Pesquisador de planeta de alta precisão e velocidade radial

HARPS

Espectrógrafo
Pesquisador de planeta de alta precisão e velocidade radial
O espectrógrafo HARPS no telescópio ESO de 3,6 metros no Observatório La Silla .
Nome francês	Localizador de planetas com velocidade radial de alta precisão
Acrônimo	HARPS
Telescópio	3,6 m de ESO ( La Silla , Chile ) HELIOS ( La Silla , Chile )
Domínio espectral	378 a 691 nm ( visível )
Formato espectral	72 pedidos (fibra A) / 71 pedidos (fibra B)
Sensor CCD
Tamanho do pixel	15 µm
Fibras
Fibras	2: uma fibra objeto e uma fibra de "referência"
Controle e desempenho
Precisão	<1 m / s 0,5 m / s (esperado)

O Pesquisador de Planeta de Velocidade Radial de Alta Precisão ( HARPS ), em francês " Planète searcher por velocidades radiais de alta precisão ", é um espectrógrafo de escala alimentado por fibras do foco Cassegrain do telescópio de 3,6 metros do ESO , no observatório ' La Silla, no Chile . Destina-se principalmente à busca de exoplanetas pelo método da velocidade radial . Desde a2018, O HARPS também é alimentado pelo telescópio solar HELIOS para observar o Sol como uma estrela durante o dia.

Descrição

Conceito

HARPS é uma escala espectrográfica em dispersão cruzada alimentada por fibras do foco Cassegrain do telescópio de 3,6 metros do ESO no Observatório La Silla, no Chile . O próprio instrumento é instalado na sala cotovelo-oeste do edifício que abriga este telescópio.

O instrumento foi construído de forma a obter velocidades radiais de altíssima precisão (da ordem de 1 metro por segundo ) a longo prazo. Para atingir este objetivo, o HARPS é um espectrógrafo em escala alimentado por duas fibras e cuja estabilidade mecânica foi otimizada.

O desenho do HARPS baseia-se na experiência adquirida pelos membros do consórcio HARPS ( cf. secção “Fabricantes” ) com dois espectrógrafos anteriores: ÉLODIE , no telescópio de 1,93 metros no observatório Haute-Provence , e CORALIE , instalado no Telescópio suíço Leonhard Euler de 1,2 metros no observatório La Silla . O design básico do HARPS é, portanto, muito semelhante ao desses dois instrumentos. Três pontos principais foram aprimorados para ter um melhor desempenho no HARPS em comparação com seus predecessores:

aumentando a estabilidade do instrumento: o HARPS é instalado dentro de um recipiente de vácuo controlado termicamente ( consulte a seção “ recipiente de vácuo ” );

o aumento da relação sinal-ruído em cada medição de velocidade radial individual: o HARPS está instalado no telescópio de 3,6 metros do ESO ( consulte a seção "Telescópio" ), a resolução espectral é duas vezes maior que a de seus predecessores, o que ajuda a reduzir erros do instrumento ( consulte a seção "Resolução espectral" ) e a óptica do espectrógrafo, muito semelhante ao UVES , são muito eficientes ( consulte a seção "Projeto óptico" );

melhorar a redução da linha de dados : melhor correção dos efeitos instrumentais, melhor definição do ponto zero ( calibração no comprimento de onda ), aumento na velocidade ( ver "Redução de dados" ).

Telescópio

O HARPS é alimentado por fibras do foco Cassegrain do telescópio de 3,6 metros do ESO no Observatório La Silla, no Chile . Comparado com os telescópios de 1,93 e 1,2 metros nos quais seus predecessores ÉLODIE e CORALIE estão instalados , o de 3,6 metros permite coletar muito mais luz - 3,5 e 9 vezes mais respectivamente - o que permite observar objetos menos brilhantes e têm medidas mais precisas para um determinado objeto. O próprio instrumento é instalado na sala cotovelo-oeste do edifício que abriga este telescópio.

