F7514 Exoplanety 6-Pozorování exoplanetárních tranzitů Marek Skarka Strategie • Potřeba přesných měření <~0.05 mag (pod 0.1 % velmi obtížné z povrchu Země) • Měření v širokopásmových filtrech (větší účinnost a S/N) • Monitoring velkého množství hvězd najednou výrazně zvýší šance na detekci • Délka měření zvyšuje šanci na detekci • Dlouhá nepřerušovaná měření nutná pro detekci planet na širokých drahách - střídání dne a noci velmi limitující The photometric method of detecting other planetary systems Show affiliations Borucki & Summers 1984, Icarus, 58, 121 Borucki. W. J.: Summers, A. L. The photometric method detects planets orbiting other stars by searching for the reduction in the light flux or the change in the color of the stellar flux that occurs when a planet transits a star. A transit by Jupiter or Saturn would reduce the stellar flux by approximately 1% while a transit by Uranus or Neptune would reduce the stellar flux by 0.1%. A highly characteristic color change with an amplitude approximately 0.1 of that for the flux reduction would also accompany the transit and could be used to verify that the source of the flux reduction was a planetary transit rather than some other phenomenon. Although the precision required to detect major planets is already available with state-of-the-art photometers, the detection of terrestrial-sized planets would require a precision substantially greater than the state-of-the-art and a spaceborne platform to avoid the effects of variations in sky transparency and scintillation. Because the probability is so small of observing a planetary transit during a single observation of a randomly chosen star, the search program must be designed to continuously monitor hundreds or thousands of stars. The most promising approach is to search for large planets with a photometric system that has a single-measurement precision of 0.1%. If it is assumed that large planets will have long-period orbits, and that each star has an average of one large planet, then approximately 10 4 stars must be monitored continuously. To monitor such a large groups of stars simultaneously while maintaining the required photometric precision, a detector array coupled by a fiber-optic bundle to the focal plane of a moderate aperture (= 1 m), wide field of view (=50°) telescope is required. Based on the stated assumptions, a detection rate of one planet per year of observation appears possible. Strategie • Potřeba přesných měření <~0.05 mag (pod 0.1 % velmi obtížné z povrchu Země) • Měření v širokopásmových filtrech (větší účinnost a S/N) • Monitoring velkého množství hvězd najednou výrazně zvýší šance na detekci • Délka měření zvyšuje šanci na detekci • Dlouhá nepřerušovaná měření nutná pro detekci planet na širokých drahách - střídání dne a noci velmi limitující The photometric method of detecting other planetary systems Show affiliations Borucki & Summers 1984, Icarus, 58, 121 Borucki. W. J.: Summers, A. L. The photometric method detects planets orbiting other stars by searching for the reduction in the light flux or the change in the color of the stellar flux that occurs when a planet transits a star. A transit by Jupiter or Saturn would reduce the stellar flux by approximately 1% while a transit by Uranus or Neptune would reduce the stellar flux by 0.1%. A highly characteristic color change with an amplitude approximately 0.1 of that for the flux reduction would also accompany the transit and could be used to verify that the source of the flux reduction was a planetary transit rather than some other phenomenon. Although the precision required to detect major planets is already available with state-of-the-art photometers, the detection of terrestrial-sized planets would require a precision substantially greater than the state-of-the-art and a spaceborne platform to avoid the effects of variations in sky transparency and scintillation. Because the probability is so small of observing a planetary transit during a single observation of a randomly chosen star, the search program must be designed to continuously monitor hundreds or thousands of stars. The most promising approach is to search for large planets with a photometric system that has a single-measurement precision of 0.1%. If it is assumed that large planets will have long-period orbits, and that each star has an average of one large planet, then approximately 10 4 stars must be monitored continuously. To monitor such a large groups of stars simultaneously while