Kepler - космический телескоп для поиска планет

[Erandir]

Ещё пара мыслей относительно HARPS-N. Очень хотелось бы почитать хорошее описание наблюдательной стратегии, но за неимением такового приходится думать над известными цифрами:
https://plone.unige.ch/HARPS-N/science-with-harps-n

Итак, у нас есть 174 звезды от ~8 до ~16 зв. вел. (для 69 m<12) и 300 наблюдательных ночей за 5 лет. Это значит, что в среднем на одну звезду приходится ~17 наблюдательных часов (10 в ночь). Т.е. реально на одни будет больше, на другие – меньше, но скажем прямо – не густо. Для звезды 12 зв. вел. HARPS-N получает точность 1 м/с за 1 час, соответственно для более тусклых звёзд или для лучшей точности времени нужно ещё больше. Выходит «не густо» номер 2.

На той же страничке проекта мы видим таблицу, в которой приведено число замеров лучевой скорости для определения массы планеты с точностью 10% для планет массой 5 и 10 земных на орбите в 0,1 а.е. у FGKM-звёзд 12 зв. вел. Добавим сюда значение наводимой лучевой скорости:

Star	5 MEARTH	10 MEARTH	K (5 MEARTH), m/s	K (10 MEARTH), m/s
F0 (1.60 MSUN)	158	40	1,12	2,24
G0 (1.05 MSUN)	104	26	1,38	2,76
K0 (0.79 MSUN)	78	20	1,59	3,18
M0 (0.51 MSUN)	50	13	1,98	3,96

Видно, что для взвешивания тела с K=1-2 м/с требуется много десятков замеров, с K=3-4 м/с – пару десятков, что уже ближе к среднему значению, полученному выше, а N_RV~K^-2. Не густо номер 3.

Итого у нас получается жёсткий лимит наблюдательного времени плюс возможность достижения точности дециметры в секунду только для ярких звёзд. Всё плохо? Ну, однозначно не безоблачно. Тем не менее есть следующие ложки мёда в бочке дёгтя:
Во-первых, я брал среднюю температуру по больнице средние величины – более сложные, но приоритетные системы получат больше замеров за счёт более простых для взвешивания.
Во-вторых, для определения масс многих кандидатов кроме RV-замеров будут использоваться данные TTV. Такое сочетание позволяет, как выиграть в точности, так и сэкономить количество измерений лучевой скорости.
В третьих, достижение точности не в 10%, как рассматривалось выше, а положим 20%, всё равно лучше значений, получаемых на HIRES.
В четвёртых, совершенствование методов обработки данных (поклон Туоми сотоварищи) открывает широкие возможности для обнаружения слабых, меньше 1 м/с, сигналов, что критично для взвешивания небольших и/или долгопериодических планет.

[SpaceEngineer]

Возвращаясь к Kepler-1422. Не удержался и "нарисовал" сам (смоделировал систему в SpaceEngine и нащёлкал скриншоты, планеты Солнечной системы - там же). Цвет желтоватый из-за спектра звезды. Но вот не пойму, откуда взяты планеты 04 и 05, в официальных каталогах их не нашел. И откуда такие радиусы, в тех же официальных каталогах все планеты системы вдвое больше.
Вообще, система очень напоминает Солнечную, только Марс и Земля поменялись местами, да ещё есть Фаэтон

[Erandir]

Но вот не пойму, откуда взяты планеты 04 и 05

Из каталога TCEs (Threshold-Crossing Events): http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=tce
Т.е. это даже не планетные кандидаты, а пока "кандидаты в кандидаты", ранее обсуждалась их надёжность и шанс перейти в KOIs, а затем в подтверждённые планеты.

И откуда такие радиусы, в тех же официальных каталогах все планеты системы вдвое больше.

