F7514 Exoplanety 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 Co je žádoucí- Procento detekovatelných planet u Velké zorné pole hvězd pozorovaných v poli: ? ~ JP ' JT ' /m,sp - Citlivý detektor cca 005 % Mimo atmosféru 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-rs-sssumed that large planets will have long-period orbits, and that each star has an average of one large planet, then approximately 10 4atars 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. duotransits: Porb is still unknown, but there now exists a discrete set of allowed period aliases Pn: Pn = 7diff/n, where Tdiff is the time between the two transit events, and n e {1, 2, 3 ... nmax}(nmax is determined by the non-detection of a third transit). 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 lOcm STARE telescope 1.00 Š 0.98 (V > o 0.96 0.94 0.92 -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—i—r ■ ■ . H tm * • • " ■ - UT 09 Sep 1999 L UT 16 Sep « * » m. ■ . ■■■ \. ' , ■ "í ■ . ■■ * -Lv . . ■ > . .. „ f . . ■ ■ ■. ep 1999 ■ . / _i_i_i_i_i_i_ -0.2 -0.1 JD - 0.0 T (days) 0.1 1.01 h 1.00 n 0.99 h 0.98 Charbonneau+ 2000 -0.1 0.0 JD - T (days) 0.1 Tim Brown at the STARE telescope in Boulder, Co (1998) Postup při potvrzování exokandidátů 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) 2. Detrending dat a identifikace kandidátů (box-car fitting algoritmus - sfázovat data, nafitovat obdélníkovou funkcí, zjistit rozptyl => periodogram) 3. Potvrdit tranzit větším dalekohledem (u pozemních přehlídek s malou aperturou) 4. 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) 5. Potvrdit exoplanetární povahu metodou radiálních rychlostí c. Dvojčárové dvojhvězdy a rychlé rotátory - stačí jedno měření d. Jednočárové dvojhvězdy - dvě měření e. Planety - více měření Pozorování tranzitů Tranzity mají typicky hloubku <0.01 mag => potřeba přesných pozorování Základní zdroj šumu je fotonový šum (bílý šum): o ~ - čím více fotonů, tím menší relativní chyba měření Dalšími zdroji šumu jsou jevy spojené s přístrojem a pozorovacími podmínkami - tzv červený šum Fotometrie tranzitů Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři a. Vhodnost cíle (jasnost, poloha na obloze, délka pozorovatelnosti, okolí hvězdy, pokles, délka tranzitu) Fotometrie tranzitů Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři a. Vhodnost cíle (jasnost, poloha na obloze, délka pozorovatelnosti, okolí hvězdy, pokles, délka 3000 4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000 Fotometrie tranzitu Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři a. Vhodnost cíle (jasnost, poloha na obloze, délka pozorovatelnosti, okolí hvězdy, pokles, délka tranzitu) XO-6b (V=10.25 mag), 20190216, MUO, exposure 20 s. RMS=0.007 mag b. c. d. Vhodný filtr Používat autoguiding Expozice (dostatek fotonů vs. kadence dat) i Surová data, t =45 s exp tlil S 0.800 - I 0.820 Exo-comp • yarllt.' t I comp-chk I „ JD-2458530 Binovaná data, t -3x45 s exp iltlíiTitotó • var/cmp Mean Mag. -0.143 MinMag. -0.163 TT Tt[ Max Mag. -0.120 ** DiffMag. 