Telescópio espacial Kepler
Organização | NASA |
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Construtor | Ball Aerospace |
Programa | Descoberta |
Campo | Detecção de exoplanetas por fotometria |
Status | Missão completada |
Lançar | 7 de março de 2009 |
Lançador | Delta II 7925-10L |
Fim da missão | 30 de outubro de 2018 |
Identificador COSPAR | 2009-011A |
Local | (pt) " Kepler, uma busca por planetas habitáveis " |
Missa no lançamento | 1.039 kg |
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Instrumentos de massa | 478 kg |
Ergols | Hidrazina |
Massa propelente | 11,7 kg |
Controle de atitude | 3 eixos estabilizados |
Fonte de energia | Painéis solares |
Energia elétrica | 1.100 watts |
Localização | Na órbita da Terra atrás dele |
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Período | 372,5 dias |
Modelo | Telescópio Schmidt |
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Diâmetro | 0,95 m |
Campo | 105 graus 2 |
Comprimento de onda | 300-890 nm |
Kepler é um telescópio espacial desenvolvido pela agência espacial norte-americana , a NASA , para detectar exoplanetas . Lançado em 2009, o Kepler tem como objetivo realizar um censo de exoplanetas detectáveis localizados em uma região da Via Láctea de 115 graus quadrados, observando por um período de mais de 3 anos a intensidade de luz de 145.000 estrelas pré-selecionadas. O Kepler é projetado de forma que a sensibilidade de seu detector permite identificar planetas do tipo terrestre e, assim, pode identificar planetas semelhantes às nossas orbitando estrelas semelhantes ao sol. A missão principal de 3,5 anos foi estendida pela missão K2 (Kepler 2) até 2019, com objetivos revisados devido à perda de duas de suas rodas de reação. A missão terminou em outubro de 2018 após o esgotamento de seus propulsores.
O Kepler usa o método de trânsito que detecta a presença de um planeta medindo a variação no brilho da estrela hospedeira quando o planeta fica entre ela e a Terra. Para isso, a espaçonave, que pesa pouco mais de uma tonelada, possui um telescópio de 0,98 metros de diâmetro equipado com um detector de 95 milhões de pixels que permite medir a intensidade da luz de uma estrela com uma precisão fotométrica efetiva de cerca de 40 ppm para uma estrela de magnitude aparente 12. Kepler é a décima missão no programa Discovery da NASA dedicado a missões científicas de baixo custo.
Após a conclusão de sua missão em outubro de 2018O Kepler detectou 2.662 planetas (confirmados por outras observações), ou mais da metade dos exoplanetas descobertos até o momento. Suas observações revolucionaram o campo. A missão demonstrou notavelmente a grande variedade de sistemas solares, descobriu muitos sistemas multiplanetários. Tornou possível esboçar uma estatística da distribuição dos planetas por tamanho e órbita, no entanto, sofrendo de um viés observacional que afetava planetas muito pequenos e planetas com longos períodos orbitais. Kepler confirmou que a maioria das estrelas provavelmente tinha pelo menos um planeta, destacou a preponderância de planetas entre o tamanho da Terra e o de Netuno ( super-Terra ) e descobriu planetas terrestres em dimensões próximas às da Terra.
A gênese da missão Kepler remonta a várias décadas. Na segunda metade do 20 º século os astrônomos procuram responder à questão da existência de planetas em outros sistemas solares, em particular, dos planetas do tipo da Terra (tamanho, posição na zona habitável da estrela), realizar as primeiras tentativas para detectar planetas extra-solares (ou exoplanetas) com seus instrumentos. Uma vez que as imagens diretas não dão nenhum resultado (além do problema do tamanho reduzido do planeta a distâncias consideráveis, sua luminosidade é muito baixa em comparação com a da estrela), eles recorrem a métodos de detecção indireta que identificam um planeta por meio sua influência em seu ambiente. Eles inicialmente favorecem a técnica da astrometria . Este método consiste em medir o deslocamento da estrela sob a influência de seus planetas: se estes forem suficientemente massivos, a estrela, vista pelo observador, tem um movimento aparente devido ao seu deslocamento em torno do centro de gravidade do planeta estrela. conjunto. Mas o movimento aparente é muito fraco para os instrumentos disponíveis na época e nenhum exoplaneta foi descoberto.
Em 1994, ao medir a periodicidade das emissões de rádio do pulsar, Wolszczan detectou acidentalmente a presença de dois planetas do tamanho da Terra. Esta descoberta inesperada estimula a busca por métodos alternativos de detecção. Em um artigo de 1971, Frank Rosenblatt avaliou a probabilidade de detectar um exoplaneta pelo método de trânsito planetário . Este método consiste em identificar e medir o enfraquecimento da intensidade luminosa de uma estrela quando o planeta se interpõe entre o observador e a estrela. Ele ressalta que a implementação desse método, que permite determinar o raio e o período orbital do planeta, é viável, mas requer detectores para medir variações mínimas na intensidade da luz, o que requer avanços tecnológicos no campo da fotometria de precisão. (a título de ilustração, a atenuação da intensidade da luz é de 0,01% para um planeta do tamanho da Terra girando em torno de uma estrela do tamanho do Sol de magnitude aparente 11). J. Borucki e Audrey L. Summers em um artigo de 1984 indicam que a observação simultânea de 13.000 estrelas por este método de um observatório terrestre deve tornar possível detectar pelo menos um planeta do tamanho de Júpiter, mas que a identificação de planetas terrestres é apenas possível do espaço porque a turbulência atmosférica degradaria o desempenho dos detectores de forma muito significativa para atingir a precisão associada. O impacto das variações naturais na intensidade luminosa das estrelas no desempenho do método de trânsito também foi avaliado neste momento.
O centro de pesquisa Ames , um estabelecimento da NASA, organizou um workshop em 1984 sobre fotometria de alta precisão que foi seguido por um segundo workshop em 1988. Os tópicos das discussões se relacionam a filtros, sistemas de conversão analógico / digital, detectores, etc. A fim de validar as técnicas recomendadas no âmbito dessas oficinas, a NASA decide desenvolver e testar fotômetros baseados em fotodiodos em suporte de silício. Os testes realizados validam a eficiência desses detectores, mas demonstram que é necessário, para reduzir o ruído térmico a um nível aceitável, resfriá-los em nitrogênio líquido .
Imagens | Astrometria | Velocidade radial | Transito | Lente gravitacional | |
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Evento detectado | Detecção direta (imagem) | O planeta faz a estrela oscilar em torno de uma posição central | A estrela muda de velocidade sob a influência do planeta | A estrela é parcialmente obscurecida pelo planeta quando ele passa na frente de | A luz de uma estrela passando ao fundo é focada pela presença do planeta |
Medição realizada | Foto (telescópio com coronógrafo) | Deslocamento de estrela | Efeito Doppler no espectro da estrela | Diminuição da intensidade da luz da estrela hospedeira | Aumento da intensidade da luz da estrela passando no fundo |
Tempo de observação | Instantâneo | Pelo menos 1 órbita | Pelo menos 1 órbita | 3 vezes o período orbital | Tempo de trânsito da estrela no fundo |
Exoplanetas observáveis | Planetas longe de sua estrela | Planetas enormes, longe de suas estrelas | Planetas perto da estrela, planetas telúricos | Planetas perto da estrela | |
Dados medidos | Valores aproximados da órbita e da massa | Período orbital, massa máxima | Diâmetro do planeta Órbita e inclinação orbital |
Massa do planeta, índices no período orbital | |
Benefícios | Observação simultânea de vários planetas | Observação simultânea de vários planetas Período orbital longo Detecção de pequenos planetas |
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Desvantagens | Tecnicamente muito difícil | Planetas distantes de suas estrelas indetectáveis | Falsos positivos, confirmação por outro método | Evento único, pouca informação | |
Observatórios / Instrumentos | ESFERA | Gaia | HARPS , ELODY | CoRoT , Kepler, TESS , PLATO | WFIRST |
Primeira detecção | 2004 | 2013 | 1989 | 2002 | 2004 |
Número de detecções (março de 2018) |
44 | 1 | 669 | 2 915 | 71 |
A primeira detecção de um exoplaneta foi obtida em 1995 pelos astrônomos Michel Mayor e Didier Queloz, do Observatório de Genebra, usando o método da velocidade radial, que consiste em medir as variações na velocidade da estrela hospedeira. Esta medição é realizada utilizando o espectrômetro ELODIE instalado no telescópio de 2 metros de diâmetro do Observatório de Haute-Provence . Este método é baseado no fato de que se o tamanho relativo (em relação à estrela) for grande o suficiente, a presença do planeta resulta em um deslocamento significativo da estrela em torno do centro de gravidade da montagem estelar. -Planeta que produz uma variação mensurável de sua velocidade na direção da linha de visão Terra-estrela. Essa variação gera um efeito Doppler que pode ser detectado pela análise do espectro de luz da estrela, que exibe um deslocamento nas linhas espectrais (espectroscopia). O valor da variação pode chegar a dez metros por segundo para o conjunto formado por uma estrela como o nosso Sol e um planeta do tamanho de Júpiter . Mayor e Queloz detectam vários planetas do tamanho de Júpiter orbitando muito perto de estrelas anãs. Essas descobertas colocam em questão o modelo de formação dos planetas deduzido das características de nosso sistema solar e também pode ser o caráter universal dos planetas terrestres. Eles aumentam o interesse de projetos de detecção de exoplanetas.