Из статьи Дрессинг и Шарбонно (http://arxiv.org/pdf/1302.1647v2.pdf), где были пересмотрены характеристики красных карликов с планетными кандидатами Кеплера. По данным авторов, радиус и температура звезды KOI-1422 и, соответственно, кандидатов были существенно завышены. После уточнения параметров звезды её KOIs (что также пересчитывается для TCEs), соответственно, уменьшились и стали холоднее.

[vsf]

Итак, у нас есть 174 звезды от ~8 до ~16 зв. вел. (для 69 m<12) и 300 наблюдательных ночей за 5 лет. Это значит, что в среднем на одну звезду приходится ~17 наблюдательных часов (10 в ночь). Т.е. реально на одни будет больше, на другие – меньше, но скажем прямо – не густо. Для звезды 12 зв. вел. HARPS-N получает точность 1 м/с за 1 час, соответственно для более тусклых звёзд или для лучшей точности времени нужно ещё больше.

Возможно звезд для мониторинга будет меньше. В последней статье европейцев есть цитата:

http://arxiv.org/pdf/1206.0601.pdf

A similar study on shallower transiting candidates with highprecision instruments such as HARPS-N on the 3.6-m TNG telescope or HiReS on the Keck-1 telescope might constrain the true FPP value of Kepler small candidates. As an example, we estimated the HARPS-N radial velocity uncertainty for a 1-hour exposure as a function of stellar magnitude based on our experiment with HARPS for the CoRoT follow-up (Santerne et al. 2011a) and assuming a non-rotating and non-active solar-type star and a systematic error of 50 cm s1 at high S/N (Pepe et al. 2011). We selected all Kepler candidates with an estimated planetary radius smaller than 5 Re. We assumed for these small planet candidates a density of half the earth density, hence in between Neptune-like and Earth-like planets. We considered that the planet is detected in radial velocity if the amplitude (peak-to-peak) is greater than 3 times the RV uncertainty.
Out of the 1981 multi-transit candidates with a radius smaller than 5 Re, we found that only 77 candidates, hence less than 4%, may be detected in radial velocity, including only 26 targets brighter than magnitude 12, and including only 16 candidates with radius smaller than 3 Re . A more accurate estimation of the FPP than M&J11 toward the whole population of Kepler candidates is thus mandatory for studying the diversity of planets in the Kepler field.

[SpaceEngineer]

Спасибо за ответы. Ещё вопрос - в каталоге указано время транзита - Transit Epoch [BKJD]. Что такое BKJD и как его перевести в обычную юлианскую дату?

[Erandir]

Что такое BKJD и как его перевести в обычную юлианскую дату?

BKJD = Barycentric Kepler Julian Date (барицентрическая юлианская дата Кеплера), которая пересчитывается из обычной барицентрической юлианской даты путём вычитания поправки 2454833.0 юлианских дней. А для перевода оного барицентрического времени в другое используются конвертеры вроде таких: http://astroutils.astronomy.ohio-state.edu/time/

[Erandir]

В последней статье европейцев есть цитата:

Да, статью про гиганты Кеплера и мало измерений на SOPHIE помню Но мне кажется, ключевое в приведённой Вами цитате не выделенный кусок, а предыдущее предложение:

We considered that the planet is detected in radial velocity if the amplitude (peak-to-peak) is greater than 3 times the RV uncertainty.

И оно-то смотрится странно! Ведь имеется большой опыт «штурма точности» как на HARPS, так и на HIRES. Пример что бы далеко не ходить – определение масс планет у KOI-94 на Кеке (http://arxiv.org/pdf/1303.2150.pdf): 26 замеров, точность единичного измерения ~5 м/c (джиттер – 3 м/с) и что мы видим? Система взвешена, при этом наименьшая полуамплитуда лучевой скорости (у планеты b) составила 3,3±1,4 м/с! Да, погрешности там скажем не фонтан, особенно для нептунов, но это разительно лучше, чем пределы масс полученные исходя из того, что планеты явно есть, но RV-сигнал поймать так не удалось!
Причём сейчас кроме сочетания RV и TTV  существуют комбинированные методы, в которых для фильтрации помех используются данные фотометрии (яркий пример - как делали для Corot-7 http://arxiv.org/abs/1012.1452) – в этом плане хорошо, что HARPS-N работает параллельно с Кеплером.

