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Kepler y los falsos positivos – chispis.com

Kepler y los falsos positivos

La mitad de los candidatos a exoplanetas gigantes de Kepler son falsos positivos de diciembre 2015

Vista de este artista muestra el Júpiter caliente exoplaneta 51 Pegasi b, orbita una estrella a unos 50 años luz de la Tierra en la constelación de Pegaso (el caballo alado). Este fue el primer exoplaneta alrededor de una estrella normal que se encuentra en 1995. Veinte años más tarde, este objeto fue también el primer exoplaneta que se puede detectar directamente espectroscópico en luz visible.Población seleccionada de candidatos a planetas detectados por el telescopio espacial Kepler. Se muestra la profundidad de tránsito aquí como una función de su período orbital. El tamaño del marcador es con relación a la magnitud del huésped.Concepción artística de una enana marrón. Las enanas marrones son más masivas y más caliente que los planetas gaseosos gigantes, pero carecen de la masa necesaria para convertirse en el chisporrotear estrellas. Sus atmósferas pueden ser similares a los del planeta gigante Júpiter.

Un equipo internacional 1 dirigido por Alexandre Santerne del Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço ( IA 2 ), hecha a 5 años de la velocidad radial 3 campaña de Kepler candidatos a exoplanetas gigantes ‘s, utilizando el SOPHIE 4 espectrógrafo (Observatorio de Haute-Provence , Francia), y se encontró que el 52,3% era en realidad binarias eclipsantes 5 , mientras que 2,3% eran dwarfs6 marrón.

Santerne (IA & Universidad de Oporto ), primer autor de este trabajo7 comentaron: ” Se pensaba que la fiabilidad de la detección de exoplanetas de Kepler era muy buena – entre el 10 y el 20% de ellos no eran planetas. Nuestro amplio estudio espectroscópico, de los exoplanetas más grandes descubiertos por Kepler, muestra que este porcentaje es mucho mayor, incluso por encima de 50%. Esto tiene fuertes implicaciones en nuestra comprensión de la población en el campo exoplaneta Kepler “.

Uno de los miembros del equipo, Vardan Adibekyan (IA & Universidad de Oporto) ha añadido: ” Detección y planetas caracteriza es por lo general una tarea muy sutiles y difíciles En este trabajo, hemos demostrado que incluso grande, fácil de detectar planetas también son difíciles de tratar. con. En particular, se ha demostrado que menos de la mitad de los candidatos a planetas grandes en tránsito detectadas son realmente allí. El resto son falsos positivos, debido a los diferentes tipos de fuentes astrofísicas de la luz o el ruido.

exoplanetas en tránsito gigantes son fácilmente imitados por los falsos positivos, se necesitan observaciones de seguimiento por lo espectroscópicas para establecer la naturaleza planetaria de las detecciones de tránsito, y fácilmente revelar múltiples sistemas estelares mezclados.

Susana Barros (IA & Universidad de Oporto), otro EXOEarthsmiembro del equipo dijo: ” Kepler encontró un gran número de planetas en tránsito hasta el tamaño de la Tierra. Sin embargo la velocidad radial de seguimiento de los candidatos, que es uno de los conocimientos de IA de Origen y evolución de las estrellas y planetasgrupo, es crucial para la comprensión de esos sistemas planetarios.

La investigación, que se desarrolló entre julio de 2010 y julio de 2015, comenzó con todos los 8826 objetos en la lista de objetos de interés Kepler (KOI). El número de la muestra se redujo progresivamente a 129 Kois en 125 estrellas objetivo, mediante la eliminación de falsos positivos ya conocidos, estrellas demasiado débiles para ser observados por Sophie, y los candidatos con órbitas de más de 400 días, para asegurar que se podían observar al menos 3 tránsitos .

Santerne también pensaba que: ” Después de 20 años de explorar planetas tan grandes como Júpiter alrededor de otros soles, todavía tenemos un montón de preguntas que han quedado abierta. Por ejemplo, no entendemos cuál es el mecanismo físico que forma planetas similares a Júpiter con períodos orbitales tan sólo unos días. Es como si nuestra rotación anual alrededor del Sol duraría sólo unos pocos días – imaginar su edad! Tampoco entendemos por qué algunos de estos planetas gigantes son tan hinchada “.