Tanque de vácuo

O HARPS está localizado dentro de um recipiente de vácuo termicamente controlado para evitar em grande medida qualquer desvio espectral (e, portanto, qualquer desvio da velocidade radial) que pode ser causado por variações na temperatura , pressão do ar ambiente ou umidade . O próprio tanque de vácuo está localizado em dois níveis de compartimentos, isolando-o da sala onde está instalado.

Design óptico

Fibras

Uma das duas fibras coleta a luz da estrela , enquanto a segunda é usada para registrar simultaneamente uma referência do espectro de uma lâmpada de tório - argônio ou o fundo do céu . As duas fibras de HARPS (objeto e céu ou Th-Ar) têm uma abertura no céu de 1 segundo de arco ; isso permite que o espectrógrafo tenha um poder de resolução de 115.000 ( cf. seção “Resolução espectral” ). Ambas as fibras são equipadas com um interferer de imagem ( embaralhador de imagens ) para ter uma pupila uniforme de iluminação do espectrógrafo, independente do descentramento da partitura.

Grade de difração Polarímetro

Desde 2010 , o HARPS possui um polarímetro , o mais preciso do mundo para o estudo das estrelas . As primeiras observações feitas com o polarímetro HARPS mostram que o instrumento supera as expectativas. Isso ocorre porque este polarímetro é capaz de detectar a polarização da luz a um nível de 1 por 100.000 , sem qualquer perturbação da atmosfera ou do próprio instrumento. Juntamente com a estabilidade do espectrógrafo, este polarímetro é, portanto, o mais preciso em sua categoria. Além disso, é o único polarímetro do gênero localizado no hemisfério sul , o que permite novos estudos nesta metade do mundo.

De acordo com Nikolai Piskunov , da Universidade de Uppsala na Suécia e Investigador Principal ( Investigador Principal ) do polarímetro do projeto HARPS, "Este novo polarímetro, único, abre uma nova janela emocionante para estudar a origem e evolução do campo magnético de estrelas de várias massas, temperaturas e idades . Também é importante para a descoberta de novos exoplanetas : a capacidade de localizar manchas estelares será crucial para descartar falsas detecções de exoplanetas. " .

De acordo com a concepção atual do Universo , os campos magnéticos desempenham, de fato, papéis fundamentais em diferentes escalas, de planetas a galáxias . Em particular, acredita-se que os campos magnéticos controlam a forma como as estrelas se formam , criam condições favoráveis para o crescimento dos planetas ao redor de estrelas jovens, direcionam os ventos estelares e aceleram as partículas nos estágios posteriores da vida de uma estrela .

As assinaturas indiretas de campos magnéticos podem ser evidentes, como chamas ou manchas na superfície das estrelas, mas as medições diretas requerem instrumentação muito precisa e análise cuidadosa dos dados. A polarimetria busca detectar a luz polarizada por campos magnéticos.

Os campos magnéticos mudam as condições físicas nas camadas externas das estrelas, resultando em regiões de composição química , temperatura e pressão diferentes . As manchas solares são os exemplos mais conhecidos dessa ação. Combinando espectroscopia precisa com polarimetria, é possível mapear esses pontos estelares.

O novo modo do HARPS também permite medir a polarização de espectros estelares e estudar campos magnéticos em estrelas.

O polarímetro foi projetado por Frans Snik, da Universidade de Utrecht, na Holanda . O instrumento foi enviado para o Chile emMaio de 2009. Segundo Snik, como o espaço disponível para o polarímetro era muito pequeno, foi necessário projetar um polarímetro bem compacto. Ainda segundo Sink, o todo consegue passar a uma fração de milímetro entre os outros elementos do HARPS, que absolutamente não poderiam ser tocados sob o risco de atrapalhar as campanhas de busca por planetas .

O polarímetro HARPS foi desenvolvido por um consórcio formado pela Universidade de Uppsala ( Suécia ), pela Universidade de Utrecht (Holanda), pela Rice University e pelo Space Telescope Science Institute ( Estados Unidos ), com o apoio do European Southern Observatory (ESO ) e o Observatório de Genebra ( Suíça ).

