CoRoT - CoRoT

CoRoT

Satelit CoRoT v integrační hale Thales Alenia Space v Cannes
Typ mise	Vesmírný dalekohled
Operátor	CNES  / ESA
ID COSPARU	2006-063A
SATCAT č.	29678
webová stránka	corot .cnes .fr
Délka mise	Plánováno: 2,5 + 4 roky Konečné: 7 let, 5 měsíců, 20 dní
Vlastnosti kosmických lodí
Výrobce	CNES Thales Alenia Space
Spustit hmotu	630 kg (1390 liber)
Užitečná hmotnost	300 kg (660 liber)
Rozměry	2 m × 4 m (6,6 ft × 13,1 ft)
Napájení	≈380 W
Začátek mise
Datum spuštění	27. prosince 2006, 14:24 UTC ( 2006-12-27UTC14: 24 )
Raketa	Sojuz 2.1b  Fregat
Spusťte web	Bajkonur LC-31/6
Dodavatel	Arianespace Starsem
Konec mise
Likvidace	Vyřazen z provozu
Deaktivováno	17. června 2014, 10:27  UTC ( 2014-06-17UTC10: 28 )
Orbitální parametry
Referenční systém	Geocentrický
Režim	Polární
Poloviční hlavní osa	7123 km (4426 mi)
Excentricita	0,0203702
Nadmořská výška	607,8 km (377,7 mi)
Apogee výška	898,1 km (558,1 mil)
Sklon	90,0336 stupňů
Doba	99,7 minut
RAAN	13,64 stupňů
Argument perigee	148,21 stupňů
Střední anomálie	213,16 stupňů
Střední pohyb	14,44 ot/den
Epocha	8. března 2016, 11:58:39 UTC
Revoluce č.	47715
Hlavní dalekohled
Typ	Afokální
Průměr	27 cm (11 palců)
Ohnisková vzdálenost	1,1 m (43 palců)
Vlnové délky	Viditelné světlo

CoRoT (francouzsky: Co nvection, Ro tation et T ransits planettaires ; anglicky: Co nvection, Ro tation and planetary T ransits) byla vesmírná teleskopická mise, která fungovala v letech 2006 až 2013. Dva cíle mise spočívaly v hledání extrasolárních planet s krátkými oběžné doby, zejména ty velké pozemské velikosti , a provádět asteroseismologii měřením slunečních oscilací ve hvězdách. Misi vedla Francouzská vesmírná agentura (CNES) ve spojení s Evropskou vesmírnou agenturou (ESA) a dalšími mezinárodními partnery.

Mezi pozoruhodné objevy patřil CoRoT-7b , objevený v roce 2009, který se stal první exoplanetou, u níž se ukázalo, že má rockovou nebo metalovou skladbu.

CoRoT byl vypuštěn dne 27. prosince 2006 ve 14:28:00 UTC , na vrchol rakety Sojuz 2.1b , první světlo hlásil 18. ledna 2007. Následně sonda začala sbírat vědecká data 2. února 2007. CoRoT byla první vyhrazená kosmická loď k detekci tranzitujících extrasolárních planet , což otevírá cestu pokročilejším sondám, jako jsou Kepler a TESS . Svou první extrasolární planetu CoRoT-1b detekovala v květnu 2007, pouhé 3 měsíce po zahájení pozorování. Mise měla původně skončit 2,5 roku od startu, ale operace byla prodloužena do roku 2013. Dne 2. listopadu 2012 CoRoT utrpěl poruchu počítače, která znemožnila získávání jakýchkoli dat z jeho dalekohledu. Pokusy o opravu byly neúspěšné, takže 24. června 2013 bylo oznámeno, že CoRoT byl vyřazen a bude vyřazen z provozu; snížena na oběžnou dráhu, aby mohla shořet v atmosféře.

Přehled

Design kosmické lodi

Optická konstrukce CoRoT minimalizovala rozptýlené světlo přicházející ze Země a poskytovala zorné pole 2,7 ° x 3,05 °. Optická dráha CoRoT se skládala z mimoosého afokálního dalekohledu s průměrem 27 cm (10,6 palce) umístěného ve dvoustupňové neprůhledné cloně speciálně určené k blokování slunečního světla odraženého Zemí a kamery sestávající z dioptrického objektivu a ohniskové krabice . Uvnitř ohniskové schránky byla řada čtyř CCD detektorů chráněných proti záření hliníkovým stíněním o tloušťce 10 mm. Tyto astroseismologie CCD jsou rozostřeným od 760μm ke dioptrická cílem, aby se zabránilo nasycení nejjasnějších hvězd. Hranol před detekčních planety CCD dává malý spektrum určené k rozptylování silněji na modré vlnové délce.

Ohnisková rovina CoRoT se čtyřmi plnoformátovými CCD přenosy. Tmavá zóna odpovídá oblasti citlivé na foto. Dva CCD jsou věnovány programu exoplanet a dva další programu asteroseismologie.

Čtyři CCD detektory jsou model 4280 CCD dodávané společností E2V Technologies . Tyto CCD jsou zúžené, podsvícené konstrukce pro přenos snímků v poli 2048 x 2048 pixelů. Každý pixel má velikost 13,5 μm × 13,5 μm, což odpovídá úhlové velikosti pixelu 2,32 arcsec. CCD jsou ochlazeny na -40 ° C (233,2 K; -40,0 ° F). Tyto detektory jsou uspořádány ve čtvercovém vzoru, přičemž dva jsou věnovány planetární detekci a asteroseismologii . Datový výstupní proud z CCD je propojen ve dvou řetězcích . Každý řetězec má jeden planetový detekční CCD a jeden asteroseismologický CCD. Zorné pole pro planetární detekci je 3,5 °. Družice, postavená v kosmickém centru Cannes Mandelieu , měla startovací hmotnost 630 kg, byla dlouhá 4,10 m, měla průměr 1,984 m a byla poháněna dvěma solárními panely.

Mise design

Družice pozorovala kolmo na svoji orbitální rovinu, což znamená, že neexistovaly žádné zákryty Země , což umožňovalo až 150 dní nepřetržitého pozorování. Tato pozorovací zasedání, nazývaná „Dlouhé běhy“, umožňovala detekci menších a dlouhodobých planet. Během zbývajících 30 dnů mezi dvěma hlavními pozorovacími obdobími CoRoT pozoroval další skvrny oblohy na několik týdnů „Krátké běhy“, aby analyzoval větší počet hvězd pro asteroseismický program. Po ztrátě poloviny zorného pole v důsledku selhání jednotky pro zpracování dat č. 1 v březnu 2009 se strategie pozorování změnila na 3 měsíce pozorování, aby se optimalizoval počet pozorovaných hvězd a účinnost detekce.