Em 1992 o administrador da NASA , Daniel S Goldin , para permitir a realização de missões científicas mais frequentes, menos dispendiosas e mais eficientes "decide criar o programa Discovery que reúne uma nova classe de missões espaciais a baixo custo (450 milhões de euros ). dólares em 2015) focado em um objetivo científico estreito e caracterizado por um ciclo de desenvolvimento curto. Neste novo contexto, uma missão de detecção de exoplanetas chamada FRESIP ( FRequency of Earth-Size Inner Planets ) está sendo desenvolvida. Ele recebe uma avaliação positiva, desde que a sensibilidade fotométrica dos detectores de bordo possam identificar efetivamente planetas do tamanho da Terra. O FRESIP foi proposto em 1994 com um telescópio de 95 centímetros de diâmetro e CCDs , no lugar dos fotodiodos previstos no primeiro estudo. Os CCDs têm a vantagem, devido às suas características, de rastrear muitas estrelas ao mesmo tempo. O telescópio espacial deve ser colocado em órbita ao redor do ponto Lagrange L2 do sistema Terra-Sol. O projeto não foi selecionado porque o comitê de seleção considerou seu custo muito alto para caber no envelope do programa Discovery. Testes realizados posteriormente em laboratório pela NASA comprovam que os CCDs permitem que a sensibilidade fotométrica desejada seja alcançada.
Um projeto revisado é submetido à chamada de propostas de 1996 do programa Discovery . O telescópio espacial não deve mais ser colocado em órbita em torno do ponto de Lagrange, mas circula em uma órbita heliocêntrica que permite simplificar e iluminar o sistema de propulsão porque a nova órbita não é instável. Por insistência de alguns membros da equipe proponente, o projeto foi renomeado Kepler em honra do astrônomo alemão do 17 º século descobridor de leis de Kepler que governam os movimentos dos planetas ao redor do sol. Mas a proposta falha novamente: o comitê de seleção recomenda que um protótipo capaz de medir simultaneamente a luz produzida por vários milhares de estrelas seja construído para demonstrar a viabilidade do projeto. A NASA está financiando o desenvolvimento deste protótipo e o projeto é reapresentado em resposta à chamada de propostas de 2000. O contexto agora é favorável para este tipo de missão porque as descobertas de exoplanetas por observatórios terrestres se multiplicaram. Kepler é um dos finalistas e estádezembro de 2001, Kepler é selecionado para se tornar a décima missão do programa Discovery. A construção e o comissionamento do telescópio estão a cargo do Laboratório de Propulsão a Jato da NASA . A empresa Ball Aerospace , com sede em Boulder (Colorado), é a responsável pela construção do Telescópio Espacial. O Centro de Pesquisa Ames está desenvolvendo o segmento terrestre e gerenciando a missão dedezembro de 2009. Este centro também é responsável pela análise de dados científicos. O orçamento alocado para a missão, enquadrado pelas especificações do programa Discovery, é de US $ 600 milhões incluindo o financiamento de operações durante a missão principal (3,5 anos).
Em resumo, o Kepler é um telescópio espacial cujo objetivo é descobrir planetas telúricos e outros pequenos corpos que orbitam em torno de outras estrelas de nossa galáxia , a Via Láctea . O Observatório Kepler foi projetado especificamente para observar uma região do espaço localizada na Via Láctea para descobrir dezenas de planetas do tamanho da Terra na zona habitável ou perto dela e determinar quantas das bilhões de estrelas em nossa galáxia têm tais planetas.
Os objetivos detalhados do Kepler são os seguintes. Esta espaçonave observa uma grande amostra de estrelas para atingir vários objetivos principais:
Os dados coletados pelo Kepler também são usados para estudar estrelas variáveis de diferentes tipos e para fazer asteroseismologia , em particular em estrelas que exibem oscilações do tipo solar .
A maioria dos exoplanetas detectados anteriormente por outros projetos eram gigantes gasosos , a maioria do tamanho de Júpiter ou maiores. Para cumprir os objetivos de detectar planetas do tamanho da Terra, o Kepler deve ser capaz de detectar planetas 30 a 600 vezes menos massivos (Júpiter tem 318 vezes mais massa que a Terra). O método utilizado, denominado método de trânsito , baseia-se na observação pelo telescópio espacial de vários trânsitos astronômicos, ou seja, de passagens do planeta em frente de sua estrela. Este evento gera uma ligeira redução na magnitude aparente (luminosidade) da estrela que é proporcional à razão entre as respectivas superfícies do planeta e sua estrela. A diminuição da luminosidade da estrela é da ordem de 0,01% para um planeta do tamanho da Terra na frente de uma estrela como o Sol e 1% para um planeta do tamanho de Júpiter na frente da mesma estrela. A variação trazida de volta à luminosidade é usada para deduzir o diâmetro do planeta, e o intervalo de tempo entre os trânsitos permite deduzir o período orbital do planeta, dado a partir do qual pode ser calculado seu semieixo maior orbital (em usando as leis de Kepler ) e sua temperatura (usando modelos de radiação estelar).
A probabilidade de que a órbita de um planeta seja colocada aleatoriamente ao longo da linha de visão da estrela é o diâmetro da estrela dividido pelo diâmetro da órbita. Para um planeta do tipo Terra transitando 1 UA de uma estrela do tipo solar, a probabilidade é 0,465%, ou cerca de 1 em 215. A 0,72 UA (que é a distância orbital de Vênus do Sol), a probabilidade é ligeiramente maior; tais planetas podem ser semelhantes à Terra se sua estrela for do tipo G , suficientemente antiga, ligeiramente menos massiva e luminosa que o Sol, como Tau Ceti . Além disso, como os planetas em um determinado sistema tendem a orbitar em planos semelhantes, a possibilidade de múltiplas detecções em torno de uma única estrela é bastante alta. Por exemplo, se uma missão do mesmo tipo do Kepler foi conduzida por extraterrestres e observou o trânsito da Terra em frente ao Sol, há 12% de chance de que também detecte um trânsito de Vênus.
O campo de visão de 115 graus 2 do Kepler oferece uma probabilidade muito maior de detectar planetas semelhantes à Terra do que o Telescópio Espacial Hubble , que possui um campo de visão de apenas 10 minutos de arco 2 . Além disso, o Kepler se destina à detecção de trânsitos planetários, enquanto o Telescópio Espacial Hubble é usado para tratar de uma ampla variedade de questões científicas e raramente observa um único campo estelar contínuo. De cerca de meio milhão de estrelas no campo de visão de Kepler , cerca de 150.000 estrelas foram selecionadas para observação, e são observadas simultaneamente, com a nave medindo mudanças em seu brilho a cada 30 minutos. Isso oferece uma chance melhor de ver um trânsito. Além disso, a probabilidade de 1 em 215 significa que se 100% das estrelas observadas tivessem o mesmo diâmetro do Sol, e cada uma tivesse um planeta terrestre do tipo terrestre em uma órbita idêntica à da Terra, o Kepler encontraria aproximadamente 465 deles.; mas se apenas 10% das estrelas observadas fossem assim, então ele descobriria 46. A missão é adequada para determinar a frequência de planetas semelhantes à Terra orbitando outras estrelas.
Como o Kepler deve observar pelo menos três trânsitos para confirmar que a queda de brilho de uma estrela na verdade se origina de um planeta em trânsito, e como planetas maiores fornecem o sinal mais fácil de verificar, os cientistas esperavam que as primeiras detecções fossem em planetas do tamanho de Júpiter circulando em órbitas perto de sua estrela. o primeiro deles foi relatado após apenas alguns meses de atividade. Planetas menores, mais distantes de sua estrela, levarão mais tempo para serem observados, e estima-se que a descoberta de planetas semelhantes à Terra levará três anos ou mais.
