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CoroT

CoRoT (en francés: Co nvección, rotación y tránsitos planetarios ; en inglés: Co nvección, rotación y tránsitos planetarios ) fue una misión de telescopio espacial que operó entre 2006 y 2013. Los dos objetivos de la misión eran buscar planetas extrasolares con períodos orbitales cortos, particularmente aquellos de gran tamaño terrestre , y realizar asterosismología midiendo oscilaciones similares a las solares en las estrellas. [3] La misión fue dirigida por la Agencia Espacial Francesa (CNES) en conjunto con la Agencia Espacial Europea (ESA) y otros socios internacionales.

Entre los descubrimientos notables estuvo CoRoT-7b , descubierto en 2009, que se convirtió en el primer exoplaneta que demostró tener una composición dominada por rocas o metales.

CoRoT fue lanzada a las 14:28:00 UTC del 27 de diciembre de 2006, a bordo de un cohete Soyuz 2.1b , [4] [5] [6] informando de su primera luz el 18 de enero de 2007. [7] Posteriormente, la sonda comenzó a recopilar datos científicos el 2 de febrero de 2007. [8] CoRoT fue la primera nave espacial dedicada a la detección de planetas extrasolares en tránsito , abriendo el camino a sondas más avanzadas como Kepler y TESS . Detectó su primer planeta extrasolar, CoRoT-1b , en mayo de 2007, [9] tan solo 3 meses después del inicio de las observaciones. Las operaciones de vuelo de la misión estaban originalmente programadas para finalizar 2,5 años después del lanzamiento [10] pero las operaciones se extendieron hasta 2013. [11] El 2 de noviembre de 2012, CoRoT sufrió un fallo informático que hizo imposible recuperar datos de su telescopio. [12] Los intentos de reparación no tuvieron éxito, por lo que el 24 de junio de 2013 se anunció que CoRoT había sido retirado y sería puesto fuera de servicio; bajado a órbita para permitir que se quemara en la atmósfera. [13]

Descripción general

Diseño de naves espaciales

El diseño óptico del CoRoT minimizó la luz dispersa proveniente de la Tierra y proporcionó un campo de visión de 2,7° por 3,05°. El camino óptico del CoRoT consistió en un telescopio afocal fuera de eje de 27 cm (10,6 pulgadas) de diámetro alojado en un deflector opaco de dos etapas diseñado específicamente para bloquear la luz solar reflejada por la Tierra y una cámara que consta de un objetivo dióptrico y una caja focal . Dentro de la caja focal había una matriz de cuatro detectores CCD protegidos contra la radiación por un blindaje de aluminio de 10 mm de espesor. Los CCD de asterosismología están desenfocados 760 μm hacia el objetivo dióptrico para evitar la saturación de las estrellas más brillantes. Un prisma frente a los CCD de detección de planetas proporciona un espectro pequeño diseñado para dispersarse con mayor fuerza en las longitudes de onda azules. [14]

El plano focal de CoRoT con sus cuatro CCD de transferencia de fotograma completo. La zona oscura corresponde a la zona fotosensible. Dos CCD están dedicados al programa de exoplanetas y los otros dos al programa de astrosismología.

Los cuatro detectores CCD son modelos 4280 de E2V Technologies. Estos CCD son diseños retroiluminados, adelgazados y con transferencia de fotogramas en una matriz de 2048 por 2048 píxeles. Cada píxel tiene un tamaño de 13,5 μm × 13,5 μm , lo que corresponde a un tamaño de píxel angular de 2,32 arcsec. Los CCD se enfrían a −40 °C (233,2 K; −40,0 °F). Estos detectores están dispuestos en un patrón cuadrado con dos de ellos dedicados a la detección planetaria y a la asterosismología . El flujo de salida de datos de los CCD está conectado en dos cadenas . Cada cadena tiene un CCD de detección planetaria y un CCD de asterosismología . El campo de visión para la detección planetaria es de 3,5°. [14] El satélite, construido en el Centro Espacial Mandelieu de Cannes , tenía una masa de lanzamiento de 630 kg, medía 4,10 m de largo, 1,984 m de diámetro y estaba alimentado por dos paneles solares. [10]