maintaining the required photometric precision, a detector array coupled by a fiber-optic bundle to the focal plane of a moderate aperture (= 1 m), wide field of view (=50°) telescope is required. Based on the stated assumptions, a detection rate of one planet per year of observation appears possible. Strategie Potřeba přesných měření <~0.05 mag (pod 0.1 % velmi obtížné z povrchu Země) Měření v širokopásmových filtrech (větší účinnost a S/N) Monitoring velkého množství hvězd najednou výrazně zvýší šance na detekci Délka měření zvyšuje šanci na detekci Dlouhá nepřerušovaná měření nutná pro detekci planet na širokých drahách - střídání dne a noci velmi limitující Procento detekovatelných planet u hvězd pozorovaných ? ~ J P ' JT ' Jm,sp v poli: cca 0.05 % The photometric method of detecting other planetary systems Show affiliations Borucki, W. J.: Summers, A. L. Borucki & Summers 1984, Icarus, 58, 121 The photometric method detects planets orbiting other stars by searching for the reduction in the light flux or the change in the color of the stellar flux that occurs when a planet transits a star. A transit by Jupiter or Saturn would reduce the stellar flux by approximately 1% while a transit by Uranus or Neptune would reduce the stellar flux by 0.1%. A highly characteristic color change with an amplitude approximately 0.1 of that for the flux reduction would also accompany the transit and could be used to verify that the source of the flux reduction was a planetary transit rather than some other phenomenon. Although the precision required to detect major planets is already available with state-of-the-art photometers, the detection of terrestrial-sized planets would require a precision substantially greater than the state-of-the-art and a spaceborne platform to avoid the effects of variations in sky transparency and scintillation. Because the probability is so small of observing a planetary transit during a single observation of a randomly chosen star, the search program must be designed to continuously monitor hundreds or thousands of stars. The most promising approach is to search for large planets with a photometric system that has a single-measurement precision of 0.1%. If it is assumed that large planets will have long-period orbits, and that each star has an average of one large planet, then approximately 10 4 stars must be monitored continuously. To monitor such a large groups of stars simultaneously while maintaining the required photometric precision, a detector array coupled by a fiber-optic bundle to the focal plane of a moderate aperture (= 1 m), wide field of view (=50°) telescope is required. Based on the stated assumptions, a detection rate of one planet per year of observation appears possible. Procento hvězd, které mají detekovatelné planety (~2 %) Procento tranzitujících planet (5 %) Procento hvězd s m<12 mag, sp. Typ A5-M5 (50 %) Strategie Potřeba přesných měření <~0.05 mag (pod 0.1 % velmi obtížné z povrchu Země) Měření v širokopásmových filtrech (větší účinnost a S/N) Monitoring velkého množství hvězd najednou výrazně zvýší šance na detekci Délka měření zvyšuje šanci na detekci Dlouhá nepřerušovaná měření nutná pro detekci planet na širokých drahách - střídání dne a noci velmi limitující Co je žádoucí: Procento detekovatelných _ planet u hvězd pozorovaných ? — JP ' JT ' Jm,sp Velké zorné pole Citlivý detektor Mimo atmosféru v poli: cca 0.05 % The photometric method of detecting other planetary systems Borucki & Summers 1984, Icarus, 58, 121 Show affiliations Borucki, W. J.: Summers, A. L. Procento hvězd, které mají detekovatelné planety (~2 %) Procento tranzitujících planet (5 %) Procento hvězd s m<12 mag, sp. Typ A5-M5 (50 %) The photometric method detects planets orbiting other stars by searching for the reduction in the light flux or the change in the color of the stellar flux that occurs when a planet transits a star. A transit by Jupiter or Saturn would reduce the stellar flux by approximately 1% while a transit by Uranus or Neptune would reduce the stellar flux by 0.1%. A highly characteristic color change with an amplitude approximately 0.1 of that for the flux reduction would also accompany the transit and could be used to verify that the source of the flux reduction was a planetary transit rather than some other phenomenon. Although the precision required to detect major planets is already available with state-of-the-art photometers, the detection of terrestrial-sized planets would require a