Detector

O detector HARPS consiste em um mosaico de dois dispositivos EEV tipo 44-82 com carga acoplada , apelidados de Jasmin e Linda . O conjunto tem uma dimensão de 4096 × 4096 pixels , cada pixel tendo um tamanho nominal de 15 mícrons de cada lado.

Costura em bloco e problemas associados

Cada um dos dois HARPS CCDs consiste em dezesseis blocos de 512 × 1024 pixels correspondentes ao tamanho da máscara usada para gravar o CCD. O tamanho e a sensibilidade dos pixels localizados na borda desses blocos podem, portanto, ser ligeiramente diferentes daqueles dos pixels centrais . Esse fato gera nos dados do HARPS um sinal de um período de um ano - o período de revolução da Terra ao redor do Sol - que limita a detecção de planetas em ou perto de um número inteiro de vezes esse período.

Cobertura espectral

O intervalo espectral coberto pelo espectrógrafo se estende de 378 a 691 nanômetros , ou seja, ao longo de uma grande parte do espectro visível , de violeta a vermelho , e é distribuído nas ordens 89 a 161 . Como o detector é um mosaico de dois dispositivos de carga acoplada ( consulte a seção “Detector” ), uma ordem espectral (a ordem N = 115, variando de 530 a 533 nanômetros ) é perdida no intervalo entre os dois.

Resolução espectral

O HARPS tem uma resolução espectral de 115.000, cerca de duas vezes a do ELODIE e do CORALIE .

Redução de dados

O HARPS está equipado com seu próprio pipeline de redução de dados , com sede em La Silla . Este pipeline fornece ao visitante astrônomo espectros em tempo quase real extraídos e calibrados em comprimentos de onda em todos os modos de observação . Quando o método de referência de tório simultâneo é usado, o pipeline fornece velocidades radiais precisas (em relação ao baricentro do sistema solar ) para estrelas frias cuja velocidade radial é conhecida com aproximação de 1 a 2 quilômetros por segundo , desde que um conjunto de calibração padrão as medições foram realizadas no período da tarde.

Calibração de comprimento de onda

Vários sistemas de referência são usados para calibrar HARPS em comprimentos de onda.

Lâmpada de tório (desde 2003)

Desde o seu início, a técnica chamada tório simultâneo, que aqui usa uma lâmpada de cátodo oco no tório - argônio, é usada. São as linhas de emissão desses átomos que servem de referência ; seu comprimento de onda deve, portanto, ser conhecido com extrema precisão para ter uma calibração de qualidade. A lista de comprimento de onda de referência é inicialmente usada o espectro de Atlas Thorium ( Atlas do Espectro de Tório ) do Laboratório Nacional de Los Alamos , de Byron A. Palmer e Rolf Engleman e datado de 1983 , obtido com o espectrômetro de Fourier McMath-Pierce transformada do Observatório Solar Nacional localizado em Kitt Peak . Este espectrógrafo, com uma resolução de cerca de 600.000, mais de cinco vezes a do HARPS, dá a posição de cerca de 11.500 linhas de tório entre 3.000 e 11.000 angstroms . Em 2007, Christophe Lovis e Francesco Pepe (LP07), do Observatório de Genebra , queriam obter um novo atlas de linhas de tório, a priori mais preciso na medida em que o HARPS, embora tenha uma resolução inferior ( R = 115.000 ), tem uma sensibilidade maior e assim torna possível detectar linhas fracas ausentes do catálogo de Palmer e Engleman. No entanto, Stephen L. Redmann , Gillian Nave e Craig J. Sansonetti notaram, em 2014, uma dispersão significativa nos resíduos de LP07 em relação aos seus resultados. Isto pode ser explicado, em particular, pelo efeito de bloco costura que ainda não foi tomada em conta na LP07 ( cf. secção “ Bloco de costura e problemas associados” ).

Célula de iodo (2003-2004) Interferômetro Fabry-Perot

Um interferômetro Fabry-Perot é instalado no HARPS para a calibração do comprimento de onda do instrumento.