Diagrama à esquerda : O método dos trânsitos planetários é baseado na medição da diminuição da intensidade luminosa de uma estrela quando um planeta se interpõe entre ela e o observador. Esse eclipse parcial geralmente dura várias horas. Diagrama à direita : Exemplo de implementação durante a missão K2 (Kepler) para uma estrela semelhante ao Sol de magnitude aparente 11: os pontos correspondem às medidas realizadas, a linha vermelha à curva de intensidade da luz deduzida. A diminuição é muito marcada para um planeta do tamanho de Júpiter (1%), mas difícil de discernir do ruído para um planeta do tamanho da Terra (0,01%). A irregularidade dos valores retornados pelo instrumento deve-se às diferentes fontes de ruído que afetam a medição: vibrações, pequenas mudanças no apontamento, erros do instrumento, luzes dispersas, etc. |
Uma vez que o Kepler detectou uma assinatura semelhante a trânsito, é necessário descartar falsos positivos com testes adicionais, como espectroscopia Doppler . Embora o Kepler tenha sido projetado para fotometria , ele é capaz de astrometria e tais medições podem ajudar a confirmar ou descartar planetas candidatos.
Além dos trânsitos, os planetas orbitando suas estrelas sofrem mudanças na variação da luz refletida (como a Lua , eles passam por fases de plena a nova e assim por diante; sua órbita também não é perfeitamente circular e pode ser inclinada em relação à linha de visão). Uma vez que Kepler não pode resolver o planeta de sua estrela, ele vê apenas a luz combinada, e o brilho da estrela hospedeira parece mudar a cada órbita periodicamente. Embora o efeito seja mínimo (a precisão fotométrica necessária para observar a aproximação de um planeta gigante é quase a mesma que para detectar um planeta do tamanho da Terra em trânsito na frente de uma estrela do tipo solar), os planetas do tamanho de Júpiter são detectáveis por telescópios espaciais sensíveis como o Kepler . A longo prazo, este método pode ajudar a encontrar mais planetas do que o método de trânsito, porque a variação da luz refletida de acordo com a fase orbital é amplamente independente da inclinação orbital do planeta e não requer que o planeta passe na frente de o disco da estrela. Além disso, a função de fase de um planeta gigante também é uma função das propriedades térmicas de sua atmosfera, se houver. Portanto, a curva de fase pode restringir outras propriedades planetárias, como o tamanho e a distribuição das partículas atmosféricas.
Para atingir os objetivos, a região do espaço observada pelo Kepler não deve ser obstruída periodicamente como seria se o telescópio espacial estivesse circulando em uma órbita terrestre (ocultações pela Terra, poluição luminosa). Dada essa restrição, a órbita mais fácil de alcançar (exigindo o lançador menos poderoso) é uma órbita heliocêntrica (ao redor do Sol) à mesma distância da estrela que a Terra. O período orbital da órbita selecionada é de 372,5 dias. O satélite circula atrás da Terra, afastando-se gradualmente dela. O aumento da distância é, entretanto, compatível no final da missão primária com a velocidade necessária para a transferência de dados. Esta órbita evita os cinturões de radiação da Terra e os distúrbios gravitacionais e cinéticos inerentes à órbita da Terra . As únicas forças que atuam no satélite são aquelas produzidas pelo impulso de fótons do Sol sobre o corpo do satélite. Nesta órbita, o Kepler precisa de muito pouco propelente para manter uma orientação compatível com as objetivas.
Durante a missão primária, o Kepler observa continuamente as estrelas da mesma região do espaço localizadas no hemisfério norte, não muito longe das constelações de Cygnus , Lyra e Dragon no braço espiral de Orion da Via Láctea (veja o diagrama e a foto ao lado). Esta região do espaço foi escolhida porque, dada a sua elevação acima do plano da eclíptica, é observável durante todo o ano sem que a luz solar entre no telescópio. Além disso, tem um número suficientemente grande de estrelas semelhantes ao nosso Sol para permitir que os objetivos atribuídos à missão sejam cumpridos. A sua posição no céu permite limitar o tamanho da pala de sol para que seja compatível com o volume disponível sob a carenagem do lançador utilizado para colocar o Kepler em órbita. Em vista desses critérios, duas regiões do espaço permaneceram elegíveis, uma no hemisfério norte e outra no hemisfério sul. O hemisfério norte foi favorecido para facilitar as observações feitas a partir de observatórios terrestres (mais numerosos neste hemisfério) destinados a confirmar a existência de exoplanetas. O campo de visão do telescópio do Kepler cobre 115 graus quadrados , ou cerca de 0,28% do céu. A maioria das estrelas na região do espaço observada está a uma distância entre 600 e 3000 anos-luz (além desta distância, a detecção de um planeta do tamanho da Terra não é possível). Menos de 1% deles estão dentro de 600 anos-luz.
A região observada está localizada na direção em que o sistema solar está se movendo, ou seja, nos arredores da Via Láctea. As estrelas que são observadas pelo Kepler estão aproximadamente à mesma distância do centro galáctico que o sistema solar e também estão perto do plano galáctico . As estrelas observadas, se nos referirmos à hipótese de Terras Raras, são aquelas em que a vida foi capaz de se desenvolver.
Kepler é uma espaçonave com massa de lançamento de 1.052 kg, diâmetro de 2,7 metros e altura de 4,7 metros. A carga útil (o telescópio e seus detectores) sozinha representa 478 kg. O Kepler também carrega 11,7 quilos de hidrazina para controle de atitude . Sua energia é fornecida por um painel solar fixo composto por 2.860 células solares , com área de 10,2 m² e potência de 1.100 watts . A energia é armazenada em uma bateria recarregável de íon-lítio com capacidade de 20 amperes-hora que deve permitir que a espaçonave sobreviva se os painéis solares não estiverem mais apontados para o sol. O Kepler está estabilizado em 3 eixos (sua orientação é fixa no espaço). A precisão da mira de 9 milisegundos de arco em um período de 15 minutos é baseada em um sistema de orientação usando estrelas-guia e localizadas no plano focal . Os comandos são recebidos na banda X e os dados científicos são transmitidos para a Terra na banda Ka através de uma antena de satélite de alto ganho .
Diagrama geral : A - Telescópio; B - Plataforma; 1 - Pala de sol; 2 - Escudo térmico; 3 - Painel solar; 4 - Antena de baixo ganho; 5 - Antena parabólica de grande ganho; 6 - Propulsores; 7 - Caixas eletrônicas; 8 - Visões de estrelas .
Diagrama da parte ótica : 1 - Pala de sol ; 2 - Eletrônica CCD; 3 - CCD no plano focal ; 4 - Colarinho de amarração ao lançador ; 5 - Espelho primário; 6 - Escudo térmico ; 7 - Lâmina Schmidt .
A carga útil consiste em um telescópio com abertura de 0,95 metros e um espelho primário de 1,4 metros. Na época de seu lançamento, o Kepler tinha o maior espelho de qualquer telescópio além da órbita da Terra. O Kepler tem um campo de visão de 105 graus 2 (aproximadamente 12 graus de diâmetro), que é aproximadamente equivalente ao tamanho do punho observado com o braço estendido. No conjunto desta área, 105 graus são de qualidade científica, com uma vinheta inferior a 11%. Para fornecer excelente fotometria , as imagens não são perfeitamente nítidas, mas ligeiramente desfocadas. O objetivo da missão é uma precisão fotométrica diferencial combinada (CDPP para Precisão Fotométrica Diferencial Combinada ) de 20 ppm (partes por milhão) para uma estrela do tipo solar m (V) = 12 e um tempo de integração de 6, 5 horas, embora até o momento as observações estão longe deste objetivo (ver Status da missão ). Um trânsito do tipo terrestre produz uma mudança de 84 ppm no brilho e dura 13 horas enquanto passa pelo centro da estrela.
O plano focal da câmera é composto por 42 CCDs cada um com 2200 × 1024 pixels , o que a tornava na época a maior câmera já lançada ao espaço, com um total de 95 megapixels . Este detector de matriz é resfriado por tubos de calor conectados a um radiador externo. Os CCDs são lidos a cada seis segundos (para limitar a saturação) e co-adicionados a bordo por 30 minutos. No entanto, embora na época de seu lançamento o Kepler tivesse a maior taxa de transmissão de dados de qualquer missão da NASA, a soma de 95 milhões de pixels capturados em 30 minutos é mais dados do que se pode esperar, armazenados e devolvidos à Terra. A equipe científica, portanto, pré-selecionou os pixels apropriados associados a cada estrela de interesse, o que representa aproximadamente 5% dos pixels. Os dados desses pixels são então requantizados, compactados e armazenados, junto com outros dados auxiliares, no gravador de memória estática de 16 gigabytes . Os dados que são armazenados e transmitidos de volta à Terra incluem estrelas estudadas cientificamente , estrelas em modo p , nível de escuridão, imagens de fundo e de campo completo.