precision substantially greater than the state-of-the-art and a spaceborne platform to avoid the effects of variations in sky transparency and scintillation. Because the probability is so small of observing a planetary transit during a single observation of a randomly chosen star, the search program must be designed to continuously monitor hundreds or thousands of stars. The most promising approach is to search for large planets with a photometric system that has a single-measurement precision of 0.1%. If it is assumed that large planets will have long-period orbits, and that each star has an average of one large planet, then approximately 10 4 stars must be monitored continuously. To monitor such a large groups of stars simultaneously while maintaining the required photometric precision, a detector array coupled by a fiber-optic bundle to the focal plane of a moderate aperture (= 1 m), wide field of view (=50°) telescope is required. Based on the stated assumptions, a detection rate of one planet per year of observation appears possible. Strategie Potřeba přesných měření <~0.05 mag (pod 0.1 % velmi obtížné z povrchu Země) Měření v širokopásmových filtrech (větší účinnost a S/N) Monitoring velkého množství hvězd najednou výrazně zvýší šance na detekci Délka měření zvyšuje šanci na detekci Dlouhá nepřerušovaná měření nutná pro detekci planet na širokých drahách - střídání dne a noci velmi limitující Co je žádoucí: Procento detekovatelných _ planet u hvězd pozorovaných ? — JP ' JT ' Jm,sp Velké zorné pole Citlivý detektor Mimo atmosféru v poli: cca 0.05 % The photometric method of detecting other planetary systems Borucki & Summers 1984, Icarus, 58, 121 Show affiliations Borucki, W. J.: Summers, A. L. The photometric method detects planets orbiting other stars by searching for the reduction in the light flux or the change in the color of the stellar flux that occurs when a planet transits a star. A transit by Jupiter or Saturn would reduce the stellar flux by approximately 1% while a transit by Uranus or Neptune would reduce the stellar flux by 0.1%. A highly characteristic color change with an amplitude approximately 0.1 of that for the flux reduction would also accompany the transit and could be used to verify that the source of the flux reduction was a planetary transit rather than some other phenomenon. Although the precision required to detect major planets is already available with state-of-the-art photometers, the detection of terrestrial-sized planets would require a precision substantially greater than the state-of-the-art and a spaceborne platform to avoid the effects of variations in sky transparency and scintillation. Because the probability is so small of observing a planetary transit during a single observation of a randomly chosen star, the search program must be designed to continuously monitor hundreds or thousands of stars. The most promising approach is to search for large planets with a photometric system that has a single-measurement precision of 0.1%. If it is assumed that large planets will have long-period orbits, and that each star has an average of one large planet, then approximately 10 4 stars must be monitored continuously. To monitor such a large groups of stars simultaneously while maintaining the required photometric precision, a detector array coupled by a fiber-optic bundle to the focal plane of a moderate aperture (= 1 m), wide field of view (=50°) telescope is required. Based on the stated assumptions, a detection rate of one planet per year of observation appears possible. 100 01 T3 QJ C QJ 10 dD Telescope/facility Efektivita/účinnost (etendue) \e = An Plocha dalekohledu Velikost zorného pole První tranzit Charbonneau et al. (2000), ApJ, 529, 45; HD 209458 10cm dalekohledem, pozorování podle předpovědi z RVs X > -t—' CD 1.00 0.98 - 0.96 0.94 - 0.92 h t—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—r UT 09 Sep 1999 v:>_:.OV>V*: " V*1 i * ■ ■ ■ ■ [ UT 16 Sep 1999 > i ■ ■■ j_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_i_ _i_i_i. -0.2 -0.1 0.0 JD - T (days) Postup Zpracování dat a. astrometrie b. redukce snímků (bias, dark, flat-field, odstranění parazitního světla a gradientů jasu) c. fotometrie (většinou Image subtraction method a/nebo aperturní, profilová) Postup Zpracování dat a. astrometrie b. redukce snímků (bias, dark, flat-field, odstranění parazitního světla a gradientů jasu) c. fotometrie (většinou Image subtraction method a/nebo aperturní, profilová) Detrending dat