Aby se zabránilo vstupu Slunce do jeho zorného pole, během severního léta pozorovala CoRoT v oblasti kolem Serpens Cauda směrem ke středu galaxie a během zimy pozorovala v Monocerosu , v galaktickém anticentru . Obě tyto „oči“ CoRoT byly studovány v předběžných pozorováních prováděných v letech 1998 až 2005, což umožnilo vytvoření databáze nazvané CoRoTsky s údaji o hvězdách umístěných v těchto dvou skvrnách oblohy. To umožnilo vybrat nejlepší pole pro pozorování: program výzkumu exoplanet vyžaduje monitorování velkého počtu trpasličích hvězd a vyhýbání se obřím hvězdám , pro které jsou planetární tranzity příliš mělké, než aby byly detekovatelné. Asteroseismický program vyžadoval hvězdy jasnější než magnituda 9 a pokrýt co nejvíce různých typů hvězd . Kromě toho by za účelem optimalizace pozorování neměla být pole příliš řídká - méně pozorovaných cílů - ani příliš přeplněná - příliš mnoho hvězd překrývajících se. Během mise bylo pozorováno několik polí:

• IRa01 , od 18. ledna 2007 do 3. dubna 2007 - pozorováno 9779 hvězd;
• SRc01 , od 3. dubna 2007 do 9. května 2007 - bylo pozorováno 6 975 hvězd;
• LRc01 , od 9. května 2007 do 15. října 2007 - pozorováno 11 408 hvězd;
• LRa01 , od 15. října 2007 do 3. března 2008 - pozorováno 11 408 hvězd;
• SRa01 , od 3. března 2008 do 31. března 2008 - pozorováno 8 150 hvězd;
• LRc02 , od 31. března 2008 do 8. září 2008 - pozorováno 11 408 hvězd;
• SRc02 , od 8. září 2008 do 6. října 2008 - pozorováno 11 408 hvězd;
• SRa02 , od 6. října 2008 do 12. listopadu 2008 - pozorováno 10 265 hvězd;
• LRa02 , od 12. listopadu 2008 do 30. března 2009 - pozorováno 11 408 hvězd;
• LRc03 , od 30. března 2009 do 2. července 2009 - pozorováno 5 661 hvězd;
• LRc04 , od 2. července 2009 do 30. září 2009 - pozorováno 5 716 hvězd;
• LRa03 , od 30. září 2009 do 1. března 2010 - pozorováno 5 289 hvězd;
• SRa03 , od 1. března 2010 do 2. dubna 2010;
• LRc05 , od 2. dubna 2010 do 5. července 2010;
• LRc06 , od 5. července 2010 do 27. září 2010;
• LRa04 , od 27. září 2010 do 16. prosince 2010;
• LRa05 , od 16. prosince 2010 do 5. dubna 2011;
• LRc07 , od 5. dubna 2011 do 30. června 2011;
• SRc03 , od 1. července 2011 do 5. července 2011-běh provedený za účelem sledování tranzitu CoRoT-9b ;
• LRc08 , od 6. července 2011 do 30. září 2011;
• SRa04 , od 30. září 2011 do 28. listopadu 2011;
• SRa05 , od 29. listopadu 2011 do 9. ledna 2012;
• LRa06 , od 10. ledna 2012 do 29. března 2012-běh věnovaný zpětnému sledování CoRoT-7b ;
• LRc09 , od 10. dubna 2012 do 5. července 2012;
• LRc10 , od 6. července 2012 do 1. listopadu 2012 - přerušeno fatálním selháním, které ukončilo misi.

Kosmická loď monitorovala jas hvězd v průběhu času a hledala mírné stmívání, ke kterému dochází v pravidelných intervalech, když planety procházejí hostitelskou hvězdou. V každém poli CoRoT zaznamenal jasnost tisíců hvězd v rozmezí velikosti V od 11 do 16 pro studii extrasolární planety. Ve skutečnosti hvězdné cíle jasnější než 11 nasycovaly detektory CCD exoplanet a poskytovaly nepřesná data, zatímco hvězdy slabší než 16 nedodávají dostatek fotonů, aby umožňovaly planetární detekce. CoRoT byl dostatečně citlivý na to, aby detekoval skalnaté planety o poloměru dvakrát větším než Země, obíhající hvězdy jasnější než 14; očekává se také objev nových plynových obrů v celém rozsahu magnitudy.

CoRoT také studoval asteroseismologii . Dokáže detekovat změny svítivosti spojené s akustickými pulzacemi hvězd. Tento jev umožňuje výpočet přesné hmotnosti, stáří a chemického složení hvězdy a pomůže při porovnávání mezi sluncem a jinými hvězdami. Pro tento program byla v každém zorném poli jedna hlavní cílová hvězda pro asteroseismologii a až devět dalších cílů. Po ztrátě jednotky pro zpracování dat č. 1 se počet pozorovaných cílů snížil na polovinu.

Mise začala 27. prosince 2006, kdy ruská raketa Sojuz 2-1b zvedla satelit na kruhovou polární dráhu s nadmořskou výškou 827 km. První vědecká pozorovací kampaň byla zahájena 3. února 2007.

Do března 2013 budou náklady mise činit 170 milionů EUR, z čehož 75% hradí francouzská vesmírná agentura CNES a 25% přispívá Rakousko, Belgie, Německo, Španělsko, Brazílie a Evropská vesmírná agentura ESA.

Rozvoj

Primárním dodavatelem stavby vozidla CoRoT byla společnost CNES, které byly dodány jednotlivé součásti pro montáž vozidla. Zařízení CoRoT, kde je umístěna elektronika pro získávání dat a předběžné zpracování, byla postavena laboratoří LESIA na pařížské observatoři a její dokončení trvalo 60 osobo let . Návrh a stavbu nástrojů provedly Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LESIA) de l ' Observatoire de Paris , Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) z Orsay, Centre spatial de Liège (CSL) v Belgii, IWF v Rakousku, DLR (Berlín) v Německu a oddělení podpory výzkumu a vědy ESA. 30cm afokální teleskop Corotel byl realizován společností Alcatel Alenia Space v Centre spatial de Cannes Mandelieu.

Potenciál

Před začátkem mise tým s opatrností uvedl, že CoRoT bude schopen detekovat planety jen několikrát větší než Země nebo větší a že nebyl speciálně navržen pro detekci obyvatelných planet . Podle tiskové zprávy oznamující první výsledky fungují nástroje CoRoT s vyšší přesností, než se předpokládalo, a možná dokážou najít planety až do velikosti Země s krátkými oběžnými dráhami kolem malých hvězd. Metoda tranzitu vyžaduje detekci alespoň dvou tranzitů, takže detekované planety budou mít většinou oběžnou dobu kratší než 75 dní. Byli nalezeni kandidáti, kteří vykazují pouze jeden tranzit, ale zůstává nejistota ohledně jejich přesné oběžné doby.

CoRoT by měl předpokládat detekci malého procenta planet v pozorovaných hvězdných polích, kvůli nízkému procentu exoplanet, které by tranzitovaly z úhlu pozorování sluneční soustavy . Šance vidět planetu procházející její hostitelskou hvězdou je nepřímo úměrná průměru oběžné dráhy planety, takže detekce blízkých planet převýší ty vnější. Metoda tranzitu je také předpojatá vůči velkým planetám, protože jejich velmi hluboké tranzity jsou detekovány snadněji než zatmění mělčiny způsobené pozemskými planetami.

Selhání jednotky zpracování dat č. 1

Dne 8. března 2009 družice utrpěla ztrátu komunikace s jednotkou na zpracování dat č. 1, která zpracovávala data z jednoho ze dvou řetězů foto-detektorů na kosmické lodi. Vědecké operace byly obnoveny počátkem dubna, přičemž jednotka zpracování dat č. 1 byla offline, zatímco jednotka zpracování dat č. 2 fungovala normálně. Ztráta řetězce fotodetektorů číslo 1 má za následek ztrátu jednoho CCD věnovaného asteroseismologii a jednoho CCD věnovaného detekci planet. Zorné pole satelitu se tak zmenší o 50%, ale bez jakéhokoli zhoršení kvality pozorování. Ztráta kanálu 1 se zdá být trvalá.