Diseño de la misión

El satélite observó perpendicularmente a su plano orbital, lo que significa que no hubo ocultaciones de la Tierra , lo que permitió hasta 150 días de observación continua. Estas sesiones de observación, llamadas "Long Runs", permitieron la detección de planetas más pequeños y de períodos largos. Durante los 30 días restantes entre los dos períodos de observación principales, CoRoT observó otras áreas del cielo durante unas pocas semanas de "Short Runs", con el fin de analizar un mayor número de estrellas para el programa asterosísmico. Después de la pérdida de la mitad del campo de visión debido a una falla de la Unidad de Procesamiento de Datos N° 1 en marzo de 2009, la estrategia de observación cambió a sesiones de observación de 3 meses, con el fin de optimizar el número de estrellas observadas y la eficiencia de detección.

Para evitar que el Sol entrara en su campo de visión, durante el verano boreal CoRoT observó en un área alrededor de Serpens Cauda , ​​hacia el Centro Galáctico , y durante el invierno observó en Monoceros , en el anticentro galáctico . Ambos "ojos" de CoRoT han sido estudiados en observaciones preliminares realizadas entre 1998 y 2005, [15] lo que permitió la creación de una base de datos , llamada CoRoTsky, [16] con datos sobre las estrellas ubicadas en estos dos parches de cielo. Esto permitió seleccionar los mejores campos para la observación: el programa de investigación de exoplanetas requiere que se monitorice una gran cantidad de estrellas enanas y evitar las estrellas gigantes , para las cuales los tránsitos planetarios son demasiado superficiales para ser detectables. El programa asterosísmico requería estrellas más brillantes que magnitud 9, y cubrir tantos tipos diferentes de estrellas como fuera posible. Además, para optimizar las observaciones, los campos no debían ser demasiado dispersos (menos objetivos observados) ni demasiado abarrotados (demasiadas estrellas superpuestas). Durante la misión se observaron varios campos: [17]

La sonda espacial monitoreó el brillo de las estrellas a lo largo del tiempo, buscando la ligera atenuación que ocurre en intervalos regulares cuando los planetas transitan su estrella anfitriona. En cada campo, CoRoT registró el brillo de miles de estrellas en el rango de magnitud V , de 11 a 16, para el estudio de planetas extrasolares. De hecho, los objetivos estelares más brillantes que 11 saturaron los detectores CCD de exoplanetas, lo que produjo datos inexactos, mientras que las estrellas más tenues que 16 no entregan suficientes fotones para permitir la detección de planetas. CoRoT fue lo suficientemente sensible para detectar planetas rocosos con un radio dos veces mayor que la Tierra, orbitando estrellas más brillantes que 14; [18] también se espera que descubra nuevos gigantes gaseosos en todo el rango de magnitud. [19]

CoRoT también estudió la astrosismología . Puede detectar variaciones de luminosidad asociadas con pulsaciones acústicas de estrellas. Este fenómeno permite calcular con precisión la masa, la edad y la composición química de una estrella y ayudará en las comparaciones entre el Sol y otras estrellas. Para este programa, en cada campo de visión había una estrella objetivo principal para la astrosismología, así como hasta nueve objetivos más. El número de objetivos observados se redujo a la mitad después de la pérdida de la Unidad de Procesamiento de Datos N.° 1.

La misión comenzó el 27 de diciembre de 2006, cuando un cohete ruso Soyuz 2-1b elevó el satélite a una órbita polar circular a una altitud de 827 km. La primera campaña de observación científica comenzó el 3 de febrero de 2007. [20]

El coste de la misión ascendió a 170 millones de euros , de los cuales el 75% fue pagado por la agencia espacial francesa CNES y el 25% fue aportado por Austria, Bélgica, Alemania, España, Brasil y la Agencia Espacial Europea (ESA). [21]