Pente de freqüência do laser

Construtores, financiadores, gerentes e equipe

Construtores

O HARPS foi construído sob contrato do Observatório Europeu do Sul (ESO) pelo consórcio HARPS que consiste no Observatório de Genebra ( Versoix , Suíça ), o Observatoire de Haute-Provence ( Saint-Michel-l'Observatoire , França ), o Instituto de Física da Universidade de Berna ( Berna , Suíça) e do Serviço de Aeronomia do Centro Nacional de Pesquisas Científicas ( Paris , França), com participação substancial de equipes do Observatório Europeu do Sul (ESO) em La Silla e Garching .

Financiadores

O projeto é financiado pela Swiss National Science Foundation (NSF, Suíça), o Federal Office for Education and Research , a região Provence-Alpes-Côte d'Azur (PACA, França), o Instituto Nacional de Universidades de Ciências (INSU, França) , o Observatório Europeu do Sul (ESO, multinacional), a Universidade de Genebra (Suíça) e os outros membros do consórcio.

Responsável

O PI ( Investigador Principal ) HARPS é Michel Mayor do Observatório de Genebra . Os cientistas responsáveis pelo projeto ( Cientistas do Projeto ) são Didier Queloz , do Observatório de Genebra, e Luca Pasquini, do ESO em Garching . Os gerentes do projeto ( Gerentes de Projeto ) são Francesco Pepe do Observatório de Genebra e Gero Rupprecht , ESO em Garching. O Instrument Science Team inclui Joergen Christensen-Dalsgaard , Aarhus University na Dinamarca , Dainis Dravins , Lund University na Suécia , Martin Kürster , Max- Institute Planck of Astrophysics (MPIA) em Heidelberg , Alemanha , Artie P. Hatzes , de Tautenburg , Alemanha, Francesco Paresce , do ESO, e Alan Penny , da RAL .

A equipe HARPS

Muitas pessoas estiveram (e estão) envolvidas no projeto HARPS. As pessoas que estiveram diretamente envolvidas nos vários aspectos de hardware, software, científicos, gerenciais e administrativos do projeto HARPS são:

em Genebra : François Bouchy , Nigel Evershed, Michel Fleury, Michel George, D. Lacroix, Michel Mayor , Denis Mégevand, Francesco Pepe , Michel Pichard, Didier Queloz , Danuta Sosnowska, Stéphane Udry , Jean-Daniel Vuille, Luc Weber;
no Observatório Haute-Provence : Dominique Kohler, P. Petitpas, Pierre Richaud, Jean-Pierre Sivan;
em Berna : Willy Benz , J. Fischer;
em Marselha: Jean Le Merrer;
no Departamento de Aeronomia : Jean-Loup Bertaux ;
em La Silla : Wolfgang Eckert, Alain Gilliotte, Domingo Gojak, Juan-Carlos Guzman, Gaspare Lo Curto , Ruben Soto, Eugenio Ureta, Ueli Weilenmann;
em Garching : Gerardo Avila, Andrea Balestra, Jean-Louis Beckers, Bernard Buzzoni, Cyril Cavadore, Sebastian Deiries, Hans Dekker, Bernard Delabre, S. D'Odorico, Robert Fischer, Arno van Kesteren, Franz Koch, Heinz Kotzlowski, Jean- Louis Lizon, Antonio Longinotti, Guy Monnet, Luca Pasquini, Javier Reyes, Gero Rupprecht, Jakob Vinther, Andreas Wicenec, Gerd Wieland.

Histórico

Origem do projeto (1998-2003)

O projeto HARPS nasceu em 20 de maio de 1998com a publicação de um convite à apresentação de projetos ( anúncio de oportunidade ) do Observatório Europeu do Sul (ESO) sobre a definição, projeto, fabricação, instalação e comissionamento de um instrumento destinado à detecção de planetas extrasolares (exoplanetas) e uma precisão de um metro por segundo , contra três metros por segundo para os ALUGUERES , então os mais eficientes.