Em termos de desempenho fotométrico , o Kepler tem um bom desempenho, muito melhor do que qualquer telescópio terrestre, mas ainda está longe dos alvos definidos quando foi projetado. O objetivo era uma precisão fotométrica diferencial combinada (CDPP ) de 20 partes por milhão (ppm) para uma estrela de magnitude 12 após 6,5 horas de integração. Esta estimativa foi desenvolvida levando em consideração 10 ppm para a variabilidade estelar, que é aproximadamente o valor correspondente ao sol. A precisão obtida para esta observação tem ampla amplitude, dependendo da estrela e da posição no plano focal, com mediana de 29 ppm . A maior parte do ruído adicional ocorre por causa de uma variabilidade das próprias estrelas que acaba sendo maior do que o assumido (19,5 ppm em vez dos 10 ppm esperados), o resto sendo devido a fontes de ruído relacionadas ao instrumento e que são mais importantes do que as previsões. O trabalho está em andamento para entender melhor e talvez eliminar, por recalibração, o ruído do instrumento.
Como o sinal de um planeta do tamanho da Terra está muito próximo do nível de ruído (apenas 80 ppm ), o ruído maior implica que cada trânsito individual é apenas um evento a 2,7 σ , em vez dos 4 σ esperados. Como resultado, mais trânsitos devem ser observados para que uma detecção seja confirmada. Estimativas científicas indicaram que uma missão de 7 a 8 anos, em vez dos 3,5 anos originalmente planejados, seria necessária para encontrar todos os planetas do tamanho da Terra em trânsito. O4 de abril de 2012, a extensão da missão Kepler até o ano fiscal de 2016 foi aprovada
O centro de controle do Kepler é o LASP localizado na cidade de Boulder ( Colorado ). Os painéis solares da nave são girados para ficar de frente para o Sol durante os solstícios e equinócios , de forma a otimizar a quantidade de luz solar que recebem, bem como para manter o radiador voltado para o espaço profundo. Juntos, o LASP e o estaleiro Ball Aerospace & Technologies Corp. , controlar a espaçonave de um centro de operações de missão, localizado no campus da Universidade do Colorado . O LASP realiza a organização essencial da missão, bem como a coleta inicial e distribuição de dados científicos. O custo do ciclo de vida inicial da missão foi estimado em US $ 600 milhões , incluindo a arrecadação de fundos para os 3,5 anos de operação. Em 2012, a NASA anunciou que a missão Kepler seria financiada até 2016.
TelecomunicaçõesA NASA contata a espaçonave, através do link de comunicação da banda X , duas vezes por semana para direcioná-la e atualizar seu status. Os dados científicos são carregados uma vez por mês usando a fita de conexão K tem uma taxa de transferência máxima de aproximadamente 550 kbit / s . A espaçonave Kepler realiza suas próprias análises parciais a bordo e transmite apenas os dados científicos considerados necessários para a missão, a fim de conservar a largura de banda .
Processamento e disseminação de dadosOs dados de telemetria dos cientistas coletados durante as operações da missão no LASP, são enviados para tratamento do Data Management Center (data management center) do Kepler , localizado no Space Telescope Science Institute (STScI) da Universidade Johns Hopkins, em Baltimore . Esses dados são decodificados e convertidos pelo DMC em conjuntos de dados científicos em formato FITS não calibrado, que são então transmitidos para o Science Operations Center (SOC) no Ames Research Center (ARC) da NASA para calibração e processamento final. O SOC desenvolve e utiliza as ferramentas para lidar com o uso de dados científicos que fará o Science Office (SO para estudo científico em inglês) do Kepler . Como resultado, o SOC está desenvolvendo o software de processamento da cadeia de dados, baseado nos algoritmos científicos desenvolvidos pelo SO. Durante as operações, o SOC:
O SOC também avalia o desempenho fotométrico regularmente e fornece métricas de desempenho para o SO e o Mission Management Office . Por fim, o SOC desenvolve e mantém os bancos de dados científicos do projeto, que incluem catálogos e dados processados. Ele retorna os conjuntos de dados calibrados e resultados científicos para o DMC para arquivamento de longo prazo e distribuição para astrônomos em todo o mundo por meio do Arquivo de multimissão do STScI .
Dentro janeiro de 2006, o lançamento do Kepler é adiado por oito meses para fazer frente aos cortes no orçamento geral da NASA. Foi novamente adiado por quatro meses emMarço de 2006devido a novos problemas de orçamento. Durante este período, a antena de alto ganho projetada para ser dirigível (montada no cardan ) é substituída por um modelo fixo para reduzir o custo e a complexidade. Esta simplificação requer a reorientação do telescópio espacial para permitir a transferência dos dados coletados para as estações na Terra, que ocorre uma vez por mês, o que resulta na perda de um dia de observação. O Telescópio Espacial Kepler finalmente decola em7 de março de 2009às 3:50 am UTC (6 de março, 10:49:57 pm hora local ) da base de lançamento do Cabo Canaveral ( Flórida ) a bordo de um lançador Delta II 7925-10L (versão pesada deste lançador com 9 propulsores de reforço , um propelente de terceiro estágio tipo Star 48B sólido e uma tampa longa ) O lançamento foi um sucesso absoluto e as três etapas foram concluídas por volta das 04:55 UTC. O opérculo que protege a abertura do telescópio é liberado em7 de abril de 2009e Kepler tira suas primeiras imagens do céu no dia seguinte. Como parte das operações de calibração, a equipe científica do Kepler decide sobre o20 de abrilajuste a posição do espelho primário usando os três atuadores que o suportam para otimizar o foco. Isso permite minimizar o número de pixels usados para cada estrela e, portanto, monitorar mais estrelas. O23 de abrilo espelho primário é então movido 40 micrômetros em direção ao plano focal e sua inclinação é modificada em 0,0072 graus.
Dois meses após seu lançamento, o 12 de maio de 2009O Kepler , que concluiu com sucesso os testes e calibração de seus instrumentos, está entrando na fase operacional da missão. O telescópio espacial transmite seus primeiros dados para estações na Terra em19 de junho de 2009. As imagens coletadas durante a fase de calibração já permitiram detectar um primeiro planeta gigante orbitando muito próximo de sua estrela, cujo anúncio será feito oficialmente no início de agosto. A equipe de solo descobriu que o Kepler entrou em modo de sobrevivência no15 de junho(um incidente interrompeu as operações). Um segundo evento do mesmo tipo ocorre em2 de julho. Em ambos os casos, o incidente acionou o reinício do computador de bordo . O navio retoma a operação normal em3 de julho e os dados científicos que foram coletados desde 19 de junhosão retransmitidos para a Terra no mesmo dia. Após as investigações realizadas, os engenheiros chegaram à conclusão em outubro que a origem desses incidentes foi uma falha no fornecimento de energia de baixa tensão para o processador RAD750 . Dentrosetembro de 2009o telescópio espacial interrompe suas observações para realizar a rotação trimestral de 90 ° destinada a reorientar os painéis solares em frente ao sol. Como em cada uma dessas operações, o telescópio espacial aponta temporariamente sua antena parabólica para a Terra para transmitir os dados acumulados ao longo de um mês, ou seja, 93 gigabytes. Os parâmetros operacionais do telescópio espacial são verificados e, em seguida, as observações científicas são retomadas. A interrupção das operações durou 41 horas. O12 de janeiro de 2010, um dos 21 módulos (MOD-3) que constituem o detector localizado no plano focal transmite dados anormais. A anomalia resulta em uma perda de 5% da região observada. Em agosto, toda esperança de reiniciar o módulo foi abandonada.
O 14 de julho de 2012, uma das quatro rodas de reação usadas para apontar o telescópio falha. O Kepler precisa apenas de três rodas de reação para funcionar, mas ele se torna vulnerável porque outra falha impediria a missão de continuar. Em 2012, a NASA anunciou que a missão, cuja duração inicial era de três anos e meio, foi estendida até 2016. A missão era atingir seus objetivos em três anos e meio, mas dois fatores estão diminuindo a taxa de detecção de exoplanetas . Por outro lado, o ruído gerado pela eletrônica é maior do que o esperado e torna mais difícil interpretar os dados coletados pelo telescópio ao reduzir a relação sinal / ruído. Por outro lado, a intensidade da luz de quase todas as estrelas é muito mais variável do que o esperado, o que também torna a interpretação das curvas de luz mais difícil. Para o responsável pela missão, serão necessários 8 anos de observações para confirmar, cruzando os levantamentos realizados ao longo deste período, que as variações observadas nos casos mais difíceis (planetas do tamanho da Terra ou menos) não são devidos a outras causas. O14 de novembro de 2012, a missão principal chega ao fim e uma primeira extensão de quatro anos começa.