Поэтому мне кажется, что менее приоритетные и/или более шумные звёзды лишь потеряют в точности измерений – ситуация может оказаться похожей на результаты работы HIRES, только для более слабых RV-сигналов.

В конце концов, если бы шла речь об отсеве более шумных звёзд выборки, то необходимо было бы сперва измерить оный шум, опубликовать работу, сократить выборку и по ней уже мерять как следует. Учитывая, что пошёл второй год работы HARPS-N, у них было время на первичный отсев, если таковой был запланирован. Следовательно, если это окажется действительно так, то есть шанс, что мы об этом узнаем ещё в текущем году, ведь народ не стесняется публиковать статьи с пределами, а также прямо говорить о том, что что-то ловили, но не поймали.

[Dayan]

Европейцы опубликовали статью о подтверждении ими двух кандидатов Кеплера - KOI-200 b и KOI-889 b, принадлежащие к типу горячих юпитеров: KOI-200b and KOI-889b: two transiting exoplanets detected and characterized with Kepler, SOPHIE and HARPS-N. Кстати, планеты оказались подтверждены с помощью объединённых данных с SOPHIE и HARPS-N.

[Erandir]

Кстати, планеты оказались подтверждены с помощью объединённых данных с SOPHIE и HARPS-N.

О! Dayan, спасибо, статья как раз в тему! Причём если KOI-200 b была подтверждён в прошлом году, то KOI-889 b - новая. Обе планеты у звёзд ~15 зв. вел., при этом точность измерений HARPS-N достигала для KOI-200 ~8-16 м/с за 45 минут (5 измерений), а для KOI-889 - 47 м/с (23 минуты) и 89 м/с (12 минут), всего 2 измерения при плохой погоде, в связи с которой, точность определения лучевой скорости для этой звезды получилась хуже, чем на SOPHIE (30-40 м/с у последней). Но учитывая, что у KOI-889 b K=1288+-24 м/с и масса 9,9+-0,5 M Юпитера, то такая погрешность вполне допустима
Также отмечу, что обе звезды НЕ входят в  обсуждаемый ранее список проверки кандидатов Кеплера.
Интересно, конечно, как на Северном HARPS'е впоследствии будут взвешивать системы в звёзд 14-15 зв. вел с небольшими (1,5-2,5 R Земли) кандидатами на орбитах периодами в десятки суток...

[vsf]

Интересно, конечно, как на Северном HARPS'е впоследствии будут взвешивать системы в звёзд 14-15 зв. вел с небольшими (1,5-2,5 R Земли) кандидатами на орбитах периодами в десятки суток...

А мне кажется никто их взвешивать не будут. Сконцентрируются на V=12 и ярче, а остальное уже не факт.

Посмотрите ради интереса диаграмму из проекта Хеопс:

http://cheops.unibe.ch/index.php/science/corot-and-kepler-vs-cheops


Фиолетовые квадратики это кандидаты Кеплера. На V=12 их вполне достаточно для изучения всех радиусов начиная даже от меньших радиуса Земли.

[Erandir]

Сконцентрируются на V=12 и ярче, а остальное уже не факт

Тогда непонятно, зачем так строить выборку - в ней есть явная часть с упором на взвешивание почти всех негигантов у звёзд с V<12 и хвост в сторону небольших планет, в т.ч. в ЗО, у тусклых звёзд. Конечно, у последних они могут попытаться только подтвердить планеты, но не ловить массы - посмотрим, как оно будет.

Посмотрите ради интереса диаграмму из проекта Хеопс

Ну, ради интереса, я строил такие картинки для выборки Северного HARPS'a А про ХЕОПС конечно же читал

Например, так. Видите, какой хвост после 14^m?