Em resposta ao pedido do ESO, um consórcio é formado. Inclui, o Observatório de Genebra , que é o iniciador, o Instituto de Física da Universidade de Berna , o Observatório de Haute-Provence (OHP) e o serviço de aeronomia do cientista do National Research Centre (CNRS). O projeto é lançado emFevereiro de 2000.

O acordo entre ESO e o consórcio é assinado em agosto de 2000, após um exame preliminar de projeto realizado em julho de 2000. Sob este acordo, o consórcio arca com o custo do espectrógrafo e todos os seus componentes, enquanto o ESO fornece a interface ( adaptador de fibra Cassegrain ) do espectrógrafo com o telescópio, a conexão de fibra , a parte do espectrógrafo no prédio que abriga o telescópio e o sistema detector completo. Em contrapartida, o consórcio terá um tempo garantido de observação de cem noites por ano por um período de cinco anos a partir da aceitação provisória do instrumento.

O exame final ocorre em Março de 2001. A aceitação preliminar ocorre emdezembro de 2002. Dentrojaneiro de 2003, O HARPS é instalado pelo consórcio no telescópio de 3,6 metros do ESO em La Silla , Chile .

Comissionamento e primeiras descobertas (2003)

O primeiro comissionamento do HARPS ocorre no mês deFevereiro de 2003. HARPS recebe sua primeira luz em11 de fevereiro de 2003durante a primeira noite de teste. A estrela HD 100623 é o primeiro objeto observado.

A primeira chamada para aplicativos é lançada em Março de 2003para o período de 72 começando em1 ° de outubro de 2003do mesmo ano. DentroJunho de 2003um segundo comissionamento do instrumento ocorre.

O instrumento é oferecido à comunidade em1 ° de outubro de 2003. Dentrodezembro 2003, o primeiro candidato global HARPS é anunciado, ou seja, HD 330075 b .

Novas instalações ou substituições (desde 2003)

Fibra EGGS (outubro de 2006)

Desde a Outubro de 2006, além do modo de alta precisão ( modo de alta precisão em inglês, abreviado HAM), o modo de alta eficiência ( modo de alta eficiência ), apelidado de EGGS (literalmente " ovos ", por brincar com as palavras com presunto que significa " presunto ") é acessível.

Nova lâmpada para áreas de luz uniformes (agosto de 2008)

O 22 de agosto de 2008, Uma nova lâmpada para faixas de luz uniformes ( campo plano em inglês), com filtro, é instalada. Isso torna possível ter um espectro mais uniforme ao longo do intervalo de comprimentos de onda cobertos pelo HARPS.

Espectropolarímetro (fevereiro de 2010)

Dentro fevereiro de 2010, um espectropolarímetro está instalado no HARPS.

Instalação do pente de frequência do laser (2012-maio 2015)

Em 2012 , um pente de frequência de laser (em inglês pente de frequência de laser ) foi instalado no HARPS. A extrema estabilidade desta fonte de luz deve permitir fazer observações com uma precisão até então inatingível. Esta ferramenta deve ajudar a detectar planetas do tipo terrestre na zona habitável de sua estrela .

Em uma missão de observação de teste, uma equipe de cientistas do ESO , do Instituto Max-Planck de Óptica Quântica (MPQ, em Garching , Alemanha ) e do Instituto de Astrofísica das Ilhas Canárias (IAC, em Tenerife , Espanha ), liderada por Tobias Wilken ( pesquisador do MPQ), mediram que obtiveram uma precisão pelo menos quatro vezes maior com o pente de frequências de laser do que com as lâmpadas catódicas ocas usadas até o. Eles observaram a estrela HD 75289 e obtiveram resultados consistentes com os resultados anteriores, mostrando a robustez desta ferramenta para a próxima geração de espectrógrafos. O pente de frequência testado foi um protótipo de um sistema desenvolvido em colaboração entre ESO, MPQ, Menlo Systems GmbH (na Alemanha), IAC e a Universidade Federal do Rio Grande do Norte no Brasil . Uma precisão da ordem de centímetros por segundo é esperada com este sistema, abrindo caminho para a detecção de planetas terrestres na zona habitável de sua estrela.