Navazující program

Rychlost objevů tranzitujících planet je dána potřebou pozemních, následných pozorování, potřebných k ověření planetární povahy tranzitních kandidátů. Detekce kandidátů byly získány pro přibližně 2,3% všech cílů CoRoT, ale zjištění pravidelných tranzitních událostí nestačí k získání objevu planety, protože několik konfigurací by mohlo napodobovat tranzitující planetu, jako jsou hvězdné binární soubory , nebo velmi blízko zákrytá slabší hvězda k cílové hvězdě, jejíž světlo smíchané ve světelné křivce může reprodukovat události podobné tranzitu. První stínění se provádí na světelných křivkách, hledá náznaky sekundárních zatmění nebo spíše tranzit ve tvaru písmene V, což svědčí o hvězdné povaze tranzitů. Pro jasnější cíle poskytuje hranol před CCD exoplanety fotometrii ve 3 různých barvách, což umožňuje odmítnout kandidáty planet, které mají ve třech kanálech různé hloubky tranzitu, což je chování typické pro binární hvězdy. Tyto testy umožňují zahodit 83% kandidátských detekcí, zatímco zbývajících 17% je vyšetřeno sledováním fotometrickou a radiální rychlostí ze sítě teleskopů po celém světě. Fotometrická pozorování, nutná k vyloučení případné kontaminace zředěnou zákrytovou dvojhvězdou v těsné blízkosti cíle, se provádí na několika přístrojích třídy 1 m, ale také využívá 2 m teleskop Tautenburg v Německu a 3,6 m CFHT/ Megacam na Havaji. Sledování radiální rychlosti umožňuje odhodit dvojhvězdy nebo dokonce vícehvězdný systém a při dostatku pozorování poskytnout hmotnost nalezených exoplanet. Sledování radiální rychlosti se provádí pomocí vysoce přesných spektrografů , konkrétně SOPHIE , HARPS a HIRES . Jakmile je stanovena planetární povaha kandidáta, je na hostitelské hvězdě provedena spektroskopie s vysokým rozlišením , aby bylo možné přesně určit hvězdné parametry, ze kterých lze odvodit další charakteristiky exoplanety. Taková práce se provádí pomocí dalekohledů s velkou aperturou, jako je spektrograf UVES nebo HIRES .

Zajímavé tranzitující planety by mohly být dále sledovány infračerveným Spitzerovým vesmírným teleskopem , aby poskytly nezávislé potvrzení na jiné vlnové délce a případně detekovaly odražené světlo z planety nebo atmosférických kompozic. Spitzer již pozoroval CoRoT-7b a CoRoT-9b .

Byly publikovány příspěvky prezentující výsledky následných operací planetárních kandidátů v polích IRa01, LRc01, LRa01, SRc01. V dubnu 2019 byl zveřejněn souhrn výsledků hledání exoplanet, přičemž bylo potvrzeno 37 planet a hnědých trpaslíků a dalších sto planetních kandidátů je ještě třeba ověřit. Slabost cílové hvězdy nebo její vlastnosti, jako je vysoká rychlost otáčení nebo silná hvězdná aktivita, někdy neumožňují jednoznačně určit povahu nebo hmotnost planetárního kandidáta.

Objevy

Asteroseismologie a hvězdná fyzika

Hvězdy vibrují podle mnoha různých pulzačních režimů stejným způsobem, jakým hudební nástroje vydávají různé zvuky. Poslech vzduchu na kytaru nezanechává pochybnosti o povaze nástroje a zkušený hudebník může dokonce odvodit materiál a napětí šňůr. Podobně jsou hvězdné pulzační režimy charakteristické pro globální hvězdné vlastnosti a pro vnitřní fyzikální podmínky. Analýza těchto režimů je tedy způsobem sondování hvězdných interiérů k odvození hvězdného chemického složení, rotačních profilů a vnitřních fyzikálních vlastností, jako jsou teploty a hustoty. Asteroseismologie je věda, která studuje vibrační režimy hvězdy. Každý z těchto režimů může být matematicky reprezentován sférickou harmonickou stupně l a azimutálního řádu m. Níže je uvedeno několik příkladů s barevným schématem, ve kterém modrá (červená) označuje smršťování (roztahování) materiálu. Amplitudy pulzace jsou velmi přehnané.

Několik příkladů hvězdných vibračních režimů

l = 1, m = 0

l = 2, m = 0

l = 2, m = 1

l = 4, m = 2

Když se tato věda aplikuje na Slunce, říká se jí helioseismologie a probíhá už několik desetiletí. Hojnost slunečního povrchu helia byla poprvé odvozena velmi přesně, což rozhodně ukázalo důležitost mikroskopické difúze ve sluneční struktuře. Helioseismologické analýzy také odhalily vnitřní rotační profil slunečního záření, přesný rozsah konvekční obálky a umístění ionizační zóny helia. Navzdory obrovským technickým výzvám bylo lákavé aplikovat podobné analýzy na hvězdy. Ze země to bylo možné pouze u hvězd blízko Slunce, jako jsou α Centauri, Procyon, β Virginis ... Cílem je detekovat extrémně malé světelné variace (až 1 ppm) a extrahovat frekvence zodpovědné za tyto fluktuace jasu . To vytváří frekvenční spektrum typické pro hvězdu pod drobnohledem. Doba oscilace se pohybuje od několika minut do několika hodin v závislosti na typu hvězdy a jejím evolučním stavu. K dosažení takovýchto výkonů je zapotřebí dlouhá doba pozorování bez střídání den/noc. Prostor je tedy ideální asteroseismickou laboratoří. Odhalením jejich mikrovariability a měřením jejich oscilací na úrovni ppm poskytl CoRoT novou vizi hvězd, jaké dosud nebylo dosaženo žádným pozemským pozorováním.

Trpasličí a obří hvězdy pozorované CoRoT v polích sismo a exo s několika dalšími hvězdami pozorovanými ze země. Z práce členů týmu CoRoT

Na začátku mise byli dva ze čtyř CCD přiděleni k asteroseismickému pozorování jasných hvězd (zdánlivá velikost 6 až 9) v takzvaném seismo poli, zatímco ostatní CCD byly vyhrazeny pro lov exoplanet v takzvaném exo poli . I když s nižším poměrem signálu k šumu byla zajímavá věda o hvězdách získána také z dat kanálu exoplanet, kde sonda zaznamenává několik tisíc světelných křivek z každého pozorovaného pole. Hvězdná aktivita, rotační periody, vývoj hvězdných skvrn , interakce hvězda -planeta , více hvězdných systémů jsou kromě hlavního asteroseismického programu také pěknými doplňky. Ukázalo se, že toto exo pole má také nevyčíslitelné bohatství na asteroseismické objevy. Během prvních šesti let své mise CoRoT pozoroval asi 150 jasných hvězd v seismo poli a více než 150 000 slabých hvězd v exo poli . Obrázek ukazuje, kde se většina z nich nachází v Hertzsprung -Russellově diagramu spolu s některými dalšími pozorovanými ze země.