0.043 ♦ ♦ ♦ J* Mean dev' 0>003 Si Fotometrie tranzitů Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři 2. Správně redukovat data a. Bias, Dark frame, Flat-field frame, detrending Fotometrie tranzitů Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři 2. Správně redukovat data a. Bias, Dark frame, Flat-field frame, detrending 1 00 WASP-126b V 1 00 X 3 WASP-95b ^ 0.99 '' i I ; : : ' 1 V £ 102 WASP-124b 100 0 98 : < : 1 0010 1.0005 1.0000 0.9995 0.9990. Pi Mensae c \ 1335 1340 1345 Time (BJD-2457000) -0.4 -0.2 0.0 02 0.4 Time from Mid-Transit (days) TESS: The Movie Sector 1 09 Aug 2018 19:44 Fotometrie tranzitu Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři 2. Správně redukovat data a. Bias, Dark frame, Flat-field frame, detrending 1.01 X i 1.00 § 0.99 i. 0.98 1.0005 d 1.0000 "S 0.9995 "D § 0.9990 "S 0.9985 0.9980 ■b ■ i..' 1 i i • • • » • • • • • • > • • • • j-1-,-1-i-L 100 200 t [BJD] - 2455000 300 400 Fotometrie tranzitu Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři 2. Správně redukovat data a. Bias, Dark frame, Flat-field frame, detrending b. Správná clonka + diferenciální fotometrie c. Volba srovnávací hvězdy (kombinace hvězd blízko měřené) CL 4 Surový tok z hvězdy (ADU) - Silný vliv podmínek Diferenciální fotometrie b vliv podmínek silně potlač 2 Time (h) Signál z hvězdy pozadí CMPO CHK CMP3 CMP1 Obecná doporučení k ( 1. Měřit efektivně vž 2. Správně redukov a. Bias, Dark b. Správná ck c. Volba srovr Ol m E E' < 0.02 0.00 -0.02 -0.04 -0.06 -0.08 -0.10 -0.12 -0.14 -0.16 -0.18 -0.20 -0.22 -0.24 -0.26 -0.28 -0.30 -0.32 -0.34 -0.36 -0.38 -0.40 Rozdílná jasnost srovnávací hvězdy .?? A í c • Mi. ..í Rozdílná barva srovnávací hvězdy B 'ÍW,.-..^r lír* Rozdílná vzdálenost hvězdy na čipu 0.3 0.4 0.5 0.6 JD - 2458757 [days] 0.3 0.4 0.5 0.6 JD - 2458757 [days] 0.3 0.4 0.5 0.6 JD - 2458757 [days] Marko Mesarč, 2020, "Pozorovatelnost exoplanet v městských podmínkách" HAT-P-68 b HATS-46 b KOI 1546 b WASP-52 b WASP-52 b WASP-77 b WASP-95 b 2022-10-30 00:55:11 2022-10-28 22:50:42 2022-10-28 03:50:08 2022-10-28 20:51:03 2022-10-26 22:56:46 2022-10-26 22:00:10 2022-08-24 22:00:14 2022-10-25 20:55:45 2022-10-25 22:44:51 2022-10-25 02:51:38 Antonino Brosio ABObservatory 2022-10-30 Antonino Brosio ABObservatory 2022-10-30 Anael Wünsche El Sauce Observatory Giovanni Calapai Home Astronomical Observatory 2022-10-29 Antonino Brosio ABObservatory 2022-10-27 Gerhard Bosch Balkonsternwarte Nagold Volker Wickert VdS Sternwarte Kirchheim 2022-10-27 Antonino Brosio ABObservatory 2022-10-26 Bernhard Wenzel Balcony Observatory Vienna 2022-10-26 Anaěl Wünsche El Sauce Observatory 2022-10-26 WASP-89 b HAT-P-52 b TOI-3714 b HATS-30 b 2022-10-23 02:00:17 2022-11-01 02:23:24 2022-10-21 05:49:18 2022-10-31 01:21:17 2022-10-30 20:39:40 2022-10-30 22:52:14 2022-10-01 02:04:35 2022-09-30 03:50:16 2022-09-29 05:23:09 2022-10-31 01:49:07 Yves Jongen Deep Sky Chile Yves Jongen Deep Sky Chile Yves Jongen Deep Sky Chile Veli-Pekka Hentunen Taurus Hill Observatory (A95), Varkaus, Finland 2022-10-31 Veli-Pekka Hentunen Taurus Hill Observatory (A95), Varkaus, Finland Manfred Raetz