a identifikace kandidátů (box-car fitting algoritmus - sfázovat data, nafitovat obdélníkovou funkcí, zjistit rozptyl => periodogram) Postup 1. Zpracování dat a. astrometrie b. redukce snímků (bias, dark, flat-field, odstranění parazitního světla a gradientů jasu) c. fotometrie (většinou Image subtraction method a/nebo aperturní, profilová) 1. Detrending dat a identifikace kandidátů (box-car fitting algoritmus - sfázovat data, nafitovat obdélníkovou funkcí, zjistit rozptyl => periodogram) 1. Potvrdit tranzit větším dalekohledem (u pozemních přehlídek s malou aperturou) Postup 1. Zpracování dat a. astrometrie b. redukce snímků (bias, dark, flat-field, odstranění parazitního světla a gradientů jasu) c. fotometrie (většinou Image subtraction method a/nebo aperturní, profilová) 1. Detrending dat a identifikace kandidátů (box-car fitting algoritmus - sfázovat data, nafitovat obdélníkovou funkcí, zjistit rozptyl => periodogram) 1. Potvrdit tranzit větším dalekohledem (u pozemních přehlídek s malou aperturou) 1. Vyřadit falešné detekce b. blending se zákrytovými dvojhvězdami (pozorování s vyšším úhlovým rozlišením) c. obří hvězdy vs. trpaslíci (ze svítivosti a vlastních pohybů) d. eliptické proměnné (ze změn mimo tranzity) Postup 1. Zpracování dat a. astrometrie b. redukce snímků (bias, dark, flat-field, odstranění parazitního světla a gradientů jasu) c. fotometrie (většinou Image subtraction method a/nebo aperturní, profilová) 1. Detrending dat a identifikace kandidátů (box-car fitting algoritmus - sfázovat data, nafitovat obdélníkovou funkcí, zjistit rozptyl => periodogram) 1. Potvrdit tranzit větším dalekohledem (u pozemních přehlídek s malou aperturou) 1. Vyřadit falešné detekce b. blending se zákrytovými dvojhvězdami (pozorování s vyšším úhlovým rozlišením) c. obří hvězdy vs. trpaslíci (ze svítivosti a vlastních pohybů) d. eliptické proměnné (ze změn mimo tranzity) Exoplanet candidates Lightcurve for TIC 269696438 (TESS Sec. 14) * 2800 4 Ays 1 puffin 1695 1700 Time • 2457000 (days) Lightcurve for TIC 269696438 (TESS Sec. 14) 5500 4 280 § 276 I 274 9> Pixel data (Camera 3.2) 2066 2068 2070 2072 2074 2076 Pixel Column Number Li BP © O o Pixel data (Camera 3.2) e/s 1000 100 100 1695 1700 Time - 2457000 (days) 2066 2068 2070 2072 2074 2076 Pixel Column Number * P. 0P © O o Li 0P © Skyview for TESS 269696438 Sector 14, Camera 3.2 2070 2072 Pixel Column Number BLEND :-( Exoplanet candidates Exoplanet candidates Lightcurve for TIC 288317543 (TESS Sec. 14) 1695 1700 Time - 2457000 (days) Lightcurve for TIC 288317543 (TESS Sec. 14) 5660 5655 -5650 ^ 5645 5640 5635 -5630 1695 1700 Time - 2457000 (days) Lightcurve for TIC 288317543 (TESS Sec. 14) ä 1196 Pixel data (Camera 3.3) 704 706 708 710 712 714 Pixel Column Number Pixel data (Camera 3.3) 1 1695 1700 Time - 2457000 (days) 704 706 708 710 712 714 Pixel Column Number Pixel data (Camera 3.3) ■ 704 706 708 710 712 714 Pixel Column Number Skyview for TESS 288317543 Sector 14, Camera 3.3 708 710 Pixel Column Number BLEND :- Postup 1. Zpracování dat a. astrometrie b. redukce snímků (bias, dark, flat-field, odstranění parazitního světla a gradientů jasu) c. fotometrie (většinou Image subtraction method a/nebo aperturní, profilová) 1. Detrending dat a identifikace kandidátů (box-car fitting algoritmus - sfázovat data, nafitovat obdélníkovou funkcí, zjistit rozptyl => periodogram) 1. Potvrdit tranzit větším dalekohledem (u pozemních přehlídek s malou aperturou) 1. Vyřadit falešné detekce b. blending se zákrytovými dvojhvězdami (pozorování s vyšším úhlovým rozlišením) c. obří hvězdy vs. trpaslíci (ze svítivosti a vlastních pohybů) d. eliptické proměnné (ze změn mimo tranzity) 1. Potvrdit exoplanetární povahu metodou radiálních rychlostí b. Dvojčárové dvojhvězdy a rychlé rotátory - stačí jedno měření c. Jednočárové dvojhvězdy - dvě měření d. Planety - více měření Pozemní přehlídkové projekty HAT/HATNgÍ (The Hungarian Automated Telescope project) Bakosetai. 2013, pasp, 125, i54;Bakosetai. 2018, arxiv:isoi.oo849 HAT-North - Arizona (5 dalekohledů) + Havai (2 dalekohledy) https://hatnet.org/ HAT-South - Chile, Austrálie, Namibie (3x2x4 dalekohledy) HAT-North HAT-South Uvedení do provozu 2003 2009 Optika 0.11m, f/1.8 0.18m, f/2.8 Detektor 4kx4kCCD 4kx4kCCD Zorné pole 10.6°x10.6° 8.2°x8.2° Kadence 3.5 min 4 min Přesnost 10 mag 5 mmag 6 mmag Rozlišení 147px 3.77px Objevených planet 70 73 150 GB/den -0.01 0.00 0.01 £ 0.02 0.03 0.04 0.05 . .' ".---1— '-I —"--T^n—"-?