В первоначальных планах заявлялось:

- подтверждение двойника Земли в обитаемой зоне звезды G5V или более позднего спектрального класса с точностью определения массы 30%;
- изучение землеподобных планет массой 2-5 земных (суперземель) на различных орбитах с достаточной точностью, чтобы разделить богатые водой и сухие миры;
- изучение перехода от суперземель к ледяным гигантам (например, горячим нептунам) с точностью определения массы 5% или выше.

http://www.allplanets.ru/novosti_2012_2.htm#358
http://www.oact.inaf.it/exoit/EXO-IT/Projects/Entries/2010/12/25_HARPS-N_files/Science%20Document-v2.pdf
При этом по первому пункту предполагалось исследовать 2 планеты, а по второму и третьему - по 20 (по 160, 250 и 210 наблюдательных часов в общей сложности, соответственно). С учётом многопланетности на пункты 2 и 3 нужно меньше 40 звёзд. Т.о. по отношению к этой программе обсуждаемая выборка более чем в 4 раза избыточна, если конечно они не предполагали, что большинство систем будет забраковано в плане RV-измерений. Но как писал выше, мне кажется, что такое конечно возможно, но мало похоже, что расчёт шёл именно на это.

Но что касается звёзд в 12m и ярче, то действительно, у них обнаружено достаточно небольших планет, что должно хватить минимум на половину программы по пунктам 2 и 3 при условии, что процесс взвешивания будет идти нормально, разумеется - в каталоге уже значится 26 кандидатов с радиусами 1,5-2,5 земных для обсуждаемой выборки.

[Erandir]

Глядя на подтверждение ГЮ поля Кеплера на SOPHIE и не только, уже давно гложет вот какой вопрос. Эшелле-спектрограф на БТА позволяет измерять лучевые скорости с точностью 20-30 м/с, что в сочетании с 6-метровым зеркалом должно открывать возможности обнаружения горячих гигантов даже у весьма тусклых звёзд. Например, можно было бы провести RV-проверку кандидатов в ГЮ, наподобие той, что делали на SOPHIE и при аналогичных сроках получить значительно больше измерений. Однако ни о каких подобных работах или планах читать/слышать не доводилось. Есть какой-то принципиальный затык с железом? Или этим просто некому заниматся/нет денег, что бы этим заниматься?

[vsf]

Например, так. Видите, какой хвост после 14^m?

В этом хвосте (тусклее 12 звездной величины) только К и М-карлики?

Т.о. по отношению к этой программе обсуждаемая выборка более чем в 4 раза избыточна, если конечно они не предполагали, что большинство систем будет забраковано в плане RV-измерений. Но как писал выше, мне кажется, что такое конечно возможно, но мало похоже, что расчёт шёл именно на это.

Думаю скорее всего так и будет. Останется в итоге от силы 40 планет у которых массу можно будет определить с радиусом меньше 3 радиусов Земли.

[Erandir]

В этом хвосте (тусклее 12 звездной величины) только К и М-карлики?

Значительно шире - от M до где-то F5, причём звёзд тусклее 14й это тоже касается.

Останется в итоге от силы 40 планет у которых массу можно будет определить с радиусом меньше 3 радиусов Земли.

Ну, это будет означать выполнение основной программы по двум последним пунктам Но вопрос в том, как соотносятся текущие планы с теми первоначальными? Пока приходится вот так гадать на форуме

[Erandir]

Ещё немножко погадаю на HARPS-N в этот раз на небольших кандидатах в ЗО. Для радиусов меньше 2 земных таких всего 4, 2 уже подтвердили, об оставшихся и пойдёт речь. Итак KOI-1686.01 и KOI-2418.01, в первоначальной трактовке – суперземли, после пересмотра параметров от Дрессинг и Шарбонно обе «сдулись» и первая перешла в класс земель. Материнские звёзды в изначальном варианте – ранняя M/очень поздняя K и поздняя К, в новом – обе ранние M.

Оценим наводимые лучевые скорости для разного состава планет, как ранее было сделано для Kepler-62 e и f.