Privatsternwarte Herges-Hallenberg Yves Jongen Rasteau Observatory Yves Jongen Deep Sky Chile 2022-10-31 Yves Jongen Deep Sky Chile Gianluca Rossi Private telescope Exoplanet Transit Database - var2astro.cz - prozatím nedostatečné pro analýzu TTV Fotometrie tranzitu Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři 2. Správně redukovat data a. Bias, Dark frame, Flat-field frame, detrending b. Správná clonka + diferenciální fotometrie c. Volba srovnávací hvězdy (kombinace hvězd blízko měřené) Jedna srovnávací hvězda !ki,t!í Signál z hvězdy * 3 srovnávací hvězdy Jršyä------------------1 kii I ífaíFUri TTTtT -r T :t^JPPt 1ípn I D_ 4 _1_I_1_!_ 1 3 5 7 9 11 13 Apertuře Radius (pixels) 58991.4000 53991.4500 58991 .5OO0 58991 .550 Fotometrie tranzitu Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři 2. Správně redukovat data 3. Měřit v dobrých podmínkách a. b. c. d. e. 1 Čistá obloha Nízká vlhkost Vítr Vysoko na obloze Daleko od Měsíce a zdrojů světla HUMIDITY [%] WIND SPEED [m/s] PRESSURE [mbar] TWILIGHT [lux] 49 3.8 974.6 250 TEMP OUT [degC] TEMP DOME [dcgC] PYRGEOMETER [WAm2] 23.5 22.1 -108.5 ''ff*"1 - 1 1 1 —-i ■BP1™'1 W ■ji. 40 35 30 25 30 09 12:00 30 09 16:00 30 09 20:00 01/10 00:00 01/10 04:00 01/10 08:00 (DATE / UTC): 2019-10-01 11:56:01 0.02i -0.22--0.24--0.26--0.28--0.30--0.32--0.34--0.36--0.38--0.40- ••V: : rtJjr.*w^>a?.& a .- Oblačnost + vítr Fotometrie tranzitu Obecná doporučení k CCD měření tranzitů: 1. Měřit efektivně vzhledem k přístroji a observatoři 2. Správně redukovat data 3. Měřit v dobrých podmínkách a. Čistá obloha b. Nízká vlhkost c. Vítr d. Vysoko na obloze e. Daleko od Měsíce a zdrojů světla Špatné podmínky • var/cmp Mean Mag. -0.326 Min Mag. -0.338 Max Mag. -0.309 Diff Mag. 0.029 Mean dev. 0.004 Mag -0.455 -0.450 -0.445 -0.440 -0.435 -0.430 -0.425 -0.420 -0.415 -0.410 -0.405 -0.395 JD Měření vs. přesnost určení parametru Bakalářská práce Michaela Vítková, 2020 "Vliv kadence a rozptylu dat na přesnost určení parametrů exoplanetárních tranzitů' Simulace: • Exoplaneta: P=2.5 d, Rp=1 Rj (0.1004 Rs), a=0.036 au, i=88.7°, e=0, w=90° • Kadence: 25 s (60 křivek), 1 min (120 křivek), 2 min (200 křivek), 30 min (400 křivek) • Šum: 200 ppm, 2000 ppm, 10000 ppm 1.000 0.998 : 0.996 I 0.994 i ' 0.992 0.990 0.988 1.0050 1.0025 1.0000 \ 0.9975 l 0.9950 ' 0.9925 0.9900 0.9875 (a) % . • • A -0.1 0.0 Time [days] (b) 1.03 1.02 1.01 i i 1.00 í 0.99 0.98 0.97 0.96 -0.2 -0.1 0.0 0.1 0.2 Time (days] Rp=0.117qj:g: ř0 = 0.000ijj$ (a) < 1.000 -í 0.995 -j 0.990 - Rp = 0.096Ijj;S t0 = 0.0014íg;| (c) flp = 0.1012íg 988 "I t0 = 0.00035±g: 0.0005 ] 0.0000-^ 0.0005 ] 0.100 -0.075 -0.050 -0.025 0.000 0.025 0.050 0.075 0.100 O.1OO-O.O75-O.O5O-O.O25O.OO0 0.025 0.050 0.075 0.100 -0.100-0.075-0.050-0.025 0.000 0.025 0.050 0.075 0.100 fip = 0.106 + 3 o! (-0 = 0.004^ 0.100 -0.075 -0.050 -0.025 0.000 0.025 0.050 0.075 0.100 (b) Rp-o.ioioiS! ta = O.OOOOÍjjj -88.7Í8I ■7.85ÍŠ-K -0.100-0.075 -0.050 -0.025 0.000 0.025 0.050 0.075 0.100 rms.