O 17 de janeiro de 2013, uma das três rodas de reação restantes mostra sinais de atrito aumentado e Kepler pausa suas observações por 10 dias para tentar corrigir a anomalia, colocando o mecanismo para descansar. Se essa segunda roda também falhasse, a missão Kepler terminaria. O29 de janeiro de 2013Kepler retomou com sucesso suas observações usando novamente as rodas de reação. O13 de maioos engenheiros percebem que Kepler mais uma vez se colocou em modo de sobrevivência . Eles descobrem rapidamente que uma das rodas de reação não funciona mais, provavelmente devido a uma falha estrutural dos rolamentos. Este é um fracasso definitivo. O satélite agora mantém sua orientação com seus propulsores, mas esse método não permite mais atingir a precisão de mira necessária para a missão.
Entre maio e agosto, vários estudos foram realizados por engenheiros da NASA para testar o funcionamento das duas rodas de reação defeituosas e tentar fazer com que pelo menos uma delas voltasse a funcionar. Finalmente, o15 de agosto de 2013, A NASA anuncia que suas equipes estão desistindo de consertar as duas rodas danificadas, o que impossibilita os apontamentos finos e estáveis necessários para dar continuidade às observações. Será realizado um estudo para determinar como o Kepler poderia ser usado por ter apenas duas rodas de reação e seus propulsores. Seja qual for o resultado, a análise dos dados coletados, que não está completa, deve continuar por vários anos.
Dentro novembro de 2013, as equipes da NASA e do fabricante do telescópio espacial, Ball Aerospace , apresentam o cenário imaginado para continuar o uso do telescópio espacial apesar da perda de duas de suas rodas de reação. A nova missão é chamada K2 (Kepler 2) "Segunda Luz". Em sua órbita heliocêntrica, o telescópio espacial está sujeito principalmente à pressão da radiação, ou seja, ao impulso exercido pelos fótons. O Kepler não conseguia mais manter sua orientação em apenas duas dimensões, os engenheiros imaginavam usar esse surto de fótons para manter o apontamento do telescópio espacial. Para sofrer um impulso simétrico dessas partículas enquanto mantém o telescópio apontado para uma parte do céu fixo, o eixo do telescópio é posicionado de forma a ficar paralelo ao seu plano orbital. Para que o Sol não entre na abertura do telescópio, sua orientação é alterada a cada 83,5 dias, o que a cada vez requer uma mudança na região do espaço estudada. Como parte da missão K2, as observações são subdivididas em campanhas (4,5 por ano), cada uma destinada à observação de uma parte diferente do céu, necessariamente localizada não muito longe do plano da eclíptica .
Dadas as mudanças nas regiões observadas a cada 80 dias, o telescópio espacial não é mais capaz de detectar exoplanetas com período orbital superior a vinte dias (porque são necessárias três observações para que a detecção seja considerada válida). Além disso, os engenheiros avaliaram na época a precisão fotométrica em cerca de 300 partes por milhão, valor muito inferior às 20 partes por milhão inicialmente planejadas. Os engenheiros da NASA estão iniciando uma campanha de teste (campanha 0) com o objetivo de validar a viabilidade do cenário proposto. Na preparação desta campanha, os engenheiros perceberam que um segundo detector (entre os 21 existentes), não funciona mais. A origem desta falha está, como no primeiro caso, ao nível do circuito de alimentação elétrica. Março paraMaio de 2014, uma região do plano eclíptico é observada para a campanha 0 com resultados em linha com as expectativas. O16 de maio de 2014, A NASA face aos resultados obtidos dá o seu acordo para o financiamento da missão K2 por um período de dois anos.
A missão K2 que começa oficialmente em junho de 2014possui novos objetivos que levam em consideração os constrangimentos induzidos pela perda de duas das rodas de reação que não permitem mais observação por mais de 80 dias consecutivos; os objetivos são agora os seguintes:
Após as primeiras campanhas de observação, a precisão fotométrica do Kepler para a missão K2 é reavaliada em 50 ppm para uma estrela de magnitude 12, com uma integração de 6,5 horas. Dentrojunho de 2016, o comitê da NASA responsável por decidir sobre a extensão das missões espaciais astrofísicas deu uma avaliação particularmente positiva do feedback científico do K2, tanto no campo da detecção de exoplanetas quanto em outros campos de pesquisa introduzidos pela missão K2. A NASA decide estender a missão até o esgotamento dos propelentes, o que deve ocorrer no caso mais favorável em 2019, mas provavelmente a partir de 2018.
Desde a Janeiro de 2014o telescópio espacial que perdeu duas de suas rodas de reação opera em modo degradado porque não pode mais manter sua orientação permanentemente. Ele usa o impulso fotônico para controlá-lo, mas esse artifício requer a mudança da região do espaço observada a cada 3 meses. A observação de 3 trânsitos consecutivos neste contexto só permite identificar planetas com um período orbital muito curto (cerca de trinta dias). Dentromarço de 2018oficiais da missão acreditam que a hidrazina usada pelos pequenos propulsores e necessária para estabilizar o telescópio está se esgotando. Porém, por falta de medidor nos tanques, é difícil avaliar a data de término da missão. No entanto, após receber indicações de uma queda anormal descrita na pressão do combustível na sonda, a NASA decide2 de julhoparar a campanha 18 da missão K2 e colocar o Kepler no modo de segurança sem uso de combustível , a fim de garantir que o2 de agosto os dados adquiridos durante os primeiros 51 dias desta campanha 18 (iniciada em 12 de maio) Um novo "exame de saúde" será então realizado após esta transferência para ver se a campanha 19, que deve começar em6 de agosto, será iniciado ou não.
Pare as observaçõesO 11 de outubro de 2018, O Kepler , que fica a 170 milhões de quilômetros da Terra, transmite imagens tiradas na região do espaço ao redor da constelação de Aquário . Assim que esta tarefa for concluída, os operadores de controle de solo tentam o23 de outubrooriente o telescópio em direção a um novo alvo, mas não tenha sucesso porque, tendo exaurido todos os seus propulsores , o telescópio espacial automaticamente adormeceu. Sem propulsores para apontar o telescópio, a missão não pode continuar. A NASA decide acabar com isso desligando o transmissor de rádio e formaliza sua decisão sobre30 de outubro. Agora o Kepler circulará na mesma órbita heliocêntrica da Terra, afastando-se cada vez mais dela. Deve estar no auge novamente em 40 anos e este evento deve se repetir por milhões de anos a partir de então.
A maioria dos exoplanetas descobertos antes da missão Kepler eram do tamanho de Júpiter ou até maiores. O Kepler demonstrou que a maioria dos exoplanetas era de fato menor que Júpiter e ainda menor que Saturno . Os planetas mais frequentes têm entre o tamanho da Terra e o de Netuno . Esses planetas são super-Terras , ou seja, planetas rochosos maiores do que a Terra, ou mini-Neptunes, ou seja, planetas gasosos com um núcleo rochoso. De acordo com alguns planetologistas, algumas dessas super-Terras podem ser planetas oceânicos ou planetas com um núcleo de gelo ou rochoso coberto de água. A missão Kepler também demonstrou que a maioria dos planetas tem um período orbital muito curto, bem abaixo do de Mercúrio (88 dias), o planeta mais próximo do sol. O planetologista CJ Burke tentou estabelecer uma distribuição dos planetas compilando todas as descobertas dos primeiros quatro anos da missão, incluindo apenas planetas com um período orbital entre 10 e 300 dias, e tentando explicar quaisquer vieses. Vários introduzidos pelo método de detecção usado. Ele estabeleceu que a proporção entre o número de planetas e o das estrelas era da ordem de 1 e que, se os ordenássemos por tamanho, a proporção dos planetas aumentaria drasticamente quando caíssemos abaixo do tamanho de Netuno. A classe de Júpiter (de 5,7 a 11,3 raios terrestres) representaria um pouco mais de 5% do total, a dos grandes Netuno (4 a 5,7 raios terrestres) um pouco menos de 5%, a do pequeno Netuno (entre três e quatro raios terrestres) mais de 40%, os das super-Terras ( planeta terrestre possuindo entre 1,4 e 2 raios terrestres) da ordem de 30% e os das Terras cerca de 30%.