-T -. * i ■ ♦ transit (LCO) t transit (SSO) transit (HESS) 0 1 3 4 HJD- 5 6 2455243(d) 9 10 -0.01 ; 0.00 L_ £ 0.01 < 0.02 0.03 HATS-1 HESS SSO 0.44 0.46 0.48 0.5 Phase 0.52 0.54 0.56 Pozemní přehlídkové projekty SuperWASP (Wide Angle Search for Planets) Pollaco et al. 2006, PASP, 118, 1407 JAR + La Palma, 2x8 dalekohledu WASP-37 b, Simpson etal. 2010, AJ, 141, 8 -0.15 -0.10 SuperWASP Uvedenído provozu 2003 Optika 0.11m, f/1.8 Detektor 2kx2kCCD Zorné pole 7.5°x7.5° Kadence 3 min Přesnost 10 mag 5 mmag Rozlišení 147px Objevených planet 192 (11.11.2020) 1.04 * 1.02 I 100 & 0.98 0.96 10 -0.05 0.00 0.05 Photometric Phase WASP-2 0. -:* ++: + + + * žír. * ä wsir±T *tj£ + -+ +* t + + + + — -0.10 -0.05 0.00 0.05 Photometrie Phase 0.10 Collier-Cameron et al. 2007, MNRAS, 375, 951 -0.2 0.0 Phase 0.2 0.4 , ■ , . ■ I - I : n I , ■ I ■ I - '. ľ ! . '.'.'. . I ■ ■ ■ I ■. I ■ *- t MW« nIr an=14 n i dp t=542e . 59028.IM86 ntran=12 Bidpt=5i08. ntran=15 nidpt=5426.6246277169 HD 219666b, pokles 0.17 % Hellier et al. 2019, RNAAS, 3, 156 https://wasp-planets. net MASCARA (The Multi-site All-Sky CAmeRA) Pozemní přehlídkové projekt NGTS (The Next Generation Transit Survey) 12 0.2m f/2.8 dalekohledů, Paranal (Qatar Exoplanet Survey, Nové Mexiko) Everyscope Chile KELT (The Kilodegree Extremely Little Telescope) 2 dalekohledy, USA, Jižní Afrika Fly's Eye, Maďarsko TrES (The Trans-Atlantic Exoplanet Survey network) CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits] Start 27. Prosince 2006 ESA+Rakousko, Belgie, Španělsko, Německo, Brazílie Provoz Leden 2007-říjen 2012 (selhání počítače) Úkoly Exoplanety, asteroseismologie Dráha Polární, 900 km, 103 minut Strategie 20 polí, 21-152 dní Rozměry a váha 630 kg, 4x2 m Optika 0.27m, f/4 Detektor 4x2kx2kCCD Zorné pole 2.7°x3.0° Kadence 32 nebo 512 sekund Přesnost na 15 mag 0.7 mmag při 512 expozici Rozlišení 2.37px Objevených planet 34 ve 33 systémech Celkový počet objektů 164000, 11-16 mag Auvergne et al. 2009, A&A, 506, 411 Deleuil et al. 2018, A&A, 619, 97 CoRoT - okolní vliv Je potřeba eliminovat • Světlo odražené od Země a jeho změny • Teplotní efekty spojené s nasvětlením družice • Jihoatlantická anomálie • Objekty na nízkých oběžných drahách Změny toku protonů 3 "D 2567.8 256: Time (Julian days) Změna pozadí vlivem zásahu CCD nabitou částicí 2600 2650 2700 2750 2800 2850 2900 Julian Date CoRoT - pozorovací okna Oblasti ve směru Galaktického (anti)centra ~10c CoRoT - CCD Exitpupil window ocal plan Kanál asteroseismologie - rozostřený kvůli vyšší přesnosti Dioptric objective Asteroseismology channel | bxoplanet channel Exoplanetární kanál - hvězdy 11-16 mag, 3 barvy pro snazší odlišení dvojhvězd v pozadí 2009 porucha dvou CCD - poloviční velikost Deleuil et al. 2018, A&A, 619, 97 CoRoT - falešní kandidáti Terrestrial time (x 10) 22.1 '•(■ ~< r mi i f - milí njj*"*""*''I "*" ' I rr~r J_LJ_L J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_L 5.424 5.426 5.428 5.430 5.432 5.434 5.436 Terrestrial time (xlO4) Exoplanetární kanál - hvězdy 11-16 mag, 3 barvy pro snazší odlišení dvojhvězd v pozadí -► E Field Total Planet IRaOl 39 2 LRaOl 52 4 SRaOl 8 0 SRa02 18 1 LRa02 40 3 LRa03 16 0 SRa03 1 1 3 LRa04 7 0 LRa05 19 0 SRa04 1 1 2 SRa05 8 1 LRa06 10 0 LRa07 5 0 Total Anticentre 244 16 SRcOl 47 0 LRcOl 42 4 LRc02 50 6 SRc02 16 0 LRc03 45 2 LRc04 29 0 LRc05 30 2 LRc06 18 1 LRc07 10 2 LRc08 14 3 LRc09 28 1 LRclO 21 0 Total Centre 350 21 Grand Total 594 37 CoRoT - výsledky 0.96 -0.94 E 0.98 -. . ■ ': ■ ' ■ V: :1í: •* '•. • :.'.' - ■ • ¥ V i ií 4260 4280 4300 4320 HJD - 2450000 4340 4360 -0.05 0.00 0.05 Orbital phase Alonso et al. 2008, A&A, 482, 21 - CoRoT-2 b - jedna z nejaktivnějších hvězd, skvrny, hvězdná rotace, sklon dráhy 11 ^23.5 K 23 to 0.2 Ä 0 1-0.2 E2_0192 SOPHIE + HARPS + CORALIE ~r K=563 m.s"1 RMS = 56 m.s"1 ^HARPS-SOPHIE — m.S 1 - 0.2 0.4 0.6 phase Field Total Planet IRaOl 39 2 LRaOl 52 4 SRaOl 8 0 SRa02 18 1 LRa02 40 3 LRa03 16 0 SRa03 1 1 3 LRa04 7 0 LRa05 19 0 SRa04 11 2 SRa()5 8 1 LRa06 10 0 LRa07 5 0 Total Anticentre 244 16 SRcOl 47 0 LRcOl 42 4 LRc02 50 6 SRc02 16 0 LRc03 45 2 LRc04 29 0 LRc05 30 2 LRc06 18 1 LRc07 10 2 LRc08 14 3 LRc09 28 1 LRclO 21 0 Total Centre 350 21 Grand Total 594 37 CoRoT - výsledky a 5 1.0000 c > 0.9900 3 0 £ 0.9800 -b 1.0003 1.0002 3 1.0001 E-c 1 £ 1.0000 0.9999 r a^ifrww)^ jmu - i f i i » V i 0.0 I gl i o i 0.2 0.4 0.6 Orbital phose CL I 0.8 • i ( :|: ) I • 1.0 ill I o I I" I Snellen et al. 2009, Nátuře, 459, 543 - CoRoT-1 b - první detekce sekundárních tranzitů v optické oblasti William