ľ, = 2.0e-OJ ■ t ■ • ■ (d) -0.100-0.075 -0.050 -0.025 0.000 0.025 O.O50 0.075 0.100 10000 E CL Cl 01 in O c 2000 200 Měření vs. přesnost určení parametru Exoplaneta: P=2.5 d, R_=1 R. (0.1004 RA a=0.036 au, i=88.7°, e=0, w=90° Radius 30 min cadence 1-r 1 min cadence P J v S> Table 4.2: Relative standart deviations for planet radius Rp noise cadence [ppm] 30 minutes 2 minutes 1 minute 25 seconds 10000 19.5 % 6.4 % 5.1 % 2.9 % 2000 4.7 % 1.6 % 1.1 % 0.9 % 200 0.5 % 0.3 % 0.2 % 0.1 % 2 min cadence noise = 10000 ppm noise = 2000 ppm noise = 200 ppm i • i i—i + 1-r 25 sec cadence 0.00 0.01 0.02 0.03 0.04 0.00 0.01 0.02 0.03 0.04 ARP[RS] ARP[R5] 0.00 0.02 0.04 0.00 0.02 0.04 0.00 0.02 ARP[RS] ARP[RS] ARP[RS] 0.04 Měření vs. přesnost určení parametrů • Exoplaneta: P=2.5 d, Rp=1 (0.1004 Rs), a=0.036 au, i=88.7°, e=0, w=90° Table 4.3: Relative standart deviations for inclination a Semi-major axis noise cadence [ppm] 30 minutes 2 minutes 1 minute 25 seconds 10000 44.9 % 8.7 % 4 % 2.8 % 2000 7.4 % 1.2 % 0.9 % 0.7 % 200 1.4 % 1.2 % 1 % 0.6 % 30 min cadence 2 min cadence noise = 10000 ppm noise = 2000 ppm noise = 200 ppm 10000 - E Q. Q. OJ U) c 2000 H 10000 CL Q. OJ in ° 2000 H 12 3 Aa[Rs] Měření vs. přesnost určení parametrů • Exoplaneta: P=2.5 d, Rp=1 Rj (0.1004 Rs), a=0.036 au, i=88.7°, e=0, w=90o Inclination Table 4.4: Relative standart deviations for inclination i noise [ppm] cadence 30 minutes 2 minutes 1 minute 25 seconds 10000 2000 200 0.5 % 0.2 % 0.2 % 0.2 % 0.3 % 0.1 % 0.1 % 0.07 % 0.2 % 0.04 % 0.04 % 0.08 % 30 min cadence 2 min cadence noise — 10000 ppm noise = 2000 ppm noise = 200 ppm 10000 10000 2000 200 0.2 0.4 a/[°] i-1-1-f 0.00 0.25 0.50 0.75 0.00 0.25 0.50 0.75 0.00 0.25 0.50 0.75 A/[°] A/[°] A/[°] 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 UvedenLdg 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 I n I , ■ I ■ I - M ■ ! . '.'.'. - I ■' ■ I ■. I ' *- t MW« nlr an=14 n i dp t=542e . 59028.IM86 ntfjn=12 Bidpt=5i08. ntran=15 nidpt=5426.6246277169 HD 219666b, pokles 0.17 % Hellier et al. 2019, R N AAS, 3, 156 https://wasp-planets. net MASCARA (The Multi-site All-Sky CAmeRA) Pozemní přehlídkové projekt QES (Qatar Exoplanet Survey, Nové Mexiko) Everyscope Chile » i. u l HATPI (Las Campanas) Trappist Chile KELT (The Kilodegree Extremely Little Telescope) 2 dalekohledy, USA, Jižní Afrika Fly's Eye, Maďarsko TrES (The Trans-Atlantic Exoplanet Survey network) Pozemní přehlídkové projekty NGTS (The Next Generation Transit Survey) 12 0.2m f/2.8 dalekohledů, Paranal, Chile M-Earth - 40cm dalekohledy, Cerro Tololo, Chile SPECULOOS - Paranal + La Palma, 1-m dalekohledy, obyvatelné planety okolo M hvězd Pozemní přehlídkové projekty 900 0.20m telescopes 18.6m2 collecting area 5m-diameter-mirror class 900 61 MPix cameras 54.9 GPix total 7,916 sq.deg. at 1.38" / pix Tracking rotation vector Bearing Geodesic dome structure Tracking drive & anti-wind-shake system Bearing (at base of dome) Counterweights (underneath dome) Weather station Data storage and analysis systems 50ft diameter ARGUS - 900 20cm dalekohledů na jedné montáži pozorující celou oblohu najednou (Law et al. 2022, PASP, 134, 5003), 38 dalekohledů v provozu od 2023 na PARI v Severní Karolíně cooling 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) w"'...... 