Итак, в первоначальной трактовке обе планеты будучи железо-каменными смотрятся пригодными к потенциальному взвешиванию, а KOI-2418.01 даже будучи океанидой. Причём отсутствие в этих системах заметных кандидатов на узких орбитах повышает вероятность, что обсуждаемые две сформировались на месте, а не мигрировали из-за снеговой линии и, соответственно, представляют собой (супер)земли в узком смысле. Засада в том, что материнские звёзды 15,5m и 15,9m, что значительно усложняет получение высокоточных замеров лучевой скорости.

После пересмотра параметров KOI-1686.01 почти выпала из возможности RV-проверки даже при полной мощности, для KOI-2418.01 ситуация усложнилась, но можно было бы сказать, в пределах, если бы не тусклость звёзд. А т.к. кандидаты одиночные, на TTV особо рассчитывать не приходится.

Получается странная ситуация – отбирались небольшие кандидаты пригодные к взвешиванию на максимальной чувствительности даже у столь тусклых звёзд. По большому счёту, если часть кандидатов предполагалось лишь подтвердить, но не пытаться взвешивать (HARPS-N конечно мощный инструмент, но всё же не волшебный), то это можно было бы оговорить отдельным пунктом в заявленных планах. Тем более, что для проверки наличия дополнительного звёздного спектра не требуется зашкаливающая точность замеров, да и времени нужно значительно меньше, чем на RV-мониторинг.

С другой стороны, какие-то 2 звезды должны выиграть главный приз – 80 наблюдательных часов на протяжении 3 лет. Разумеется, если уже есть намётки на то, какие это будут звёзды, об этом будут молчать как партизаны А остальные приоритетные небольшие кандидаты с маленькими амплитудами лучевой скорости и/или у тусклых звёзд будут дожидаться своего часа на TMT.

[Dayan]

А остальные приоритетные небольшие кандидаты с маленькими амплитудами лучевой скорости и/или у тусклых звёзд будут дожидаться своего часа на TMT.

На TMT тоже будет установлен сверхчувствительный спектрограф наподобие HARPS-N? Он будет чувствительнее HARPS-N в предельных звёздных величинах (при таком-то значении полуамплитуд) и пороге амплитуд скоростей, или только звёздных величинах?

В первоначальных планах заявлялось:

- подтверждение двойника Земли в обитаемой зоне звезды G5V или более позднего спектрального класса с точностью определения массы 30%;
- изучение землеподобных планет массой 2-5 земных (суперземель) на различных орбитах с достаточной точностью, чтобы разделить богатые водой и сухие миры;
- изучение перехода от суперземель к ледяным гигантам (например, горячим нептунам) с точностью определения массы 5% или выше.

Ох, определённых результатов этих трёх исследований так долго ждать: 3-5 лет, да? А с вводом TMT ещё через примерно столько же.

[Erandir]

На TMT тоже будет установлен сверхчувствительный спектрограф наподобие HARPS-N?

Наподобие ESPRESSO - с точностью 10 см/с или выше, емнип!

Ох, определённых результатов этих трёх исследований так долго ждать: 3-5 лет, да?

Смотрите, программа поддержки Кеплера на HARPS-N по первоначальному плану должна закончиться в 16м году. В 17м по этим же планам занято примерно в 2 раза меньше наблюдательных ночей, чем в другие годы - то ли для возможности расширенных программ, то ли для техобслуживания, то ли для того и другого. Но по пункту 1 раньше чем в 17м году результатов ждать смысла нет, особенно если учесть, что где-то только сейчас должны выбираться цели. По другим двум - зависит от того, как построена программа наблюдений. Что-то может выпадать и раньше - там же полно короткопериодических кандидатов в суперземли и нептуны.

[Erandir]

Наподобие ESPRESSO - с точностью 10 см/с или выше, емнип!