Borucki NASA Provoz květen 2009-říjen 2018 (došlo palivo) Úkoly Frekvence plane podobných Zemi Frekvence multiplanetárních systémů Statistika velikostí planet a jejich drah Vlastnosti mateřských hvězd Dráha Heliocentrická , 1 au, 372.5 dní Strategie pozorování 1 (Cyg+Lyra)+19 polí (okolo ekliptiky), 4 roky + 19x80 dní Rozměry a váha 1050 kg, 4.7x2.7 m Optika 0.95m deska, 1.4m f/1 zrcadlo Detektor 42 2kx1kCCD (94.6 Mpx) Zorné pole 10.5°x10.5° Kadence 1 nebo 30 minut Přesnost na 12 mag 300 ppm/h Rozlišení 47px Objevených planet -2700 Celkový počet objektů 530000, 8-16 mag Kepler - dráha Primární 4-letá mise - nepřetržité pozorování jednoho pole => nemůže obíhat okolo Země -> oběh okolo Slunce Autumnal Keplers Equinox orbit Projection of ^ photometer axis onto the ecliptic Winter Solstice Summer Solstice 1.005 KeP|er Kepler 4 years 1 Vernal Equinox Launch later year later c a> CD > CD cc •Earth's orbit Kepler's orbit Kepler's position on March 5th of each year 0.995 6867155 1 100 150 200 Time ľRin-OA^AQnni 250 300 Každých 93 dní rotace o 90° - data rozdělena na tzv Quarters + skoky v datech Kepler - dalekohled Photometer Sun shade Radiator Solar Array Reaction Wheels (4) High Gain Antenna Solid State Recorder Star Trackers (2) Omni-antenna Avionics (1 °' 2) (redundant) Provoz Úkoly Dráha Strategie pozorování Rozměry a váha Optika Detektor Zorné pole Kadence Přesnost na 12 mag Rozlišení Objevených planet Celkový počet objektů květen 2009-říjen 2018 (došlo palivo) Frekvence plane podobných Zemi Frekvence multiplanetárních systémů Statistika velikostí planet a jejich drah Vlastnosti mateřských hvězd_ Heliocentrická , 1 au, 372.5 dní 1 (Cyg+Lyra)+19 polí (okolo ekliptiky), 4 roky + 19x80 dní_ 1050 kg, 4.7x2.7 m 0.95m deska, 1.4m f/1 zrcadlo 42 2kx1kCCD (94.6 Mpx) 10.5°x10.5° 1 nebo 30 minut 300 ppm/h 47px -2700 530000, 8-16 mag Kepler - dalekohled Schmidt Corrector with 0.95 m dia aperture stop Thermal Radiator Primary Mirror 1.4 m dia, ULE Mounting Collet Sunshade 55° solar avoidance Focal Plane Electronics: clock drivers and analog to digital converters Focal Plane: 42 CCDs, >100sqdeq FOV 4 Fine Guidance Sensors Provoz květen 2009-říjen 2018 (došlo palivo) Úkoly Frekvence plane podobných Zemi Frekvence multiplanetárních systémů Statistika velikostí planet a jejich drah Vlastnosti mateřských hvězd Dráha Heliocentrická , 1 au, 372.5 dní Strategie pozorování 1 (Cyg+Lyra)+19 polí (okolo ekliptiky), 4 roky + 19x80 dní Rozměry a váha 1050 kg, 4.7x2.7 m Optika 0.95m deska, 1.4m f/1 zrcadlo Detektor 42 2kx1kCCD (94.6 Mpx) 10.5°x10.5° 1 nebo 30 minut 300 ppm/h při 512 expozici 47px -2700 530000, 8-16 mag Kepler - detektor 6s expozice, které se skládají do 1min a 30min vyčítají se jen předdefinované polohy (tzv stamps) 3 moduly postupně odešly Kepler Focal Plane Layout ECA-504 ECA-503 ECA-502 ECA-501 ECA-500 Mod FGS0 -01 CHI Mm H ^33 4«L n ° ^113 Mod FGS1 05 n n U U i1 22 I5 U J I9 102 n 315^142 Mrt^l Cl C '»Ii Mod 07 424 L Mod -H233 08 Y Mod ?J284 0 9 k [q č Ú 4 32 i n i17 182 i21 222 226 273 230 31 3 w 339 L ^382 34SL H422 ^5 [ i 524 Mod 436 -11 331 Mod 440 -12 37i Mod 44 4 -13 41 l Mod 246 -14 47 3 Mod 250 - -L J 513 355 ^ ^542 359 ^ ^582 1 7 262 L 1 ° 266 L M n H 1 0 l 724 1 A nu u 456 — J. O 460 ~ 1 / 57! nou 363 lo 644 no u J. J n o u 71 3 LJ 274^ Mod ».TS1 2 2 278 ^ Mod -w ^3 282L^ Mod -V U Mu U FGS2 -21 -CH2 j75 764 379 804 383 844 Müd FGS1 CH1 Module Number. Output Number Readout Time Slice ■ Channel Number fcUeneb \ • \ • * 1 ■ —— ♦ • ,111 • - • ^____ • • »6819 \ 1 Vega M57 R 201140m Mil 20m 20h 00m I9ti40m 19h 20m Star Magmludes ••••••• 0 1 2 3 4 5 6 Kepler FOV ) Open Cluster Globular Cluster Nebula Planetary Nebula FOV Center RA: I9ri 22m 40s Dec: +44 30' 00" '"MSky 9/10)04 Kepler - detektor 6s expozice, které se skládají do 1min a 30min vyčítají se jen předdefinované polohy (tzv stamps) 3 moduly postupně odešly Ij*. Kepler ' . ^^^^^^^ ■ . XAQHJILA t ..\ .v. Kepler - Po poruše druhého gyroskopu - náhradní mise od 2014, 19 polí okolo ekliptiky po ~80 dnech 500 ■p 400 300 . it. °'r "..'.•'„'$'£' ■■*í.:'ľsÄJ 12 14 Kepler Magnitude (Kp) K2 Campaigns 0 through 19 (2014-2018) 16 Kepler - Po poruše druhého gyroskopu - náhradní mise od 2014, 19 polí okolo ekliptiky po ~80 dnech EPIC 211748059: 1uk,uF=5.30, kernel=QP, CDPP,,=325, CDPP, =24 /amaaaAAA/W ..;..rv__:•>..........