Desarrollo

El contratista principal para la construcción del vehículo CoRoT fue el CNES, [22] al que se entregaron componentes individuales para el ensamblaje del vehículo. La bahía de equipos CoRoT, que alberga la electrónica de adquisición y preprocesamiento de datos, fue construida por el Laboratorio LESIA en el Observatorio de París y tardó 60 años-persona en completarse. [22] El diseño y la construcción de los instrumentos fueron realizados por el Laboratoire d'études spaceses et d'instrumentation en astrophysique (LESIA) del Observatoire de Paris , el Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, el Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) de Orsay, el Centre spatial de Liège (CSL) en Bélgica, el IWF en Austria, el DLR (Berlín) en Alemania y el Departamento de Investigación y Apoyo Científico de la ESA. El telescopio afocal de 30 cm Corotel ha sido realizado por Alcatel Alenia Space en el Centre spatial de Cannes Mandelieu.

Potencial

Antes del inicio de la misión, el equipo afirmó con cautela que CoRoT solo podría detectar planetas un poco más grandes que la Tierra o incluso mayores, y que no estaba diseñado específicamente para detectar planetas habitables . Según el comunicado de prensa que anuncia los primeros resultados, los instrumentos de CoRoT están funcionando con mayor precisión de lo que se había predicho, y podrían ser capaces de encontrar planetas del tamaño de la Tierra con órbitas cortas alrededor de estrellas pequeñas. [9] El método de tránsito requiere la detección de al menos dos tránsitos, por lo que los planetas detectados tendrán en su mayoría un período orbital inferior a 75 días. Se han encontrado candidatos que muestran solo un tránsito, pero sigue habiendo incertidumbre sobre su período orbital exacto.

Se debe suponer que CoRoT detecta un pequeño porcentaje de planetas dentro de los campos estelares observados, debido al bajo porcentaje de exoplanetas que transitarían desde el ángulo de observación del Sistema Solar . Las posibilidades de ver un planeta transitando su estrella anfitriona son inversamente proporcionales al diámetro de la órbita del planeta, por lo que las detecciones de planetas cercanos superarán en número a las de planetas exteriores. El método de tránsito también está sesgado hacia los planetas grandes, ya que sus tránsitos muy profundos se detectan más fácilmente que los eclipses poco profundos inducidos por planetas terrestres.

Fallo de la Unidad de Procesamiento de Datos N°1

El 8 de marzo de 2009, el satélite sufrió una pérdida de comunicación con la Unidad de Procesamiento de Datos N° 1, que procesaba los datos de una de las dos cadenas de fotodetectores de la nave espacial. Las operaciones científicas se reanudaron a principios de abril, con la Unidad de Procesamiento de Datos N° 1 fuera de servicio, mientras que la Unidad de Procesamiento de Datos N° 2 funcionaba con normalidad. La pérdida de la cadena de fotodetectores N° 1 da lugar a la pérdida de un CCD dedicado a la astrosismología y de un CCD dedicado a la detección de planetas. El campo de visión del satélite se reduce así en un 50%, pero sin ninguna degradación de la calidad de las observaciones. La pérdida del canal 1 parece ser permanente. [23]