El radio de los planetas gigantes de gas depende de su atmósfera y la zona gigante interior, con la irradiación de la estrella calentar su atmósfera, lo infla como un globo de aire caliente. Pero la inflación de un gigante, altamente planetas irradiados podrían no ser modelados con procesos físicos razonables.

Esta encuesta espectroscópico proporcionado restricciones de masas, lo que combinado con la radio medido por Kepler transita 8 , permitió el cálculo de la densidad aparente de estos exoplanetas gigantes. El equipo también encontró una pizca de conexión entre la densidad de estos planetas y la metalicidad de las estrellas madre, pero esto necesita más confirmación.

Esta investigación también encontró que irradian moderadamente planetas gigantes no están inflados.caracterización detallada de la estructura interna de estos planetas debería arrojar nueva luz sobre las teorías de formación planetaria y la evolución.

Los resultados fueron anunciados hoy en el extremo sistemas solares III conferencia en Hawai, que celebra los 20 años del descubrimiento del primer exoplaneta alrededor de una estrella similar al Sol.

notas

  1. El equipo es: A. Santerne , C. Moutou, M. Tsantaki , F. Bouchy, G. Hébrard, V. Adibekyan , J.-M.Almenara, L. Amard, SCC Barros , I. Boisse, AS Bonomo, G. Bruno, B. Courcol, M. Deleuil, O. Demangeon, RF Díaz, T. Guillot, M. Havel, G. Montagnier, AS Rajpurohit, J. Rey y NC Santos .
  2. Los e Ciências Instituto de Astrofísica do Espaço (Instituto de Astrofísica y Ciencias del Espacio – IA) es la mayor unidad de investigación de las ciencias del espacio portugués, que abarca la mayor parte de la producción científica nacional del campo. Se evaluó como excelente en la últimaevaluación de la Fundación Europea de la Ciencia ( ESF ).
  3. El método de velocidad radial detecta exoplanetas que miden pequeñas variaciones en la velocidad (radial) de la estrella, debido al movimiento de un planeta en órbita que induce en la estrella. Como un ejemplo, la variación de velocidad que las huellas de la Tierra en el sol es de alrededor de 10 cm / s (aproximadamente 0,36 km / h). Con este método se puede establecer un valor mínimo para la masa de los planetas.
  4. SOPHIE (spectrographe pour l’Observación des des Phénomènes Intérieurs Stellaires et des Exoplanètes, o espectrógrafo para la observación de los fenómenos interiores estelares y exoplanetas) es un espectrógrafo de alta resolución, con una precisión para medir velocidades radiales de aproximadamente 2 metros por segundo. Está instalado en el telescopio de 1,93 metros del Observatorio de Haute-Provence (Francia), el mismo lugar donde, en 1995, Michel Mayor y Didier Queloz detectaron el primer exoplaneta orbitando una estrella similar al Sol.
  5. Una binaria eclipsante es un sistema binario de estrellas alineadas con los observadores línea de visión, lo que hace que la estrella más grande que eclipsa el más pequeño, y el más pequeño de transitar los largers ‘disco. Este tránsito a veces puede ser confundido con el tránsito de un exoplaneta gigante.
  6. Una enana marrón , a veces referido como una “estrella fallida” es un objeto de sub-estelar, sin masa suficiente para fusionar hidrógeno en su núcleo. Ocupan el espacio entre los planetas gigantes gaseosos, y enana M (también conocido como enanas rojas) estrellas. Sin embargo, el umbral entre los gigantes gaseosos y enanas marrones es muy controversial.
  7. El artículo ” SOPHIE velocimetría de Kepler candidatos de tránsito XVII. Las propiedades físicas de los exoplanetas gigantes dentro de los 400 días de periodo “( arXiv: 1511.00643 ) fue aceptado para su publicación en Astronomía y Astrofísica .
  8. Los tránsitos método mide la atenuación de la luz estelar producen cuando un exoplaneta cruza por delante de su estrella (algo similar a un “micro-Eclipse”). Un tránsito permite la determinación de la única radio de los planetas ‘. Es también un método difícil de usar, ya que requiere que tanto el planeta y la estrella de estar alineado con la línea de los observadores de la vista.

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Fuente via observatori.uv.es

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