Dentro Maio de 2015, o novo pente é validado.

Substituição de fibras circulares por fibras octogonais (maio de 2015)

Fim Maio de 2015, as fibras com seção circular que transportam luz no HARPS são substituídas por fibras com seção octogonal de tamanho equivalente, mais recentes. Essas novas fibras devem, em particular, permitir uma iluminação mais homogênea e, portanto, reduzir o efeito de um ligeiro descentramento.

Para efetuar essa substituição, foi necessário abrir o tanque de vácuo contendo o espectrógrafo; esta abertura é a primeira desde a entrada em serviço do HARPS. Nesta ocasião, o foco foi reajustado de forma a eliminar o leve borrão nas imagens (que se reflete, em particular, por um alargamento das linhas ) que apareceu com o tempo devido a um ligeiro desvio.

Missões

HARPS é um espectrógrafo ; seu papel é, portanto, realizar espectroscopia . Os espectros obtidos usando o HARPS são usados principalmente para procurar planetas pelo método da velocidade radial . Ao fazer isso, apenas uma pequena parte das informações contidas no espectro é usada: apenas o desvio Doppler desse espectro. No entanto, várias outras informações podem ser extraídas desses espectros, informações sobre a estrela observada, mas também certas propriedades dos planetas que orbitam ao redor: velocidade de rotação da estrela por exemplo (alargamento das linhas); composição química da atmosfera (durante um trânsito ) ou temperatura de certos planetas, por exemplo. Além disso, o HARPS também é usado para asteroseismologia .

Performances

Para uma estrela do tipo espectral G2 V (estrela do tipo solar ) de magnitude aparente 6 no visível , o HARPS torna possível obter uma relação sinal / ruído de 110 por pixel a um comprimento de onda de 550 nanômetros ( verde ) em 1 minuto de integração (valor para uma visão de 1 segundo de arco e uma massa de ar de 1,2). Usando o método de referência de tório simultâneo , essa relação sinal-ruído torna possível determinar as velocidades radiais com um ruído quântico de aproximadamente 0,90 metros por segundo. Ao levar em consideração as incertezas devido à orientação , ao foco e ao próprio instrumento, o HARPS atinge uma precisão geral de cerca de 1 metro por segundo na raiz quadrada da média para estrelas mais frias do que as do tipo espectral. G e para estrelas de rotação lenta ( v sin ( i ) <2 km / s ).

Assim, o HARPS continua a ser, em 2014, o espectrógrafo mais sensível destinado à procura de planetas no mundo: permite detectar amplitudes de variação de velocidade da ordem de 1 metro por segundo. Sua estabilidade a longo prazo também é dessa ordem de magnitude.

Concretamente, em torno de uma estrela do tipo solar, este espectrógrafo permite detectar um planeta com a massa da Terra com um período de poucos dias (por exemplo Alpha Centauri Bb , cuja massa mínima supera em apenas 10% a massa do Terra e cujo período de revolução é de 4 dias, ou metade da amplitude do movimento de sua estrela de apenas 0,51 metros por segundo), um planeta dez vezes mais massivo até cerca de 2.000 dias (~ 6 anos) de período / 4 unidades astronômicas de distância, e poderia encontrar um planeta vinte vezes mais massivo até cerca de 5.000 dias (~ 15 anos) / 6 unidades astronômicas. Planetas mais massivos podem ser encontrados ainda mais distantes (a sensibilidade do HARPS corresponde a um Júpiter a ~ 90 anos de período / 20 au de distância); entretanto, é então o intervalo de tempo coberto que se torna limitante, que atualmente é de doze anos para o HARPS. Para objetos com um período significativamente maior, apenas uma tendência pode ser detectada. Assim, poucos planetas com um período superior a dez anos foram detectados até agora, muitas vezes com incertezas significativas ou apenas estimativas mínimas de massa e período.

História de descobertas feitas graças ao HARPS

Em doze anos, desde 2003, o HARPS tornou possível descobrir mais de cem planetas, confirmar uma série de outros, mas também questionar a existência de certos objetos anunciados por outras equipes.