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: •* '•. • :.'.'ŕ v • ¥ V i ť 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 ms"1 RMS = 56 m.s"1 ^HARPS-SOPHIE — m.S 1 -F-+ - 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 planet 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 -3200 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 rRin-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 planet 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 -3200 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 -3200 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 ^33 4«L n ° s4 ^113 Mod FGS1 05 nm n n U U i1 22 I5 U J i9 n 315^142 Mrt^l Cl C '»Ii Mod 07 424 L Mod -H233 08 t Mod ..........-• ^ -ihniíiť^riirinm •SUi 2:12" 2:1:111 21111 2350 time i Will :>:(7ll l Kepler - K2 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 Siar A • • • 4CC MO 1.006 ' Plan«! b transrts Star A t.0002 Planěl b transrts Siar 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.3 426 4 Time [BJD - 2,455,000] -I8B -1B.6 -18.4 -1B.3 -18.2 1.00 x 13 <=: -o O) "rô £ 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 268, 5931 kandidátů (listopad 2022) Celkový počet objektů 200000 2min, 1 min, 109 30min, 3-15 mag https://tess.mit.edu/ Ricker et al. 2014, SPIE, 914, 20 (Transiting Exoplanet Survey Satellite) 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 268, 5931 kandidátů (listopad 2022) Celkový počet objektů 200000 2min, 109 30min, 3-15 mag TESS - Strategie ECIIPTIC POLE 24° 96° ecliptic pole ecliptic latitude 6° 27 days 54 day Ks 108 days 189 days 351 days JWST continuous viewing zone Where is TESS right now? 26 sektorů, každý 2x13.7 dne. Momentálně sektor 58 (69 celkem+?) / \ i 1630 1640 1650 1660 1670 1680 1690 1700 Time (days) 10.11.2022 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 ■g 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 0 —— 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 • --litr* I m pakty mikronneteoritů TESS: The Movie Sector 1 09 Aug 2018 19:44 Cam 1 CCO 3 Cam 1 Cm 2 Cum 2 Cam 3 Cam 1 CCD 4 CCOI ==l raj CCO 1 CCO 4 CCO 2 By Ethan Krvtte kru— 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 £ -10 * 12.5 « 0 0 1-125 i ?5 n 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 starTT 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 -1-1 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 rx 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 CHEOPS (Characterising ExOPIanet Satellite) Okultace 55 Cnc e (41 okultaci, 12±3 ppm) Demory et al. 2022, arXiv:2211.03582 0.25 0.30 0.35 0.40 Days from TO 0.45 1.00004 1.00002 -1.00000 0.99998 0.99996 0.25 2021,28 měření 0.30 0.35 0.40 Days from TO 0.45 0.25 0.30 Earth 0.35 0.40 Days from TO 0.45 Budoucnost Exoplanet Missions 2021? JWST2 WFIRST Kepler TESS .^-^ PU F 2026? NASA Missions ESA/European ^rr. Missions IV. M. Kec/V 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 518 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