Raio (raios terrestres) |
Massa (massas de terra) |
Período orbital (dias terrestres) |
Distância do Sol (parsecs) |
---|---|---|---|
<1,25 raios: 356 0(29) | 1 a 3 massas: 20 0(7) | <1 dia: 78 0(17) | <50 parsecs : 433 (15) |
1,25 2 raios: 808 0(91) | 3 a 10 massas: 75 (11) | 1 a 10 dias: 1.173 (178) | 50 a 100 parsecs: 228 (13) |
2 a 6 raios: 1237 (149) | 10 a 30 massas: 51 (13) | 10 a 30 dias: 842 0(91) | 100 a 500 parsecs: 673 (33) |
6 a 15 raios: 169 0(30) | 30 a 100 massas: 34 0(5) | 30 a 360 dias: 523 0(20) | 500 a 1.000 parsecs: 745 0(2) |
> 15 raios: 23 0(5) | 100 a 300 massas: 45 (12) | 360 a 720 dias: 19 0(1) | 1000 a 2000 parsecs: 401 0(0) |
- | > 300 massas: 78 (17) | > 720 dias: 14 0(0) | > 2.000 parsecs: 64 0(0) |
Número total de planetas confirmados detectados pelo Kepler: 2.342; durante a missão K2: 307 |
Uma das descobertas mais importantes da missão é a presença de um grande número de super-Terras , maiores que a Terra, mas menores que Netuno. Sua estrutura e composição são desconhecidas porque este tipo de planeta não existe no sistema solar e para a maioria deles a massa e a densidade não puderam ser medidas. Podem ser planetas telúricos como a Terra ou, ao contrário, planetas compostos de gelo e gás como Netuno e Urano. Mas alguns deles podem ser compostos de um núcleo de gelo fortemente comprimido coberto por um oceano e uma atmosfera à base de vapor de água.
O Kepler descobriu e tornou possível estudar vários sistemas solares compreendendo vários planetas. De acordo com os censos realizados, mais de 22% das estrelas contêm vários planetas e quase 40% dos exoplanetas candidatos fazem parte de sistemas multiplanetários. Essas proporções são, sem dúvida, subestimadas porque todos os planetas de um sistema não são contados sistematicamente por causa dos limites do método de detecção usado. Planetas com uma inclinação orbital diferente (o planeta não passa na frente da estrela vista da Terra), um longo período orbital (mais de um ano) ou um tamanho abaixo do limite de detecção de fato não são detectados. A estrutura do sistema solar com seus planetas telúricos localizados em órbitas internas, mas a uma boa distância do Sol, seus planetas gasosos localizados várias unidades astronômicas (UA) do Sol, suas órbitas planetárias caracterizadas por baixa excentricidade (exceto Mercúrio) e inclinação orbital reduzido em comparação com o plano da eclíptica, não parece a norma se o compararmos com os sistemas estelares observados por Kepler. Os sistemas multiplanetários são freqüentemente muito compactos com planetas espaçados próximos, um arranjo que não era considerado anteriormente pelos modelos para a formação de sistemas solares porque era considerado instável. Muitos planetas orbitam dentro de 0,1 UA (distância Terra-Sol: 1 UA) de sua estrela, e alguns dentro de 0,02 UA.
Astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) usaram dados da missão Kepler em 2013 para estimar que "pelo menos 17 bilhões" de planetas terrestres estão na Via Láctea.
Os planetas descobertos por Kepler em junho de 2017(em amarelo) em comparação com aqueles descobertos por outros meios (outras cores) organizados por categorias principais (tamanho, órbita): Júpiteres quentes, Júpiteres frios, planetas oceânicos gigantes ou congelados, planetas terrestres , planetas de lava .
Kepler encontrou sistemas estelares com até sete ou oito planetas ao redor das estrelas (dezembro de 2017)
Planetas do tipo terrestre (raio <2 vezes o da Terra) localizados na zona habitável e descobertos pelo Kepler. Em azul os candidatos confirmados.
Sistema solar | Planeta | Datado | Descrição |
---|---|---|---|
Kepler-4 | Kepler-4b | Janeiro de 2010 | Primeiras detecções de um exoplaneta da missão. |
Kepler-6 | Kepler-6b | Janeiro de 2010 | Primeiras detecções de um exoplaneta da missão. |
Kepler-7 | Kepler-7b | Janeiro de 2010 | Planeta com uma espessa camada de nuvens. |
Kepler-10 | Kepler-10b | Janeiro de 2011 | O menor planeta terrestre descoberto até agora. |
Kepler-11 | Kepler-11b - g | Fevereiro de 2011 | Estrela com pelo menos 6 planetas. Trânsito triplo emagosto de 2010. |
Kepler-16 | Kepler-16b | Setembro de 2011 | Primeira detecção de trânsito em um sistema. |
Kepler-22 | Kepler-22b | Dezembro 2011 | Primeiro planeta localizado na zona habitável. |
Kepler-37 | Kepler-37b | Fevereiro de 2013 | Menor exoplaneta detectado (a partir deagosto de 2017) sobre o tamanho da Lua. |
Kepler-62 | Kepler-62nd , f | Abril de 2013 | Dois planetas de tamanho próximo ao da Terra localizados na zona habitável. |
Kepler-69 | Kepler-69c | Abril de 2013 | Planeta próximo do tamanho da Terra localizado em zona habitável. |
Kepler-90 | Kepler-90b - 90h | outubro 2013 | Descoberta do sistema solar que hospeda o maior número de planetas. (Veja abaixodezembro de 2017) |
Kepler-186 | Kepler-186f | Abril de 2014 | Planeta próximo do tamanho da Terra localizado em zona habitável. |
Kepler-10 | Kepler-10c | Junho de 2014 | Primeira detecção de um planeta do tipo megaterrestre , ou seja , um planeta terrestre cuja massa excede dez massas terrestres e que não foi prevista pela teoria Planeten mit HARPS-N ) |
Kepler-438 | Kepler-438b | Janeiro de 2015 | Provavelmente um planeta de tamanho próximo ao da Terra localizado na zona habitável. Período de 112 dias. |
Kepler-442 | Kepler-442b | Janeiro de 2015 | Sem dúvida um planeta de tamanho próximo ao da Terra localizado na zona habitável. |
Kepler-444 | Kepler-444b - f | Janeiro de 2015 | Sistema solar com seis planetas terrestres. A estrela de 1,2 bilhões de anos é a mais velha das estrelas em torno da qual foram descobertos exoplanetas. |
Kepler-452 | Kepler-452b | Julho de 2015 | Primeiro planeta próximo ao da Terra localizado na zona habitável de uma estrela semelhante à da Terra ( classe espectral G2). Período de 385 dias. |
Kepler-1625 | Kepler-1625b | Maio de 2016 | Exoplanète tendo talvez um exomoon .. |
Kepler-90 | Kepler-90i | Dezembro 2017 | O sistema Kepler-90 contém oito planetas: é, até o momento, o único sistema extrassolar conhecido por hospedar tantos planetas. |
Os primeiros resultados científicos da missão Kepler são apresentados pela NASA durante uma coletiva de imprensa em6 de agosto de 2009. A detecção por Kepler do já conhecido exoplaneta HAT-P-7b confirma a capacidade do telescópio espacial de detectar planetas de tamanho terrestre. A detecção de planetas pelo Kepler requer que a luminosidade das estrelas seja relativamente estável para identificar o trânsito. Usando as medições feitas durante os primeiros meses, a equipe científica identifica 7.500 estrelas variáveis no final de 2009. Estas são removidas da lista de estrelas observadas e são substituídas por outras candidatas. As curvas de luz das estrelas abandonadas são publicadas.
No final das primeiras seis semanas, cinco planetas até então desconhecidos e todos muito próximos de suas estrelas são detectados. Entre os resultados notáveis estava um dos planetas de densidade mais baixa então descobertos, duas estrelas anãs brancas de baixa massa que foram inicialmente relatadas como membros de uma nova classe de objetos estelares e um planeta bem caracterizado orbitando em torno dele. 'Uma estrela binária .
2010O 4 de janeiro de 2010, os líderes da missão anunciam a descoberta por Kepler de seus primeiros cinco exoplanetas, ou seja, os planetas das estrelas Kepler-4 a Kepler-8. O15 de junho de 2010, a equipe da missão Kepler fornece aos pesquisadores os dados coletados relativos a aproximadamente 156.000 estrelas, ou seja, todas aquelas cujas observações foram planejadas, exceto 400 delas. Exoplanetas candidatos foram identificados em torno de 706 dessas estrelas. Seu tamanho está entre o da Terra e o de Júpiter. A identidade e as características de 306 desses exoplanetas são comunicadas. Cinco dos sistemas solares identificados são o lar de vários planetas. Os dados para os 400 alvos restantes com candidatos planetários seriam divulgados emfevereiro de 2011(para obter detalhes sobre esta última publicação, consulte os resultados da missão de 2011 abaixo). No entanto, os resultados do Kepler , com base nos candidatos da lista publicada em 2010, implicavam que a maioria desses planetas tinha raios menores da metade do de Júpiter. Estes resultados também implicaram que pequenos planetas candidatos, com períodos de menos de 30 dias, eram muito mais comuns do que grandes planetas candidatos com períodos semelhantes, e que as descobertas feitas a partir de observatórios baseados em terra forneceram uma amostra da população mais comum. Maior, que ou seja, os maiores planetas na distribuição de tamanho. Isso contradizia as teorias mais antigas, que sugeriam que os planetas pequenos e os do tipo terrestre seriam relativamente raros. Com base nos dados de Kepler então estudados, uma estimativa de cerca de 100 milhões de planetas habitáveis em nossa galáxia poderia ser realista. No entanto, alguns relatos da mídia que tratam da conferência TED que deu origem a esta informação levaram a mal-entendidos, aparentemente, em parte devido à confusão sobre o termo "similar to Earth" ( Terra-como em Inglês). Para esclarecimento, uma carta do Diretor do Ames Research Center da NASA ao Kepler Science Council datada de2 de agosto de 2010, afirma que: " A análise de Kepler dos dados atuais não apóia a afirmação de que o Kepler encontrou qualquer planeta semelhante à Terra."