-• ^ ihnitiť^riinum i^^wfraaíwairtiiiiiíftfii •SUi 2:12" 2:1:111 21111 2350 time i Hill :>:(7ll 2'-W\ Pozorování objektů Sluneční soustavy Folded Relotive Intensity Relative Intensity výsledky Kepler - výsledky Cirkumbinární planeta - Tatooine Doyle etal. 2011, Science, 333, 1602 Dvojhvězda: Porb=41 dní Exoplaneta: Po°r[(=229 dní i E m Ť_1_U_j_í m t t t t. t t_t t ť t t_l_l_l j a> > I tu rr 0.9b 0.90 h-O.Sb — O.Sb 0 Star B eclipses Star A • • • ICC MO 1.006 ' Plan«! b transits Star A t.0002 , Planet Ď transits Slar B ► • a 1.000 .... mm* 1.0000 •*••**" C.999B 0.99b * 1 \ / C.9996 ** C-990 C.999'. 1 L 9Bb C.9992 •mm* C 9990 • C.9B0 170.9 171.0 171.1 171.2 273.1 273.2 273.3 273.4 273.5 42S.0 425.1 42S.2 42B.3 42b 4 Time [BJD - 2,455,000] -186 -lB.b -18.4 -1B.3 -10 2 1.00 x 13 e= "O O) £ 0.98 0.96 O x D <^ "O OJ u2 E 1.00 0.99 - 0.98 Kepler - výsledky 3 4 I I 7 8 9 10 KIC-8462852 (Boyajian's star) Boyajian et al. 2016, MNRAS, 457, 3988 I I I I j, I Exokomety? Umělé struktury? 500 Time (BJD - 2454833) 1000 1500 ; diplO 1500 1520 1540 1560 1580 1530 1535 1540 1545 1550 1566 1568 Time (BJD - 2454833) (Transiting Exoplanet Survey Satellite) Massachusetts Institute of Technology (MIT) a Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO); NASA i Start 18. dubna 2018, začátek měření 24.7.2018 Provoz duben 2018- Úkoly Exoplanety u jasných hvězd, F5-M5, asteroseismologie, kandidáti pro JWST Dráha Vysoká geocentrická, 13.7 dní Strategie x polí, 27.4-352 dní Rozměry a váha 327 kg, 3.7x1.2x1.5 m Optika 0.1 m, f/1.4 Detektor 4x2kx2kCCD (x4) Zorné pole 4x24°x24° Kadence 2 nebo 30 minut Přesnost na 10 mag 200 ppm při 1-hodinové expozici Rozlišení 217px Objevených planet 167, 4625 kandidátů (říjen 2021) Celkový počet objektů 200000 2min, 109 30min, 3-15 mag https://tess.mit.edu/ Ricker et al. 2014, SPIE, 914, 20 (Transiting Exoplanet Survey Satellite) š 1oi- CCS co UJ jo 1 - Stars Brighter than J=10 TTl-1—I I I ■ 111J i—i i i 1111|-1—r Known Planets, May 2014 Sub-Neptunes Super-Earths ......I_1_' i..... J_1_ i i i i i III_I_L 1 10 100 Orbital Period (days) Rickeretal. 2014, SPIE, 914, 20 Huang etal. 2018, arXiv:1807.11129 10 Stars Brighter than J-10 i 11 nij-1—i i 111111-1—i i 11 nij-1—r Known Planets, May 2014 Predicted TESS Yield • • • • • • •v/. • ' ......I_I_' i i i ml_■ .......I_I_L 1 10 100 Orbital Period (days) Start 18. dubna 2018, začátek měření 24.7.2018 Provoz duben 2018- Úkoly Exoplanety u jasných hvězd, F5-M5, asteroseismologie, kandidáti pro JWST Dráha Vysoká geocentrická, 13.7 dní Strategie x polí, 27.4-352 dní Rozměry a váha 327 kg, 3.7x1.2x1.5 m Optika 0.1 m, f/1.4 Detektor 4x2kx2kCCD (x4) Zorné pole 4x24°x24° Kadence 2 nebo 30 minut Přesnost na 10 mag 200 ppm při 1-hodinové expozici Rozlišení 217px Objevených planet 167, 4625 kandidátů (říjen 2021) Celkový počet objektů 200000 2min, 109 30min, 3-15 mag TESS - Strategie 24° 96° ecliptic pole ecliptic latitude 6° r continuous \ t viewing zone *"* 26 sektorů, každý 2x13.7 dne. Momentálně sektor 31 Launch: Thu Apr 19 2018 00:51:00 GMT+0200 {Central European Summer Time) Where is TESS right now? 3 ai 40 c n ja 20 1260 1270 1280 1290 1300 1310 1320 1330 Time (days) roky 1-4 TESS - strateaie 400x větší plocha než Kepler TESS THERMAL BLANKETS REACTION WHEELS SOLAR ^ ARRAYS i SUN SHADE STAR TRACKEF —r 1 a j 0 _ L is " 8 LENS HOOD LENSES DETECTORS IICS MASTER " COMPUTER PROPULSION TANK ...... ~. THRUSTERS ANTENNA STRUCTURE 2x192 GBSSD Prenos 100 Mbit/s Pracovní výkon 290 W (415 W solárni panely) Pracovní teplota ~-75°C parametry Parameter Value FOV 24° x 24° FL, f/# 146 mm, f/1.4 EPD 105 mm Wavelengths 600-1000 nm CCD 2x2 detector arrays 4k x 4k pixels Detector arrays 2048 x 2048 15 micron pixels Transmittance 86.5% (with filter) Mass 9.3 kg Dimensions 17.0 cm diameter 21.1 cm long TESS - parametry Aluminum lens bezels at all (7) locations Aluminum lens barrel (splits at lens 4/5 location) Camera 1 (Average temperatures are shown) TESS - parametry 0 8 > c 01 y 0.6 fc E | 0.4 llllllllll ......■■*■•■■■■'"<< ""•"•...„ ''/ ■•»■ -25 C -50C ■— -70C '•V. v.