Objevů bylo mnoho. Citujme první detekci slunečních oscilací u hvězd jiných než Slunce, první detekci neradiových oscilací u rudých obřích hvězd, detekci oscilací podobných slunci u hmotných hvězd  · , objev stovek frekvencí v Hvězdy δ Scuti , velkolepý časový vývoj frekvenčního spektra hvězdy Be (emisní linie B) během výbuchu, první detekce odchylky od konstantního časového odstupu v gravitačních režimech u hvězdy SPB (pomalu pulzující B). Interpretace těchto výsledků otevřela nové obzory v naší vizi hvězd a galaxií. V říjnu 2009 byla mise CoRoT předmětem speciálního vydání Astronomy and Astrophysics , věnovaného prvotním výsledkům sondy. Níže je uvedeno několik příkladů průlomových příspěvků k hvězdné astrofyzice na základě údajů CoRoT:

Rozšíření chemicky smíšené zóny u hvězd hlavní posloupnosti

Nad konvekčním jádrem, kde je míchání chemikálií okamžité a účinné, mohou být některé vrstvy ovlivněny částečným nebo úplným mícháním během fáze hlavní sekvence vývoje. Rozsah této extra smíšené zóny a účinnost míchání je však obtížné posoudit. Toto dodatečné míchání má velmi důležité důsledky, protože zahrnuje delší časová měřítka pro fáze hoření jader a může zejména ovlivnit hodnotu hvězdné hmoty při přechodu mezi těmi hvězdami, které končí svůj život jako bílí trpaslíci, a těmi, které čelí závěrečnému výbuchu supernovy . Dopad na chemický vývoj galaxie je zřejmý. Fyzikální důvody tohoto mimořádného míchání jsou různé, buď míchání vyvolané vnitřní rotací, nebo míchání vyplývající z konvekčních bublin překračujících hranici konvekčního jádra, aby se dostaly do radiační zóny, kde nakonec ztratí svou identitu (přestřelení), nebo dokonce některé jiné špatně známé procesy.

1. Hvězdy podobné Slunci: Hvězda podobná Slunci HD 49933 je ilustrací tohoto problému s mimořádným mícháním. Jeho konvekční obal je zodpovědný za přítomnost slunečních oscilací . Srovnání pozorovaného frekvenčního spektra se spektrem získaným z teoretických modelů 1,19 M _ʘ vypočítaných s přídavným mícháním a bez něj jasně vylučuje model bez dalšího míchání.
2. Sub-obří hvězdy: Takové dodatečné míchání také ovlivňuje strukturu více vyvinutých sub-obřích hvězd, protože se zvětšuje hmotnostní rozšíření jádra helia vytvořeného během jádrového spalování vodíku. Sub-obří hvězda HD 49385 s 1,3 M _ʘ byla podrobena zkoumání CoRoT, a přestože nebyla zcela průkazná, byla do modelování takových hvězd přinesena nová omezení.
3. Hvězdy SPB: Hmotnější hvězdy SPB (pomalu pulzující B) ukazují frekvenční spektrum, kterému dominují gravitační režimy vysokého řádu buzené mechanismem κ při práci ve vrstvách, kde ionizace iontů prvků skupiny železa vytváří vrchol opacity. V takových hvězdách je konvekční jádro obklopeno oblastí různého chemického složení, takzvanou μ-gradientní oblastí, která je ponechána postupným stahováním konvekčního jádra, když se vodík transformuje na helium. Tato oblast je poměrně tenká a představuje ostrou přechodovou oblast, která ve frekvenčním spektru gravitačních režimů vyvolává velmi jemný podpis. Místo konstantního odstupu period nalezeného v homogenním hvězdném modelu se u modelů ovlivněných ostrou přechodovou oblastí očekávají periodické odchylky od této konstantní hodnoty. Období odchylek navíc přímo souvisí s přesným umístěním ostrého přechodu. Tento jev byl detekován u dvou hybridních hvězd B (zobrazujících současně akustické režimy β Cephei a gravitační SPB): (1) HD 50230, kde je při modelování jasně vyžadováno extra míchání s poněkud hladkým tvarem a (2) HD 43317.

Struktura povrchových hvězdných vrstev

1. Přechodové vrstvy ve hvězdných obalech: Přechodové vrstvy, jako je ionizační oblast helia nebo spodní hranice konvekční obálky v nízkohmotných a červených obřích hvězdách, také ovlivňují frekvenční spektra. Ve struktuře postrádající takovéto nespojitosti se akustické režimy vysokého řádu řídí některými zákonitostmi v jejich frekvenčním rozložení (velké frekvenční oddělení, druhý rozdíl ...). Přechodové zóny zavádějí periodické odchylky s ohledem na tyto zákonitosti a periody odchylek přímo souvisejí s přesným umístěním přechodových zón. Tyto odchylky byly předpovězeny teorií a byly poprvé pozorovány na Slunci. Díky CoRoT byly také detekovány ve sluneční hvězdě HD 49933 a také v červené obří hvězdě HD 181907. V obou případech bylo možné přesně odvodit polohu ionizační zóny helia.
2. Amplitudy a šířky čar ve spektrech slunečních oscilací: Jedním z hlavních úspěchů vesmírné mise CoRoT byla rozhodně detekce slunečních oscilací ve hvězdách o něco teplejších než Slunce. Jak bylo dříve provedeno pro Slunce, měření amplitud a šířek čar v jejich frekvenčních spektrech vedlo k novým omezením při modelování stochastických buzení akustických režimů turbulentní konvekcí. Frekvenční spektrum HD 49933 bylo konfrontováno se stochastickým excitačním modelem vyvinutým Samadi et al. Kromě vysokých frekvencí lze dosáhnout dobré shody přijetím metaličnosti desetkrát menší než solární metallicity. Naopak u sluneční hodnoty mohou neshody v amplitudách dosáhnout faktoru 2 při nízkých frekvencích.
3. Granulace: Přítomnost granulace byla detekována ve frekvenčním spektru HD 49933. Analýzy byly provedeny s 3D hydrodynamickými modelovými atmosférami vypočtenými na sluneční a desetkrát menší než solární metality. I zde se ukazuje, že model s nejnižší kovovostí je bližší pozorování, i když stále přetrvávají značné neshody.

Červení obři a chemický vývoj naší galaxie

Po vyčerpání vodíku v jádru se celková hvězdná struktura drasticky mění. Spalování vodíku nyní probíhá v úzké skořápce obklopující nově zpracované jádro hélia. Zatímco jádro hélia se rychle smršťuje a zahřívá, vrstvy nad pláštěm spalujícím vodík procházejí důležitou expanzí a ochlazováním. Hvězda se stává červeným obrem, jehož poloměr a svítivost se časem zvětšují. Tyto hvězdy jsou nyní umístěny na tzv červeného obra větve z Hertzsprung-Russell diagram ; běžně se jim říká hvězdy RGB . Jakmile jejich centrální teplota dosáhne 100 10 ⁶ K, začne v jádru hořet helium. U hvězdných hmot menších než asi 2 M _ʘ probíhá toto nové spalování ve vysoce degenerované hmotě a probíhá zábleskem hélia . Opětovné nastavení po záblesku přivede červeného obra do takzvaného červeného shluku (RC) v Hertzsprung-Russellově diagramu.

Histogramy populace syntetického červeného obra (červeně) a populace červeného obra CoRoT (oranžově). Od Andrea Miglio a spolupracovníků

3D mapa naší galaxie ze seismických dat červených obrů pozorovaných CoRoT. Od Andrea Miglio a spolupracovníků

Ať už RGB nebo RC, všechny tyto hvězdy mají rozšířenou konvekční obálku příznivou pro buzení oscilací podobných slunci. Velkým úspěchem CoRoT bylo objevení radiálních a dlouhověkých neradiálních oscilací v tisících červených obrů v exo poli. Pro každý z nich bylo možné měřit frekvenci při maximálním výkonu ν _max ve frekvenčním spektru a také velkou frekvenční separaci mezi po sobě jdoucími režimy Δν, definující jakýsi individuální seismický pas.