Em 2010, o Kepler identificou dois sistemas solares contendo objetos que eram menores, mas mais quentes do que suas respectivas estrelas pais: KOI-74 (en) e KOI-81 (en) . Esses objetos são provavelmente estrelas anãs brancas fracamente massivas produzidas por episódios anteriores de transferência de massa em seus sistemas. Nesse mesmo ano, a equipe de Kepler publicou um artigo científico que forneceu dados para 312 planetas extrasolares candidatos em torno de 306 estrelas distintas. Apenas 33,5 dias de dados estavam disponíveis para a maioria dos candidatos. A NASA também anunciou que os dados de mais 400 candidatos foram retidos, a fim de permitir que os membros da equipe de Kepler fizessem observações adicionais. Os dados desses candidatos foram finalmente divulgados em2 de fevereiro de 2011.
2011O 10 de janeiro de 2011, o menor exoplaneta então conhecido, Kepler-10b , um planeta terrestre, foi descoberto usando as observações de Kepler; posteriormente, vários exoplanetas de tamanho comparável ou mesmo menores que a Terra são identificados, como Kepler-20 f , Kepler-20 e , bem como prováveis corpos detectados emjaneiro de 2012, como Kepler-42 b , Kepler-42 c e Kepler-42 d . Este último é pouco maior que Marte .
O 2 de fevereiro de 2011, a equipe do Kepler anuncia os resultados das análises dos dados coletados entre os2 de maio e a 16 de setembro de 2009. Eles encontraram 1.235 candidatos planetários girando em torno de 997 estrelas hospedeiras. (Os números que se seguem assumem que os candidatos são realmente planetas, embora os artigos científicos oficiais apenas os chamem de candidatos. Análises independentes indicaram que pelo menos 90% deles são planetas reais e não falsos. -Positivos). 68 planetas eram aproximadamente do tamanho da Terra (na verdade, raio <1,25 Rt com Rt = raio da Terra), 288 eram do tamanho de uma Super-Terra , 662 do tamanho de Netuno, 165 do tamanho de Júpiter e 19 até o dobro do tamanho de Júpiter. 54 planetas estavam na zona habitável , 5 dos quais tinham menos do que o dobro do tamanho da Terra. Em contraste com trabalhos anteriores sobre a descoberta de exoplanetas, cerca de 74% dos planetas então descobertos pelo Kepler eram menores do que Netuno, provavelmente porque trabalhos anteriores encontraram planetas grandes mais prontamente do que os pequenos.
Como parte da missão, o tamanho de uma super-Terra é definido como entre 1,25 Rt e 2 Rt (ou mesmo “1,25 raio da Terra <raio <2 raios da Terra” no documento em referência)). Seis planetas candidatos deste 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)] estão na área de estar. Um estudo mais recente subsequentemente mostrou que um desses candidatos (KOI 326.01) é na verdade muito maior e mais quente do que o que havia sido sugerido no início.
Esta 2 de fevereiro de 2011o número de planetas extra-solares conhecidos na zona habitável aumentou, portanto, para 54. Até então, apenas dois planetas haviam sido descobertos na zona habitável, então essas novas descobertas representam um aumento espetacular no número de planetas capazes de abrigar formas de vida (planetas que pode se beneficiar de uma temperatura que permite que a água exista no estado líquido). Todos os candidatos a zonas habitáveis descobertos até agora orbitam em torno de estrelas significativamente menores e mais frias do que o Sol (os candidatos habitáveis em torno de estrelas do tipo solar precisaram de mais alguns anos para acumular os três trânsitos necessários para sua detecção).
A frequência das observações planetárias era mais alta para exoplanetas duas ou três vezes o tamanho da Terra, e então diminuía na proporção inversa da superfície planetária. A melhor estimativa (emmarço de 2011), após levar em conta o viés de observação, foi que 5,4% das estrelas hospedam planetas do tamanho da Terra, 6,8% hospedam candidatos da super-Terra, 19,3% hospedam candidatos do tamanho da Terra com o tamanho de Netuno e 2,55% acolhem candidatos do tamanho de Júpiter ou maiores . Sistemas com vários planetas são comuns; 17% das estrelas hospedeiras têm sistemas candidatos múltiplos e 33,9% de todos os planetas estão em sistemas planetários múltiplos.
. Para o5 de dezembro, A equipe de Kepler anuncia a descoberta de 2.326 candidatos planetários, dos quais 207 são semelhantes em tamanho à Terra, 680 são do tipo superterra, 1.181 do tamanho de Netuno, 203 do tamanho de Júpiter e 55 maiores que Júpiter. Em comparação com os números de 2011, o número de planetas do tamanho da Terra ou super-terrestres aumentou em 200% e 140%, respectivamente. Além disso, 48 candidatos planetários foram encontrados nas zonas habitáveis das estrelas estudadas, marcando uma diminuição em relação aos números de fevereiro. Isso ocorreu devido ao critério mais rígido em uso nos dados de dezembro. O20 de dezembro de 2011, a equipe do Kepler anuncia a descoberta dos primeiros exoplanetas terrestres , Kepler-20 e e Kepler-20 f , em órbita ao redor de uma estrela semelhante ao Sol , Kepler-20 .
Com base nas descobertas de Kepler , o astrônomo Seth Shostak estimou em 2011 que em um raio de mil anos-luz ao redor da Terra existem pelo menos 30.000 planetas habitáveis. Também a partir dessas descobertas, a equipe de Kepler estima que haja “pelo menos 50 bilhões de planetas na Via Láctea”, dos quais “pelo menos metade está na zona habitável ”. Dentromarço de 2011, astrônomos do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA estimam que cerca de "1,4 a 2,7%" de todas as estrelas do tipo solar provavelmente têm planetas semelhantes à Terra "na zona habitável de sua estrela". Isso significa que há "dois bilhões" desses "análogos da Terra" somente em nossa galáxia, a Via Láctea. Os astrônomos do JPL também indicam que existem "50 bilhões de outras galáxias", potencialmente formando mais de um trilhão de "planetas semelhantes à Terra" se todas as galáxias tiverem um número de planetas semelhantes ao da Via Láctea.
2012Dentro janeiro de 2012, uma equipe internacional de astrônomos publica um estudo segundo o qual cada estrela da Via Láctea poderia hospedar "em média ... pelo menos 1,6 planetas", sugerindo que mais de 160 bilhões de planetas, cada um orbitando uma estrela, poderiam existir em nossa galáxia sozinho. O Kepler também registrou erupções superestelares distantes , algumas delas 10.000 vezes mais poderosas do que a excepcional tempestade de Carrington . Super-erupções poderia ser desencadeada por Júpiter planetas que orbitam perto de sua estrela. A técnica de variação do tempo de trânsito (TTV para Transit Timing Variation em inglês), usada para descobrir o Kepler-9d, está ganhando popularidade como método confirmatório de exoplanetas descobertos. A descoberta de um planeta em um sistema com quatro estrelas também está confirmada. Esta é a primeira descoberta de tal sistema.
Em 2012, havia um total de 2.321 planetas candidatos . Destes, 207 são semelhantes em tamanho à Terra, 680 são do tamanho de super-Terras, 1.181 são do tamanho de Netuno, 203 são do tamanho de Júpiter e 55 são maiores do que Júpiter. Além disso, 48 planetas candidatos foram encontrados nas zonas habitáveis das estrelas estudadas. A equipe do Kepler descobriu que 5,4% de todas as estrelas são planetas candidatos a lares do tamanho da Terra, e 17% de todas as estrelas têm vários planetas. Dentrodezembro de 2011, dois dos planetas terrestres candidatos, Kepler-20 e e Kepler-20 f , foram confirmados como planetas orbitando um gêmeo do Sol : Kepler-20 .
2013De acordo com um estudo publicado em Janeiro de 2013De acordo com astrônomos da Caltech , a Via Láctea contém pelo menos um planeta por estrela, o que induz de 100 a 400 bilhões de exoplanetas . O estudo, baseado em planetas orbitando Kepler-32 (in) , sugere que sistemas planetários podem ser comuns em torno de estrelas em nossa galáxia. A descoberta de 461 planetas adicionais foi anunciada em7 de janeiro de 2013. Quanto mais o Kepler observa, mais planetas ele pode detectar com longos períodos orbitais. Desde o último catálogo de Kepler foi publicado emfevereiro de 2012, o número de candidatos descobertos nos dados do Kepler aumentou 20 por cento e agora totaliza 2.740 planetas potenciais orbitando 2.036 estrelas.