\ 600 700 800 900 Wavelength (nm) 1000 1100 400 500 600 700 800 900 1000 1100 Wavelength (nm) 500 600 700 800 900 1000 1100 Wavelength (nm) TESS - Zpracování dat Continuous stream of 2-second full-frame integrations 2 min Postage Stamps 10x10 px UOISS3 ■ on L_ to CL E o u ■ Images are summed in groups of 60 into 120-second stacks Postage Stamps are extracted near target stars 10,000 Postage Stamps around 15,000 stars per orbit 30 min Full-Frame Images (FFIs) Images are summed in groups of 900 into 30-minute FFIs One orbit produces >600 30-minute FFIs from each camera Stahování dat vždy v perigeu dráhy - díra v datech 4-16 hodin 09 TESS - oběžná dráha 0 1 2 3 4 5 6 7 8 _Year —AOP—Inclination -Perigee -GEO Belt (Degrees (Degrees) (Units of Re) (Units of Re) 9 10 11 12 13 14 P=~13.7 d (2:1 rezonance s oběžnou dobou Měsíce) /=37° >U Stabilní po desetiletí bez nutnosti úpravy dráhy Nad Van Allenovými pásy - málo zásahů nabitými částicemi Argument perigea Sectorl TESS - data 8 10 TessMag 105- £ 103 a a D —— Star Noise — — - Sky Noise — Read Noise ....... Sys. Noise — Total 10 12 14 Apparent Magnitude (/c) 18 200 ppm for 1=10 mag 10 000 ppm 1=16 mag Rozptýlené světlo TESS - data Příliš jasný objekt v blízkosti I m pakty mikronneteoritů TESS: The Movie Sector 1 09 Aug 2018 19:44 Cfttn 1 CCO 3 Cam 1 Cm 2 Cam 2 Cam 3 Cam 1 CCD 4 CCOI ==l raj CCO 1 CCO 4 CCO 2 By Ethan Krvtte 100 1000 Calibrated Flux https://tess.mit.edu/ TESS - data Základní domovská stránka https://archive.stsci.edU/tess/index.html#documents https://docs.liahtkurve.org/ https://adina.feinste.in/eleanor/ základní porál data software pro download a zpracování dat software pro download a zpracování dat https://heasarc.asfc.nasa.aov/cai-bin/tess/webtess/wtv.pv pozorovatel n ost cílů I 0 0 1 -12.5 ■ I -25 0 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0 Orbital phase 10 I 0 > or f -10 * 12.5 ] 0 0 1-125 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 08 0.9 1.0 Orbital phase -4 -2-10 1 T ■ TO (hours) Gandolfi et al. (2018), A&A Letters, 619, 10; TESS's first planetA super-Earth transiting the naked-eye stariT Mensae, 2018/09/20-2018/09/28 0 250 500 750 1000 1250 1500 1750 2000 Orbital phase planet b [days] 1 2 3 4 5 6 Orbital phase planet c [days] 500 0 -500 c -1000 CL 500 a c 0 0 4-1 IB > -500 Q X 3 -1000 -1-1-1-1-1 i i i ii i i i i i i i i i i TESsirawj i 1 i1 1 i1 1 -i-1 1 i > i-1 i—j— ! i i i ! * TESS detrend r | » 8325 8330 8335 8340 8345 Time [BJD-2450000] 8350 0 -200 -400 TESS SC binned -4-2 0 2 Time [hours] Huang et al. (2018), ApJL, 868, 39; TESS Discovery of a Transiting Super-Earth in the pi Mensae System, 2019/09/16-2018/11/30 CHEOPS (Characterising ExOPIanet Satellite) Start 18. Prosince 2019, ESA, Švýcarsko Provoz duben 2020- Úkoly Poloměry exoplanet <10 %, kandidáti pro JWST a další, vztah poloměr-hmotnost Dráha Nízká geocentrická polární, 700 km Strategie Jednotlivé tranzity, -48 hodin Rozměry a váha 273 kg, 1.5x1.5x1.5 m Optika 0.32m, f/8 Detektor 1kx1kCCD Zorné pole 19'x19' Kadence různá Přesnost na 9 mag 150 ppm při 1-minutové expozici Rozlišení 1.17px Objevených planet - Celkový počet objektů - CHEOPS (Characterising ExOPIanet Satellite) 0.9998 0.9997 0.9996 -0.1 0.0 Time since mid-occultation [d] 4 tranzity březen-duben 2020, okultace WASP-189 b na skloněné dráze Lendl et al. 2020, A&A, 643, 94 CHEOPS WASP 189 SYSTEM HD 133112 The host star Diameter - 3 360 000 km 2.4 x the Sun - 2200°C hotter than the Sun Spinning rapidly larger at equator — 2.7 days Orbital period WASP 189b The planet Diameter - 224 000 km 1.6 x Jupiter Orbiting 20 times closer to its star than Earth is to Sun Dayside temperature up to 3200 C Earth Jupiter -12 700 km -139 800 km 1.000 0.999 0.998 I 0.997 TO CD GC 0.996 0.995 0.994 400 200 „ 0 I -200 f -400 ra g 400 200 0 -200 -400 ....... P9Í -0.2 -0.1 0.0 0.1 Time since mid-transit [d] 0.2 Budoucnost Exoplanet Missions 2021? JWST2 WFIRST Kepler TESS .^-^ PU F 2026? NASA Missions ESA/European ^rr. Missions IV. M. Kec/r Observatory 1 NASA/ESA Partnership 2 NASA/ESA/CSAPartnership 3 CNES/ESA /.arge Binocular NN-EXPLORE Telescope Interferometer Ground Telescopes with NASA participation Pozemní vs vesmírně Pozemní Vesmírné Výtěžnost Nízká (stovky planet) Vysoká (tisíce planet) přesnost ~mmag ~100 umag Jasnost <~13 mag <~16 mag Typ planet Horcí Jupiteři - Neptuni všechny Periody <5d Doba pozorování / 2 Cena <~miliony USD >~ miliardy USD Náročnost technická nízká extrémní Náročnost zpracování střední extrémní Doba přípravy měsíce-roky roky-desetiletí Údržba snadná Většinou nemožná Exoplanet Transit Database ETD ... complete ... worldwide ... continuously growing .. Exoplanet Transit Database http://var.astro.cz/ETD UfiSP-80 b Sedlčany František Lonoz http://var2.astro.cz/ ETD Databáze 360 exoplanet, efemeridy, plánování měření TRESCA fitování tranzitů, 0-C, změny poloměru, geometrie (impact parametr) -i. -i. -i. -1. -i, -i. -i. -1, -i. a1- =-1. -0. -0. -o, -o. -0. -o, -o, -0. -o, -o, -o, 10 os os 07 06 05 04 03 o: 01 00 99 98 97 96 95 94 93 92 91 90 89 0.24 JDmid: 0.34057 ■ ■ I 0.29 0.34 JD (2457659 + > 0.39