150–L154. arXiv: 1001.3420. Bibcode: 2010ApJ...713L.150R. DOI: 10.1088/2041-8205/713/2/L150 [Consulta: 5 març 2018].
  14. Welsh, William F; et al.. KOI-54: The Kepler Discovery of Tidally-Excited Pulsations and Brightenings in a Highly Eccentric Binary. v2, 2011. 
  15. Carter, Joshua A. [et al]. «KOI-126: A Triply-Eclipsing Hierarchical Triple with Two Low-Mass Stars» (revista de ciència) (en anglès). , 331, 6017, 2011, pàg. 562–565. arXiv: 1102.0562. Bibcode: 2011Sci...331..562C. DOI: 10.1126/science.1201274. PMID: 21224439 [Consulta: 5 març 2018].

Bibliografia[modifica]

Vegeu també[modifica]

Enllaços externs[modifica]