1. Populace rudého obra v naší galaxii: Představení těchto seismických podpisů spolu s odhadem efektivní teploty v zákonech škálování vztahujících se ke globálním hvězdným vlastnostem, gravitacím (seismickým gravitacím), hmotám a poloměrům lze odhadnout a svítivosti a vzdálenosti okamžitě sledujte ty tisíce rudých obrů. Poté bylo možné nakreslit histogramy a při srovnání těchto histogramů CoRoT s teoretickými získanými z teoretických syntetických populací červených obrů v naší galaxii vyšel naprosto neočekávaný a velkolepý výsledek. Takové teoretické populace byly vypočítány z modelů hvězdné evoluce s přijetím různých hypotéz k popisu postupných generací hvězd v průběhu časového vývoje naší galaxie. Andrea Miglio a spolupracovníci si všimli, že oba typy histogramů na sebe navzájem plivají, jak je vidět na obrázku histogramu. Navíc přidáním znalostí o vzdálenostech těchto tisíců hvězd k jejich galaktickým souřadnicím byla nakreslena 3D mapa naší galaxie. To je znázorněno na obrázku, kde se různé barvy vztahují k různým běhům CoRoT a Keplerovým pozorováním (zelené body).
2. Vztah stáří a metalicity v naší galaxii: Věk červeného obra úzce souvisí s jeho bývalou životností hlavní sekvence, která je zase dána jeho hmotností a kovovostí. Znát hmotnost rudého obra znamená znát jeho věk. Je -li známa metallicity, nejistota ve věku nepřesahuje 15%! Pozorovací mise, jako je APOGEE (Apache Point Observatoty Galactic Evolution Environment), jejichž cílem je změřit metalízu pro 100 000 červených obrů v naší galaxii, GALAH (Galactic Archaeology with HERMES) a GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), by samozřejmě mohly mít značný prospěch z tyto seismické gravitace s konečným výstupem pro stanovení vztahu stáří a kovovosti v naší galaxii. Asteroseismologie překročila práh struktury a chemického vývoje naší galaxie.
3. Seizmické podpisy a rozšíření smíšených zón během centrálního spalování vodíku a helia: Ještě větší kontrola při analýze frekvenčních spekter CoRoT a Kepler červených obrů přinesla nové důležité objevy. Malé a jemné rozdíly v seismických signaturách nám umožňují odlišit RGB od RC hvězd bez ohledu na jejich podobné svítivosti. To je nyní teoreticky potvrzeno díky propracovanému modelování červeného obra. Očekává se, že zejména smysluplné budou časové intervaly režimů ovládaných gravitací. Jejich detekce pro velký počet červených obrů by nám mohla poskytnout vodítka ke stanovení rozsahu extra-smíšené oblasti nad konvekčním jádrem během spalování vodíku v jádru, ale také rozsahu extra-smíšené oblasti během spalování jádra helia, oba procesy míchání být apriori naprosto nesouvisející.

Masivní hvězdy

Masivní proměnné hvězdy s hlavní sekvencí mají frekvenční spektra ovládaná akustickými režimy buzenými mechanismem κ při práci ve vrstvách, kde částečná ionizace prvků skupiny železa vytváří vrchol v neprůhlednosti. Navíc nejpokročilejší z těchto hvězd nabízí smíšené režimy, tj. Režimy s znakem g v hlubokých vrstvách a znakem p v obálce. Spalování vodíku probíhá v konvekčním jádru obklopeném oblastí s různým chemickým složením a obálkou převážně radiační s výjimkou drobných konvekčních vrstev souvisejících s částečnou ionizací prvků helia a/nebo skupiny železa. Stejně jako u hvězd s nižší hmotností je rozsah plně nebo částečně smíšené oblasti umístěné těsně nad konvekčním jádrem (extra-smíšená zóna) jednou z hlavních nejistot ovlivňujících teoretické modelování.

1. Hvězdy β Cephei: Seismické analýzy hvězd β Cephei ukazují, že není zřejmé odvození rozsahu této mimořádně smíšené zóny jedna ku jedné. Zdá se, že k modelování θ Ophiuchi je vyžadován poměrně velký rozsah, zatímco pro HD 129929, pro β Canis Majoris, pro δ Ceti a pro 12 Lacertae je upřednostňován mnohem menší. Tato extra smíšená zóna mohla dokonce chybět ve struktuře V1449 Aquilae (HD 180642) a ν Eridani. Bylo by velmi zajímavé stanovit vztah mezi rozsahem této zóny a rychlostí otáčení a/nebo magnetickým polem hvězdy. Seismická analýza V2052 Ophiuchi ukazuje, že tato hvězda, i když se rychle otáčí, což by upřednostňovalo extra mixování, mohla být bez takové oblasti. Magnetické pole detekované v této hvězdě by mohlo být důvodem tohoto nedostatečného míchání.
2. Buďte hvězdy: Hvězdy typu Late Be HD 181231 a HD 175869 jsou velmi rychlé rotátory, asi 20krát rychlejší než Slunce. Zdá se, že jejich seismická analýza vyžaduje centrálně smíšenou zónu asi o 20% větší, než se očekává pouze od konvekce. Další hvězda Be, HD 49330, měla v záloze velmi vzrušující překvapení. Pozorováno společností CoRoT během výbuchu hmoty směrem k jejímu kolemhvězdnému disku, který je pro takové hvězdy typický, došlo k drastickým změnám jeho frekvenčního spektra. Spektrum, kterému nejprve dominovaly akustické režimy, ukazovalo vzhled gravitačních režimů s amplitudami přesně v souladu s výbuchem. Takové spojení mezi povahou vzrušených režimů a dynamickým jevem je samozřejmě zlatým dolem v našem hledání vnitřní struktury hvězd Be.
3. O hvězdy: CoRoT pozorovala spoustu O hvězd. Zdá se, že mezi nimi HD 46150 a HD 46223 (členové galaktické kupy NGC 2264) a HD 46966 (člen asociace OB Mon OB2) pulzují, což je v souladu s hvězdným modelováním hvězd s podobnými globálními parametry. Frekvenční spektrum Plaskettovy hvězdy HD 47129 naopak vykazuje vrchol se šesti harmonickými ve frekvenčním rozsahu očekávaném od teoretického modelování.

Dalším nečekaným objevem CoRoT byla přítomnost oscilací podobných slunci v hmotných hvězdách. Malý konvekční obal související s vrcholem opacity vyplývajícím z ionizace prvků skupiny železa při asi 200 000 K (vrchol opacity železa) by skutečně mohl být zodpovědný za stochastické buzení akustických režimů, jaké byly pozorovány v našem Slunci.

Frekvence v závislosti na čase pro režim podobný slunci (nahoře) a režim beta Cephei (dole) v Chimerě. Od Kevina Belkacema, Frédérica Baudina a spolupracovníků

1. V1449 Aquilae (HD 180642): Tento cíl CoRoT je hvězda β Cephei, jejíž frekvenční spektrum odhaluje akustické režimy s vysokou frekvencí a velmi malou amplitudou. Pečlivá analýza ukázala, že šlo o sluneční oscilace buzené turbulentními bublinami pocházejícími z této vrcholné zóny konvekční opacity železa nebo dokonce z konvekčního jádra. Toto je skutečně zásadní objev, protože to bylo poprvé, kdy pulzace buzené mechanismem κ působícím v zóně píku opacity železa byly přítomny vedle sebe ve stejné hvězdě s pulzacemi stochasticky buzenými touto úplně stejnou zónou. To je důvod, proč Kevin Belkacem, hlavní objevitel těchto slunečních oscilací ve V1449 Aquilae, přidal k této hvězdě β Cephei nový křestní list a pojmenoval ji Chimera . Obrázek ukazuje chování frekvence v závislosti na čase pro dva režimy ve frekvenčním spektru Chimery, solární režim (nahoře) a režim β Cephei (dole). Stochastická povaha režimu podobného slunečnímu záření se projevuje nestabilitou jeho frekvence v průběhu času a šířením frekvence na několika μHz. Kontrast se stabilitou frekvence a úzkým frekvenčním rozsahem režimu β Cephei je pozoruhodný.
2. HD 46149: Později byly sluneční oscilace dokonce objeveny v hmotnějším členu hvězdy O binární soustavy HD 46149. Omezení vyplývající z binární povahy systému spojená se seismickými omezeními vedla ke stanovení orbitálních parametrů systému stejně jako ke globálním vlastnostem svých členů.