Um novo planeta candidato é anunciado em 7 de janeiro de 2013sob o nome de KOI-172.02. Confirmado três meses depois, o18 de abril de 2013, é então renomeado como Kepler-69 c . Trata-se de uma Super-Terra orbitando uma estrela semelhante ao Sol na zona habitável e que poderia ser "uma candidata perfeita para abrigar vida extraterrestre ". Na mesma data de18 de abril de 2013, dois outros planetas notáveis são anunciados: Kepler-62 e e seu vizinho Kepler-62 f . Ambos orbitam na zona habitável de sua estrela Kepler-62 , a 1.200 anos-luz do sistema solar. Estas são novamente Super-Terras, medindo 1,6 e 1,4 vezes o raio da Terra, respectivamente. Eles fazem parte de um sistema de cinco planetas e ambos podem ser completamente cobertos por um oceano.
O 15 de maio de 2013, A NASA relata que Kepler está paralisado pela falha de uma roda de reação que o mantém na direção certa. Uma segunda roda havia falhado anteriormente, e a espaçonave requer três rodas (de um total de quatro) para estar operacional. Outros testes em julho e agosto determinaram que, embora Kepler fosse capaz de usar suas rodas de jato danificadas, ele foi incapaz de coletar novos dados científicos. Cientistas que trabalham no Projeto Kepler disseram que ainda têm muitos dados para analisar e novas descobertas ainda podem ser feitas nos próximos dois anos. Embora nenhum novo dado científico tenha sido coletado desde o incidente em15 de maio, sessenta e três novos candidatos são anunciados em Julho de 2013com base em observações coletadas anteriormente. As descobertas incluíram o tamanho médio dos planetas candidatos, tornando-se cada vez menores em comparação com o início de 2013, resultados preliminares à descoberta de alguns objetos circumbinários e planetas na zona habitável .
2014O 13 de fevereiro, A NASA anuncia a descoberta de 530 planetas candidatos que fazem parte de sistemas planetários simples. Vários deles são próximos do tamanho da Terra e estão localizados na sala de estar . Este número é aumentado em 400 emjunho de 2014. O26 de fevereiro, os cientistas anunciam que os dados do Kepler confirmam a existência de 715 novos exoplanetas. Um novo método estatístico de confirmação chamado "verificação de multiplicidade", que se baseia no número de planetas em torno de várias estrelas, são na verdade planetas reais. Isso permitiu a confirmação mais rápida de muitos candidatos que fazem parte de vários sistemas planetários. 95% dos exoplanetas descobertos são menores do que Netuno e quatro, incluindo Kepler-296 f, são menores em uma proporção de 2,5 em relação à Terra e são encontrados na zona habitável onde as temperaturas da superfície teoricamente permitem que a água exista na forma líquida.
Um estudo publicado em março mostra que pequenos planetas com um período orbital de menos de 1 dia são geralmente acompanhados por pelo menos um planeta adicional com o período orbital entre 1 e 50 dias. Este estudo especifica que os planetas com períodos de rotação ultracurtos são quase sempre menores que 2 raios da Terra, a menos que sejam do tipo " Júpiter quente " desalinhado. Os dados de Kepler também ajudaram os cientistas a observar e compreender as supernovas ; as medições eram coletadas a cada meia hora, de modo que as curvas de luz eram particularmente úteis para estudar esses tipos de eventos astronômicos.
O 17 de abril, a equipe do Kepler anuncia a descoberta do Kepler-186 f , o primeiro planeta comparável em tamanho à Terra, localizado na zona habitável. Este planeta está em órbita ao redor de uma anã vermelha . Em julho, as primeiras descobertas usando dados já coletados pelo Kepler foram relatadas na forma de estrelas binárias . Essas descobertas foram obtidas a partir de um conjunto de dados de engenharia do Kepler que foi coletado antes da Campanha 0 em preparação para a missão principal K2. O23 de setembro de 2014, A NASA disse que a missão K2 concluiu a Campanha 1, a primeira série oficial de observações científicas, e a Campanha 2 está em andamento.
2015O 27 de janeiro, os cientistas descobrem um sistema planetário de 11,2 bilhões de anos com cinco exoplanetas girando em torno de uma estrela do tipo solar. O sistema Kepler-444 é até hoje o sistema mais antigo identificado na Via Láctea, além disso, eles são encontrados na zona habitável .
Embora o Kepler tenha sido projetado para a detecção de exoplanetas, sua capacidade de observar uma determinada estrela por um longo tempo e as pequenas variações em sua luminosidade permitem sua utilização em outros campos, notadamente na asteroseismologia . O Kepler permitiu, notavelmente, a observação pela primeira vez de um fenômeno de rotação diferencial para outras estrelas além do sol.
A equipe de Kepler anunciou sua intenção de publicar os dados coletados como parte da missão após um ano de observações. Porém, esse cronograma foi alterado após o lançamento, com um cronograma de divulgação dos dados estendendo-se até três anos após a coleta. Isso resultou em críticas consideráveis que levaram a equipe de ciência do Kepler a divulgar o terceiro trimestre de seus dados um ano e seis meses após a coleta. Dados atésetembro de 2010 (quartos 4, 5 e 6) foram tornados públicos em janeiro de 2012.
Periodicamente, a equipe do Kepler transmite ao público uma lista de planetas candidatos (chamados de Objetos de Interesse do Kepler ou KOIs para os Objetos de Interesse do Kepler ). Usando essas informações, uma equipe de astrônomos coletou dados de velocidade radial usando o espectrógrafo de escala SOPHIE para confirmar a existência do planeta candidato KOI-428b em 2010. Em 2011, a mesma equipe confirmou o planeta candidato KOI-423b .
Desde a dezembro de 2010, dados da missão Kepler foram usados para o projeto “Planethunters.org” do Zooniverse , que permite que voluntários busquem trânsitos nas curvas de luz das imagens do Kepler , a fim de identificar planetas que faltam algoritmos computadorizados. Por volta do mês dejunho de 2011, os usuários encontraram 69 planetas candidatos em potencial que não haviam sido reconhecidos anteriormente pela equipe da missão Kepler . A equipe planeja dar crédito público aos entusiastas que avistarem tais planetas.
Dentro janeiro de 2012O programa da BBC chamado Stargazing Live (em) (em inglês: assistindo ao vivo estrela) lançou uma chamada pública para voluntários para analisar dados do Planethunters.org em busca de novos exoplanetas em potencial. Isso levou à descoberta de um novo planeta do tamanho de Netuno por dois astrônomos amadores. Este planeta irá seus nomes e, portanto, chamado Threapleton Holmes B . De acordo com algumas fontes, mais 100.000 voluntários estiveram envolvidos na pesquisa do Planethunters.org até o finaljaneiro de 2012, analisando mais de um milhão de imagens do Kepler .
O PlanetQuest , um projeto de computação distribuída usando a plataforma BOINC , também deve analisar os dados coletados pelo Kepler .
Além da descoberta de centenas de exoplanetas candidatos, o satélite Kepler também relatou 26 exoplanetas em 11 sistemas que ainda não foram adicionados ao Banco de Dados de Planetas Extrasolar . Exoplanetas descobertos a partir de dados de Kepler , mas confirmados por pesquisadores externos, incluem KOI-423b , KOI-428b , KOI-196b (en) , KOI-135b (en) KOI-204b (en) KOI-254b KOI- 730 (em) e Kepler-42 (KOI-961) . O acrônimo "KOI" indica que a estrela é um K Epler O bject de I nterest , isto é em Inglês um de Kepler objeto de interesse .
Tanto o CoRoT quanto o Kepler mediram a luz refletida dos planetas. No entanto, esses planetas já eram conhecidos porque passam na frente de sua estrela. Os dados de Kepler permitiram a primeira descoberta de planetas por este método: KOI 55.01 e 55.02.
O Catálogo de entrada Kepler (ou KIC) refere-se ao Catálogo de entrada Kepler . É um banco de dados pesquisável publicamente de aproximadamente 13,2 milhões de alvos usados para o Programa de Classificação Espectral Kepler e a missão Kepler . O catálogo sozinho não é usado para encontrar alvos para o Kepler , já que apenas uma parte das estrelas listadas (ou cerca de um terço do catálogo) pode ser observada pelo próprio navio.
Os objetos de interesse Kepler (KOI) formam um subconjunto do Catálogo de entrada Kepler (KIC). Para ser um KOI, uma estrela deve apresentar uma perda periódica de luminosidade.
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