O HARPS tornou possível descobrir, entre outros Agosto de 2004, μ Arae c , a primeira super-Terra ; dentroMaio de 2006, HD 69830 b , HD 69830 c e HD 69830 d , o trio de planetas de massa Neptunianos apelidado de “Trident de Neptune”; dentroabril de 2007, Gliese 581 d , a primeira super-Terra localizada na zona habitável de uma pequena estrela; dentroabril de 2009, Gliese 581st , os exoplanetas mais leves já detectados em torno de uma estrela normal até agora (1,7 massas terrestres); dentrooutubro de 2012, α Centauri Bb , o exoplaneta mais próximo da Terra (4,37 anos-luz), agora com a menor massa mínima detectada pela velocidade radial (apenas 10% maior que a massa da Terra), e correspondendo ao sinal planetário mais fraco já detectado pelo radial método de velocidade (51 centímetros por segunda meia amplitude).

O HARPS tornou possível confirmar, entre outras coisas, setembro de 2009, a natureza do planeta terrestre de CoRoT-7 b .

Dentro abril de 2015, 51 Pegasi b , o primeiro exoplaneta descoberto em torno de uma estrela na sequência principal e protótipo de Júpiter quente , torna-se, graças ao HARPS, o primeiro exoplaneta cujo espectro de luz visível refletida foi detectado diretamente.

Dentro julho de 2017, um planeta terrestre, Ross 128 b , é descoberto em torno de Ross 128 . Localizado na zona de habitabilidade, é o segundo exoplaneta mais próximo do Sistema Solar depois de Proxima b.

HELIOS: Observação do Sol com HARPS

HELIOS, HARPS Experiment for Light Integrated Over the Sun , é um telescópio solar usado para alimentar o espectrógrafo HARPS .

Notas e referências

Notas

O espectrógrafo ESPRESSO , planejado para 2016 e que será instalado no Very Large Telescope , deve se tornar o instrumento mais preciso depois de instalado:
- (pt) Pierre Bratschi, “ Dez vezes melhor que HARPS ”, PlanetS , postado em 5 de junho de 2015 (consultado em 8 de junho de 2015).

Referências

Informações relacionadas ao HARPS no site do European Southern Observatory (ESO)

(en) HARPS: The Planet Hunter (Overview) , eso.org.
(en) Descrição do Instrumento , eso.org.
(em) A equipe HARPS , eso.org.

Em particular, informações retiradas do manual do usuário HARPS HARPS User Manual , version 2.0 [PDF] (última versão publicada), ESO,21 de fevereiro de 2010.

Capítulo 2 “ Características do HARPS ”, seção 2.1 “ Visão geral do instrumento ”, páginas 4 e 5 .
Capítulo 9 “ Modo de alta eficiência HARPS: OVOS ”, páginas 50 e 51.

Outras referências

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Bibliografia

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[Lo Curto et al. 2015] Gaspare Lo Curto et al. " HARPS Obtém novas fibras Após 12 Anos de Operações " [ "HARPS recebe novas fibras após 12 anos de operações"], The Messenger , n o 162,dezembro de 2015( leia online ). Além de Gaspare Lo Curto , os co-autores são Francesco Pepe , Gerardo Avila , Sébastien Bovay , Bruno Chazelas , Adrien Coffinet , Michel Fleury , Ian Hughes , Christophe Lovis , Charles Maire , Antonio Manescau , Luca Pasquini , Samuel Rihs , Peter Sinclaire e Stéphane Udry .
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[Mayor et al. 2003] (en) Michel Mayor et al. , " Estabelecendo novos padrões com HARPS " [ "estabelecer novos padrões com HARPS"], The Messenger , n o 114,dezembro 2003, p. 20-24 ( Bibcode 2003Msngr.114 ... 20M , ler online [PDF] , acessado em 11 de maio de 2015 )

Veja também

links externos

(en) Site oficial
(en) HARPS baseado na Bibliografia do Telescópio ESO do Observatório Europeu do Sul