Otevřený cluster NGC 2264

Během 23denního pozorovacího běhu v březnu 2008 CoRoT pozoroval 636 členů mladého otevřeného klastru NGC 2264 . Takzvaný shluk vánočních stromků se nachází v souhvězdí Monoceros relativně blízko nás ve vzdálenosti asi 1800 světelných let. Jeho věk se odhaduje na 3 až 8 milionů let. V tak mladém věku je hvězdokupa ideálním cílem pro zkoumání mnoha různých vědeckých otázek spojených s tvorbou hvězd a ranou hvězdnou evolucí. Data CoRoT hvězd v NGC 2264 nám umožňují studovat interakci nedávno vzniklých hvězd s jejich okolní hmotou, rotaci a aktivitu členů kupy a také jejich distribuci, interiéry mladých hvězd pomocí asteroseismologie a planetární a hvězdné zatmění .

Hvězdná zrození a dětství hvězd nám zůstávají většinou skryta v optickém světle, protože rané hvězdy jsou hluboce zasazeny do hustého molekulárního mraku, ze kterého se rodí. Pozorování v infračerveném nebo rentgenovém záření nám umožňuje podívat se hlouběji do oblaku a dozvědět se více o těchto nejranějších fázích hvězdné evoluce. V prosinci 2011 a lednu 2012 byla proto CoRoT součástí velké mezinárodní pozorovací kampaně zahrnující čtyři vesmírné teleskopy a několik pozemních observatoří. Všechny přístroje pozorovaly přibližně 4000 hvězd v mladé kupě NGC 2264 současně po dobu přibližně jednoho měsíce na různých vlnových délkách. Kanadská vesmírná mise MOST zaměřila v optickém světle nejjasnější hvězdy v kupě, zatímco CoRoT pozoroval slabší členy. MOST a CoRoT pozorovaly NGC 2264 nepřetržitě po dobu 39 dnů. Satelity NASA Spitzer a Chandra měřily současně hvězdy v infračervené oblasti (po dobu 30 dnů) a rentgenových doménách (po dobu 300 kilosekund). Pozemní pozorování byla prováděna současně, například pomocí dalekohledu ESO Very Large Telescope v Chile, kanadsko-francouzsko-havajského dalekohledu na Havaji, McDonald Observatory v Texasu nebo observatoře Calar Alto ve Španělsku.

Pozorování CoRoT vedla k objevu asi tuctu pulzujících hvězd hlavní sekvence (PMS) δ Scuti a potvrzení existence pulzací γ Doradus ve hvězdách PMS. U členů NGC 2264 byla také potvrzena přítomnost hybridních pulzací δ Scuti/γ Doradus. Pozorování CoRoT zahrnovala také dobře známé pulzátory před hlavní sekvencí, V 588 Mon a V 589 Mon, což byli první objevení členové této skupiny hvězd. Přesnost dosažená světelnými křivkami CoRoT také odhalila důležitou roli granulace u hvězd před hlavní sekvencí.

Zkoumání hvězd T Tauri a jejich interakce s jejich kolemhvězdnou hmotou pomocí dat CoRoT odhalilo existenci nové třídy, objektů typu AA Tauri . Před pozorováním CoRoT bylo známo, že hvězdy T Tauri buď vykazují sinusové světelné variace způsobené skvrnami na hvězdném povrchu, nebo zcela nepravidelnou variabilitu, která je způsobena plynovými a prachovými disky obklopujícími mladé hvězdy. Objekty typu AA Tauri vykazují periodicky se vyskytující minima, která se liší hloubkou a šířkou, a proto jsou polopravidelnými proměnnými. S pozorováním CoRoT by mohla být stanovena tato třída objektů. Vzrušující pohledy na nejranější fáze hvězdné evoluce pocházejí také ze srovnání variability přítomné v optickém světle s variabilitou v infračerveném a rentgenovém režimu.

Binární systémy

CoRoT pozoroval velký počet binárních systémů s neradiálně pulzujícími členy. Některé z nich, které zastiňovaly binární soubory se členy typu γ Doradus , byly objeveny během běhů CoRoT. Fenomén zatmění hraje klíčovou roli, protože globální parametry mohou bezprostředně následovat a přinášejí do seizmického modelování kromě seismických i neocenitelná omezení.

1. AU Monocerotis : Tento polovičatý binární systém obsahuje hvězdu Be, která interaguje se svým společníkem z G hvězdy. Jeho pozorování pomocí CoRoT poskytlo extrémně kvalitní světelnou křivku. Globální parametry by pak mohly být vylepšeny a byly odvozeny nové efemeridy pro orbitální pohyb i pro další dlouhodobé variace. Zdá se, že tato dlouhá periodická variace pochází z periodického zeslabení světla cirkumstelárním prachem.
   

   Světelná křivka HD 174884. Horní panel zobrazuje plnou světelnou křivku. Druhý panel je výbuch, kde jsou viditelná malá sekundární minima (jejich hloubka je 1% hlubšího minima). Třetí panel zobrazuje projekci na rovinu oblohy (tj. Jak vidíme systém) v různých fázích. Od Carly Maceroni a binárního týmu CoRoT
2. HD 174884 : Tidally indukované pulzace byly detekovány ve vysoké excentricitě (e = 0,29) a krátkodobém binárním systému HD 174884 sestávajícím ze dvou hvězd B. Horní panel obrázku ukazuje plnou světelnou křivku systému. Na druhém panelu jsou vidět malá sekundární zatmění s hloubkou asi 1% hloubky primárního zatmění. Ve skutečnosti je systém tvořen hvězdami podobné hmotnosti, velikosti a teploty. Pokud by byla oběžná dráha kruhová, zatmění by měla podobnou hloubku. Dráha je však velmi excentrická a její orientace v prostoru vůči nám je taková, že k sekundárnímu zatmění dochází, když jsou hvězdy ve větší vzdálenosti než při primárním zatmění. Třetí panel obrázku ukazuje projekci na rovinu oblohy (tj. Soustavu, jak ji vidíme) v různých oběžných fázích.
3. CoRoT 102918586 (alias CoRoT Sol 1 ): Relativně jasný zatměnící systém CoRoT 102918586 je dvojvrstvý spektroskopický binární systém, pozorovaný CoRoT, který odhalil jasný důkaz pulzací typu y y Doradus. Kromě fotometrie CoRoT bylo provedeno spektroskopické sledování, které poskytlo křivky radiální rychlosti, efektivní teploty složek, kovovost a předpokládané rotační rychlosti přímky. Zatmění binární světelné křivky v kombinaci se spektroskopickými výsledky poskytlo fyzikální parametry systému s přesností 1–2%, zatímco srovnání s evolučními modely vedlo k omezení stáří systému. Po odečtení nejlépe padnoucího zákrytového binárního modelu byly zbytky analyzovány za účelem stanovení vlastností pulzace. Primární hvězda pulzuje s typickými kmitočty γ Dor a ukazuje rozteč period konzistentní s režimy g vysokého řádu g stupně l = 1.
4. HR 6902 : Binární systém ζ Aurigae HR 6902 obsahující červeného obra a hvězdu B byl pozorován pomocí CoRoT během dvou běhů, což nám umožnilo plně pokrýt primární i sekundární zatmění. Tento systém je v současné době analyzován s konečným cílem přinést nová omezení zejména do vnitřní struktury červeného obra.
5. Binární soustava s nízkou hmotností : Jeden z binárních systémů pozorovaných pomocí CoRoT je zvláště zajímavý, protože méně hmotná složka je hvězda pozdní M 0,23 M _⊙ s odhadovanou efektivní teplotou asi 3000 K. Primární složkou je 1,5 M _⊙ hvězda MS hvězda.
6. Efekt paprsku v binárním systému: Binární systém pozorovaný CoRoT ukázal variace zatmění, které byly interpretovány jako efekt paprsku (také nazývaný Dopplerova podpora). Tento efekt vyplývá ze změny jasu zdroje blížícího se nebo vzdalujícího se od pozorovatele s amplitudou úměrnou radiální rychlosti dělenou rychlostí světla. Periodická změna rychlosti obíhající hvězdy tedy způsobí periodickou změnu paprsku ve světelné křivce. Takový účinek může potvrdit binární povahu systému i bez detekovatelných zatmění nebo tranzitů. Jednou z hlavních výhod efektu paprsků je možnost určit radiální rychlost přímo ze světelné křivky, ale jsou vyžadovány velmi odlišné svítivosti binárních složek a jedinou křivku radiální rychlosti lze získat pouze jako v binárním systému SB1. Variace mimo zatmění byly modelovány pomocí algoritmu BEER (Beaming Ellipsoidal Reflection).