Programa de seguimiento

El ritmo de descubrimientos de planetas en tránsito está determinado por la necesidad de realizar observaciones de seguimiento desde tierra para verificar la naturaleza planetaria de los candidatos a tránsito. Se han obtenido detecciones de candidatos para aproximadamente el 2,3% de todos los objetivos de CoRoT, pero encontrar eventos de tránsito periódicos no es suficiente para afirmar que se ha descubierto un planeta, ya que varias configuraciones podrían imitar un planeta en tránsito, como los sistemas binarios estelares o una estrella más débil eclipsante muy cercana a la estrella objetivo, cuya luz, mezclada en la curva de luz, puede reproducir eventos similares a los tránsitos. Se ejecuta un primer cribado en las curvas de luz, buscando indicios de eclipses secundarios o un tránsito más bien en forma de V, indicativo de una naturaleza estelar de los tránsitos. Para los objetivos más brillantes, el prisma frente a los CCD de exoplanetas proporciona fotometría en 3 colores diferentes, lo que permite rechazar candidatos a planetas que tienen diferentes profundidades de tránsito en los tres canales, un comportamiento típico de las estrellas binarias. Estas pruebas permiten descartar el 83% de las detecciones candidatas, [24] mientras que el 17% restante se examina con seguimiento fotométrico y de velocidad radial desde una red de telescopios en todo el mundo. Las observaciones fotométricas, necesarias para descartar una posible contaminación por un binario eclipsante diluido en las inmediaciones del objetivo, [25] se realizan en varios instrumentos de clase 1 m, pero también se emplea el telescopio Tautenburg de 2 m en Alemania y el CFHT/Megacam de 3,6 m en Hawai. El seguimiento de la velocidad radial permite descartar binarios o incluso sistemas estelares múltiples y, dadas suficientes observaciones, proporcionar la masa de los exoplanetas encontrados. El seguimiento de la velocidad radial se realiza con espectrógrafos de alta precisión , a saber, SOPHIE , HARPS y HIRES . [26] Una vez que se establece la naturaleza planetaria del candidato, se realiza una espectroscopia de alta resolución en la estrella anfitriona, para determinar con precisión los parámetros estelares, de los que se pueden derivar más características del exoplaneta. Este trabajo se realiza con telescopios de gran apertura, como el espectrógrafo UVES o HIRES .

Los planetas en tránsito de interés podrían seguirse con el telescopio espacial infrarrojo Spitzer , para obtener una confirmación independiente en una longitud de onda diferente y, posiblemente, detectar la luz reflejada del planeta o las composiciones atmosféricas. CoRoT-7b y CoRoT-9b ya han sido observados por Spitzer .

Se han publicado artículos que presentan los resultados de las operaciones de seguimiento de candidatos planetarios en los campos IRa01, [27] LRc01, [28] LRa01, [29] SRc01 [30] . En abril de 2019, se publicó un resumen de los resultados de la búsqueda de exoplanetas, [31] con 37 planetas y enanas marrones confirmados, y otros cien candidatos a planetas aún por verificar. A veces, la debilidad de la estrella objetivo o sus características, como una alta velocidad de rotación o una fuerte actividad estelar, no permiten determinar de forma inequívoca la naturaleza o la masa del candidato planetario.

Descubrimientos

Astrosismología y física estelar

Las estrellas vibran según muchos modos de pulsación diferentes, de la misma manera que los instrumentos musicales emiten una variedad de sonidos. Escuchar una melodía en la guitarra no deja ninguna duda sobre la naturaleza del instrumento, y un músico experimentado puede incluso deducir el material y la tensión de las cuerdas. De manera similar, los modos de pulsación estelares son característicos de las propiedades estelares globales y de las condiciones físicas internas. Analizar estos modos es, por lo tanto, una forma de sondear el interior de las estrellas para inferir la composición química estelar, los perfiles de rotación y las propiedades físicas internas, como las temperaturas y las densidades. La astrosismología es la ciencia que estudia los modos de vibración de una estrella. Cada uno de estos modos puede representarse matemáticamente mediante un armónico esférico de grado l y orden azimutal m. A continuación se presentan algunos ejemplos con un esquema de colores en el que el azul (rojo) indica material en contracción (expansión). Las amplitudes de pulsación están muy exageradas.

Esta ciencia, que se aplica al Sol y se denomina heliosismología , se lleva estudiando desde hace varias décadas. Por primera vez se ha obtenido con gran precisión la abundancia de helio en la superficie solar, lo que ha demostrado definitivamente la importancia de la difusión microscópica en la estructura solar. Los análisis heliosismológicos también han revelado el perfil rotacional interno solar, la extensión precisa de la envoltura convectiva y la ubicación de la zona de ionización del helio. A pesar de los enormes desafíos técnicos, era tentador aplicar análisis similares a las estrellas. Desde la Tierra, esto solo era posible para estrellas cercanas al Sol, como α Centauri, Procyon, β Virginis... El objetivo es detectar variaciones de luz extremadamente pequeñas (hasta 1 ppm) y extraer las frecuencias responsables de estas fluctuaciones de brillo. Esto produce un espectro de frecuencias típico de la estrella en estudio. Los períodos de oscilación varían de unos pocos minutos a varias horas según el tipo de estrella y su estado evolutivo. Para alcanzar tales resultados, se requieren largos tiempos de observación sin alternancias de día y noche. El espacio es, por tanto, el laboratorio astrosísmico ideal. Al revelar su microvariabilidad y medir sus oscilaciones a nivel de ppm , CoRoT ha proporcionado una nueva visión de las estrellas, nunca antes alcanzada por ninguna observación terrestre.