К сожалению, изменяет - перепутал с эшелле-спектрографом G-CLEF для GMT:
http://www.gmto.org/SPIE_2012/Szentgyorgyi_G_CLEF_Paper_SPIE2012_final.pdf
На TMT будет программа экзопланетных исследований, в частности поиск небольших планет у красных и коричневых карликов на эшелле-спектрографе ближнего ИК NIRES, но описания очень общие. Там же будет оптический спектрометр высокого разрешения HROS - он будет иметь долговременную точность измерения лучевой скорости 1 м/с и в его задачи будет входить RV-мониторинг экзопланет у маломассивных звёзд. Хотя в целом это инструмент для других задач - например, поиска биомаркеров.
http://www.tmt.org/observatory/instruments
Т.о. TMT по полю Кеплера поработать сможет и по замерам лучевых скоростей и, что пожалуй ценнее, спектроскопии на пару с JWST.

Но если не будет инструмента аналогичного ESPRESSO или лучше, то соответствующие исследования в Северном полушарии в пролёте, т.к. что VLT, что будущие GMT и E-ELT стоит/будут стоять в Чили. Отчасти спасти ситуацию сможет апгрейд до соответствующей чувствительности имеющихся инструментов(та) (на Кеке особенно!), но необходимости в очень больших зеркалах это не компенсирует.

[Erandir]

Пожалуй, заканчивая пока гадать на HARPS-N и уж точно на кандидатах в ЗО, хотел сказать, что отбирая последние, я руководствовался формальным критерием Кеплера. Но раз зашла речь за работу Дрессинг и Шарбонно, то в ней использовался авторский критерий и согласно нему в ЗО попадают совсем другие кандидаты. Из трёх прошедших в выборке Северного HARPS’а есть лишь один - KOI-2626.01 – суперземля у раннего М-карлика, тоже одиночная.

После пересмотра параметров ожидаемая лучевая скорость стала ещё больше и превышает долговременную точность даже для варианта океаниды. Но как и в случаях выше всё портит тусклость материнской звезды – 15,9m!

Кроме всего прочего, эти примеры показывают насколько важен для изучения суперземель в ЗО красных карликов TESS – даже если он откроет 2-3 такие планеты, яркость звёзд 12 зв.вел или выше радикально меняет возможность исследования в лучшую сторону (но это уже в соседнюю тему ).

Все планетные кандидаты в ЗО у красных карликов и возле неё по критерию Кеплера – одиночные. По работе Дрессинг и Шарбонно есть одно исключение – кандидат в четырёхпланетной системе, который располагается вплотную к ЗО с горячей стороны. Это KOI-250.04 – после пересмотра параметров звезда (известная как  Kepler-26) из K перешла в M, планеты «усохли» и «остыли», в частности внешняя уменьшилась с 2,98 земных радиусов до 1,92, чем стала напоминать Kepler-69 c.

На иллюстрации из оригинальной статьи отметил её стрелкой:

Но, к сожалению, в этой системе пока подтверждёнными числятся только 2 планеты. В список наблюдения HARPS-N она не входит.

[Searcher16]

Все планетные кандидаты в ЗО у красных карликов и возле неё по критерию Кеплера – одиночные. По работе Дрессинг и Шарбонно есть одно исключение – кандидат в четырёхпланетной системе, который располагается вплотную к ЗО с горячей стороны. Это KOI-250.04 – после пересмотра параметров звезда (известная как  Kepler-26) из K перешла в M, планеты «усохли» и «остыли», в частности внешняя уменьшилась с 2,98 земных радиусов до 1,92, чем стала напоминать Kepler-69 c.

Несколько неточностей: для начала, парой страниц ранее на ветке обсуждался кандидат земных габаритов в пятипланетке. Во-вторых, Kepler-26 e получает на 2% больше тепла, чем Земля, она явно похолоднее, чем Kepler-69 c (даже учитывая понижение альбедо у планет КК). В-третьих, при R=1.92 земного это почти наверняка микронептун - TTV дает (очень грубо) для ее соседок, Kepler-26 b и c оценку масс в 2 и 3.9 земных