Exoplanety

Dva lovci planet zaútočili na observatoř La Silla .

Aby CoRoT našel další sluneční planety, používá metodu detekce tranzitů. Primární tranzit je zakrytí zlomku světla z hvězdy, když mezi hvězdou a pozorovatelem prochází nebeský objekt, například planeta. Jeho detekce je umožněna citlivostí CCD na velmi malé změny světelného toku. Corot je schopen detekovat změny jasu přibližně 1/10 000. Vědci tak mohou doufat, že pomocí této metody, třídy planety zvané Super-Země, najdou planety o velikosti přibližně 2krát větší než Země; detekce Corot-7b, jehož poloměr je 1,7krát větší než na Zemi, ukázala, že tyto předpovědi byly správné. CoRoT trvá expozici 32 sekund, každých 32 sekund, ale obraz není plně přenesen na Zemi, protože tok dat by byl příliš velký. Palubní počítač provádí důležitou práci při redukci dat: pole kolem každé cílové hvězdy, dříve vybrané týmem exoplanet, je definováno na určitém počtu pixelů popsaných konkrétní maskou, poté se provede součet všech pixelů v masce a před odesláním této informace na zem se přidá několik expozic (obvykle 16, což odpovídá integrační době asi 8 minut). U některých hvězd, které jsou považovány za zvláště zajímavé, jsou data o každé expozici přenášena každých 32 sekund. Takové vzorkování 32 s nebo 512 s je vhodné pro detekci planetárního tranzitu, který trvá od necelé hodiny do několika hodin. Charakteristickým rysem této metody je, že vyžaduje detekovat alespoň tři po sobě jdoucí tranzity oddělené dvěma stejnými časovými intervaly, než je možné považovat cíl za vážného kandidáta. Planeta oběžné doby T by měla být pozorována alespoň v časovém intervalu mezi 2 T a 3 T, aby měla šanci detekovat tři tranzity. Vzdálenost planety ke hvězdě (který je charakterizován v semi-hlavní osy eliptické dráhy), je spojeno s jeho oběžné doby podle druhého zákona Kepler / Newton ³ = T ² M _hvězdy , za použití v tomto pořadí jako jednotky pro a , M a T : vzdálenost Země od Slunce (150 milionů km), hmotnost Slunce, oběžná doba Země (1 rok); to znamená, že pokud je například doba pozorování kratší než rok, oběžné dráhy detekovatelných planet budou výrazně menší než oběžné dráhy Země. Pro CoRoT tedy díky maximální délce 6 měsíců pozorování pro každé hvězdné pole lze detekovat pouze planety blíže ke svým hvězdám než 0,3 astronomických jednotek (menší než vzdálenost mezi Sluncem a Merkurem), obecně tedy ne v takzvaná obyvatelná zóna. Mise Kepler (NASA) nepřetržitě pozorovala stejné pole po mnoho let, a proto měla schopnost detekovat planety velikosti Země umístěné dále od jejich hvězd.

Mírný počet exoplanet objevených společností CoRoT (34 během 6 let provozu) je vysvětlen skutečností, že pozemské teleskopy by měly bezpodmínečně poskytnout potvrzení před jakýmkoli oznámením. V drtivé většině případů detekce několika tranzitů neznamená detekci planety, ale spíše binárního hvězdného systému, buď takového, který odpovídá pasivnímu zakrytí hvězdy druhým, nebo že systém je dostatečně blízko k jasné hvězdě (cíl CoRoT) a účinek tranzitu je zředěn světlem této hvězdy; v obou případech je pokles jasu dostatečně nízký, aby byl kompatibilní s planetou procházející před hvězdným diskem. Abychom tyto případy odstranili, provádíme pozorování ze země pomocí dvou metod: spektroskopie radiální rychlosti a zobrazovací fotometrie s CCD kamerou. V prvním případě je hmotnost binárních hvězd detekována okamžitě a ve druhém případě lze očekávat, že v poli identifikujeme binární systém poblíž cílové hvězdy odpovědné za výstrahu: relativní pokles jasu bude větší než ten viděný CoRoT, který přidává veškeré světlo do masky definující pole měření. V důsledku toho se vědecký tým exoplanety CoRoT rozhodl zveřejnit pouze potvrzené a plně charakterizované planety, nikoli jednoduché seznamy kandidátů. Tato strategie, odlišná od té, kterou sleduje mise Kepler , kde jsou kandidáti pravidelně aktualizováni a zpřístupňováni veřejnosti, je poměrně zdlouhavá. Na druhé straně tento přístup také zvyšuje vědeckou návratnost mise, protože soubor publikovaných objevů CoRoT představuje jedny z nejlepších dosud provedených exoplanetárních studií.

Časová osa planetárních objevů

CoRoT objevil své první dvě planety v roce 2007: horké Jupitery CoRoT-1b a CoRoT-2b . Ve stejném roce byly publikovány výsledky o asteroseismologii .

V květnu 2008 byly ESA oznámeny dvě nové exoplanety velikosti Jupiteru , CoRoT-4b a CoRoT-5b , a také neznámý masivní nebeský objekt CoRoT-3b .

V únoru 2009, během prvního sympozia CoRoT, byla vyhlášena superzemská CoRoT-7b , což byla v té době nejmenší exoplaneta, u které byl potvrzen její průměr, na 1,58 průměru Země. Na sympoziu byly také oznámeny objevy druhé netranzitní planety ve stejném systému, CoRoT-7c , a nového Hot Jupiteru, CoRoT-6b .

V březnu 2010 byl oznámen CoRoT-9b . Je to planeta s dlouhým obdobím (95,3 dne) na oběžné dráze blízké oběžné dráze Merkuru.

V červnu 2010 tým CoRoT oznámil šest nových planet, CoRoT-8b , CoRoT-10b , CoRoT-11b , CoRoT-12b , CoRoT-13b , CoRoT-14b a hnědého trpaslíka , CoRoT-15b . Všechny oznámené planety mají velikost Jupitera, kromě CoRoT-8b , který se zdá být poněkud mezi Saturnem a Neptunem . Sonda byla také schopna předběžně detekovat odražené světlo na optických vlnových délkách HD46375 b , netranzitní planety.

V červnu 2011 během druhého sympozia CoRoT sonda přidala do katalogu Exoplanet deset nových objektů: CoRoT-16b , CoRoT-17b , CoRoT-18b , CoRoT-19b , CoRoT-20b , CoRoT-21b , CoRoT-22b , CoRoT -23b , CoRoT-24b , CoRoT-24c .