Estrellas enanas y gigantes observadas por CoRoT en los campos sismo y exo, con algunas estrellas adicionales observadas desde la Tierra. Del trabajo de los miembros del equipo CoRoT

Al principio de la misión, dos de los cuatro CCD se asignaron a observaciones asterosísmicas de estrellas brillantes (magnitud aparente de 6 a 9) en el llamado campo sismo , mientras que los otros CCD se reservaron para la búsqueda de exoplanetas en el llamado campo exo . Aunque con una relación señal/ruido menor , también se obtuvo ciencia interesante sobre las estrellas a partir de los datos del canal de exoplanetas, donde la sonda registra varios miles de curvas de luz de cada campo observado. La actividad estelar, los períodos de rotación, la evolución de las manchas estelares , las interacciones estrella-planeta y los sistemas estelares múltiples son extras agradables además del programa asterosísmico principal. Este campo exo también resultó ser de una riqueza incalculable en descubrimientos asterosísmicos. Durante los primeros seis años de su misión, CoRoT ha observado alrededor de 150 estrellas brillantes en el campo sismo y más de 150 000 estrellas débiles en el campo exo . La figura muestra dónde se encuentran la mayoría de ellos en el diagrama de Hertzsprung-Russell junto con algunos otros observados desde el suelo.

Los descubrimientos fueron numerosos, [32] incluyendo la primera detección de oscilaciones similares a las solares en estrellas distintas del Sol, [33] la primera detección de oscilaciones no radiales en estrellas gigantes rojas, [34] la detección de oscilaciones similares a las solares en estrellas masivas, [35] [36] el descubrimiento de cientos de frecuencias en estrellas δ Scuti , [37] la espectacular evolución temporal del espectro de frecuencias de una estrella Be (líneas de emisión B) durante un estallido, [38] la primera detección de una desviación de un espaciamiento de período constante en los modos de gravedad en una estrella SPB (Slowly Pulsating B). [39] La interpretación de esos resultados abrió nuevos horizontes en la visión de la humanidad de las estrellas y las galaxias. En octubre de 2009 la misión CoRoT fue objeto de un número especial de Astronomy and Astrophysics , dedicado a los primeros resultados de la sonda. [40] A continuación se presentan algunos ejemplos de contribuciones innovadoras a la astrofísica estelar, basadas en los datos de CoRoT:

Extensión de la zona químicamente mixta en estrellas de secuencia principal

Por encima del núcleo convectivo, donde la mezcla de sustancias químicas es instantánea y eficiente, algunas capas pueden verse afectadas por una mezcla parcial o total durante la fase de secuencia principal de la evolución. Sin embargo, la extensión de esta zona de mezcla adicional , así como la eficiencia de la mezcla, son difíciles de evaluar. Esta mezcla adicional tiene consecuencias muy importantes, ya que implica escalas de tiempo más largas para las fases de combustión nuclear y puede afectar en particular al valor de la masa estelar en la transición entre las estrellas que terminan su vida como enanas blancas y las que se enfrentan a una explosión final de supernova. El impacto en la evolución química de la galaxia es obvio. Las razones físicas para esta mezcla adicional son varias, ya sea una mezcla inducida por la rotación interna o una mezcla resultante de burbujas convectivas que cruzan el límite del núcleo convectivo para entrar en la zona radiativa donde finalmente pierden su identidad (sobreimpulso), o incluso otros procesos poco conocidos.