V listopadu 2011 bylo pro potvrzení prověřeno dalších 600 dalších kandidátských exoplanet.

Hlavní výsledky

Mezi detekovanými exoplanety CoRoT lze zvýraznit podmnožinu s nejoriginálnějšími funkcemi:

• CoRot-1b, první planeta detekovaná pomocí CoRoT, je horký Jupiter. Podle další analýzy se CoRoT-1b stal první exoplanetou, u které bylo detekováno jeho sekundární zatmění v optice, díky vysoce přesné světelné křivce dodávané společností CoRoT.
• CoRoT-3b, s hmotností 22 M _Jup , se zdá být „něco mezi hnědým trpaslíkem a planetou“. Podle definice planety navržené majiteli databáze exoplanet.eu o tři roky později je CoRoT-3b , který je méně hmotný než 25 hmotností Jupiteru, klasifikován jako exoplaneta. V příspěvku ze srpna 2010 CoRoT detekoval elipsoidní a relativistické efekty paprsků ve světelné křivce CoRoT-3 .
• CoRot-7b, s poloměrem 1,7 R _Země a hmotností 7,3 M _Země , byla první potvrzenou skalnatou planetou, jejíž hustota a složení se blíží Zemi.
  

  Umělecký dojem z CoRoT-7b, první skalnaté super Země, která byla kdy objevena, díky dobrému odhadu její velikosti a hmotnosti, a tedy i hustoty. Na obrázku je lávový oceán, který musí existovat na polokouli, která je obrácena k hvězdě. Autor: Fabien Catalano
  Jeho oběžná doba (tj. Místní rok) je velmi krátká, protože trvá pouhých 20,5 hodiny; protože planeta je velmi blízko své hvězdě (téměř hvězda slunečního typu), je její oběžná dráha pouhých 6 hvězdných poloměrů. Vzhledem k tomu, že planeta musí být v synchronním otáčení se svým orbitálním pohybem kvůli obrovským přílivovým silám, kterým prochází, vždy představuje stejnou polokouli ke hvězdě: v důsledku toho obě hemisféry, osvícené a temné, vykazují extrémní kontrast teplota (2200K vs 50K) a obrovský oceán lávy musí zabírat velkou část horké strany. Kontinent vody a ledů oxidu dusičitého pravděpodobně zaujímá temnou stránku. CoRoT-7b byl také prvním případem systému objeveného CoRoT, se dvěma super-zeměmi, jedna v transitu a druhá ne; měření radiální rychlosti skutečně vedlo k objevu CoRoT-7c, planety 8,4 M _Země a období 3,79 dne. Třetí planeta je dokonce podezřelá.
• CoRoT-8b, planeta stejné třídy jako Neptun, o hmotnosti 0,22 M _Jup ;
• CoRoT-9b, první planeta, která si vysloužila epiteton mírné planety. S 80% hmotnosti Jupitera a oběžnou dráhou podobnou Merkuru se jedná o první tranzitní mírnou planetu, o níž bylo známo, že je podobná planetám ve sluneční soustavě. V době objevu to byla druhá nejdelší perioda exoplanety nalezená v tranzitu, po HD80606 b .
• CoRoT-11b a CoRoT-2b, dvě nafouknuté planety, s poloměrem 1,4, respektive 1,5 R _Jup : teorie zatím pro takové objekty neposkytuje konzistentní model;
• CoRoT-15b, bona fide hnědý trpaslík na oběžné dráze;
• CoRoT-10b, CoRoT-16b, CoRoT-20b, CoRoT-23b, čtyři horké Jupitery, které jsou na excentrických drahách, i přes cirkularizaci je teoreticky předpovězeno pro tak malé oběžné dráhy: to je jasné omezení pro Q _p , parametr, který kvantifikuje rozptyl energie slapovými silami;
• CoRoT-22b je pozoruhodný svou malou velikostí a má méně než polovinu hmotnosti Saturnu.
• CoRoT-24b a c druhý planetární systém objevený CoRoT, se dvěma malými planetami 0,10 a 0,17 M _Jup . Tyto dvě planety mají velikost Neptunu a obíhají kolem stejné hvězdy a představovaly první vícenásobný tranzitní systém detekovaný CoRoT.

Seznam objevených planet

Mise oznámila následující tranzitující planety.

Světle zelené řádky naznačují, že planeta obíhá kolem jedné z hvězd v binárním hvězdném systému.

Další objevy

Následující tabulka ilustruje hnědého trpaslíka detekovaného CoRoT i netranzitující planety detekované v navazujícím programu:

Globální vlastnosti exoplanet objevených CoRoT

Distribuce planet CoRoT (červené kruhy) v diagramu Radius / Mass. Žluté symboly jsou další planety objevené tranzitními metodami

Schéma hmotnosti hvězdy jako funkce planetární hmotnosti pro planety CoRoT (červená) a ostatní planety objevené tranzitní metodou (žlutá). Čára přes data CoRoT naznačuje trend: kolem hmotných hvězd se nacházejí masivní planety.

Všechny planety CoRoT byly detekovány během dlouhých běhů, tj . Nejméně 70 dní. Detekce tým našel v průměru mezi 200 a 300 případů periodické události pro každý běh, což odpovídá 2-3% hvězd sledovány. Z nich pouze 530 bylo vybráno jako kandidátské planety (223 ve směru galaktického anticentra a 307 směrem do centra). Pouze u 30 z nich se nakonec zjistilo, že jsou to pravé planety, tj. Asi 6%, v ostatních případech šlo o zastínění binárních souborů (46%) nebo nevyřešených případů (48%).

Obr. D. Hloubka načasování a tranzitu všech kandidátů na planetu CoRoT (s laskavým svolením A. Santerne). Velikost symbolů naznačuje zjevnou jasnost její mateřské hvězdy (malý význam slabý).

Detekční schopnosti Corotu ilustruje obrázek D ukazující hloubku tranzitů naměřenou u všech kandidátů v závislosti na období a jasu hvězdy: skutečně existuje lepší schopnost detekovat malé planety (až 1,5 R _Země ) na krátkou dobu (méně než 5 dní) a jasné hvězdy.

Planety CoRoT pokrývají širokou škálu vlastností a vlastností nalezených v nesourodé rodině exoplanet: například masy planet CoRoT pokrývají rozsah téměř čtyř řádů, jak je znázorněno na obrázku.

Při sledování hmotnosti planety a hmotnosti hvězdy (obrázek) se zjistilo, že datový soubor CoRoT se svým nižším rozptylem než jiné experimenty naznačuje jasný trend, že hmotné planety mají tendenci obíhat hmotné hvězdy, což je v souladu s nejčastěji přijímané modely planetární formace.

Viz také

• Automatizovaný vyhledávač planet  - Robotický optický dalekohled hledající extrasolární planety
• Darwin  - 2007 Evropský studijní koncept řady vesmírných observatoří
• Vyhledávač planet s vysokou přesností radiální rychlosti
• Vesmírný teleskop Kepler  - desátá mise programu Discovery; optický vesmírný dalekohled pro exoplanetologii
• Seznam multiplanetárních systémů  - článek seznamu Wikimedia
• Archiv NASA Exoplanet
• Space Interferometry Mission  - Zrušený vesmírný teleskop NASA
• Vyhledávač pozemské planety  - koncepční studie NASA o řadě vesmírných teleskopů

Reference

externí odkazy

• Média související s COROT na Wikimedia Commons
• CoRoT na webu CNES
• Veřejný archiv CoRoT N2