  1. Estrellas similares al Sol: La estrella similar al Sol HD 49933 es un ejemplo ilustrativo de este problema de mezcla adicional. [41] Su envoltura convectiva es responsable de la presencia de oscilaciones similares a las solares . La comparación del espectro de frecuencia observado con el obtenido a partir de modelos teóricos de 1,19 M ʘ calculados con y sin mezcla adicional excluye claramente un modelo sin mezcla adicional.
  2. Estrellas subgigantes: Esta mezcla adicional también afecta la estructura de las estrellas subgigantes más evolucionadas , ya que aumenta la extensión de masa del núcleo de helio formado durante la combustión del hidrógeno del núcleo. La estrella subgigante HD 49385 de 1,3 M ʘ se sometió al escrutinio de CoRoT y, aunque no fue totalmente concluyente, se introdujeron nuevas restricciones en el modelado de dichas estrellas. [42]
  3. Estrellas SPB: Las estrellas SPB (Slowly Pulsating B) más masivas muestran un espectro de frecuencias dominado por modos gravitatorios de alto orden excitados por el mecanismo κ que actúa en capas donde las ionizaciones de elementos del grupo del hierro producen un pico de opacidad. En estas estrellas, el núcleo convectivo está rodeado por una región de composición química variable, la llamada región de gradiente μ, que queda como resultado de la retirada progresiva del núcleo convectivo a medida que el hidrógeno se transforma en helio. Esta región es bastante delgada y constituye una región de transición aguda, que induce una firma muy sutil en el espectro de frecuencias de los modos gravitatorios. En lugar de un espaciamiento de períodos constante encontrado en un modelo estelar homogéneo, se esperan desviaciones periódicas de este valor constante en los modelos afectados por una región de transición aguda. Además, el período de las desviaciones está directamente relacionado con la ubicación precisa de la transición aguda. [43] Este fenómeno ha sido detectado en dos estrellas B híbridas (que muestran al mismo tiempo modos acústicos β Cephei y gravedad SPB): (1) HD 50230 [39] donde claramente se requiere una mezcla extra con una forma algo suave en el modelado y (2) HD 43317. [44]

Estructura de las capas estelares superficiales

  1. Capas de transición en las envolturas estelares: Las capas de transición como la región de ionización de helio o el límite inferior de la envoltura convectiva en estrellas de baja masa y gigantes rojas también afectan a los espectros de frecuencia. En una estructura desprovista de tales discontinuidades, los modos acústicos de alto orden obedecen a ciertas regularidades en su distribución de frecuencia (gran separación de frecuencias, diferencia de segundos...). Las zonas de transición introducen desviaciones periódicas con respecto a estas regularidades y los períodos de las desviaciones están directamente relacionados con la ubicación precisa de las zonas de transición. Estas desviaciones fueron predichas por la teoría y se observaron por primera vez en el Sol. [45] Gracias a CoRoT también se detectaron en la estrella similar al Sol HD 49933 [46] y también en la estrella gigante roja HD 181907. [47] En ambos casos, la ubicación de la zona de ionización de helio se pudo derivar con precisión.
  2. Amplitudes y anchos de línea en espectros de oscilaciones similares a las solares: Uno de los mayores éxitos de la misión espacial CoRoT ha sido sin duda la detección de oscilaciones similares a las solares en estrellas ligeramente más calientes que el Sol. [33] Como se hizo previamente para el Sol, las mediciones de amplitudes y anchos de línea en sus espectros de frecuencia dieron como resultado nuevas restricciones en el modelado de excitaciones estocásticas de modos acústicos por convección turbulenta. El espectro de frecuencia de HD 49933 [48] se comparó con el modelo de excitación estocástica desarrollado por Samadi et al. [49] [50] Excepto en frecuencias altas, se puede alcanzar un buen acuerdo adoptando una metalicidad diez veces menor que la metalicidad solar. Con el valor solar, por el contrario, los desacuerdos en amplitudes pueden alcanzar un factor de 2 a bajas frecuencias.
  3. Granulación: Se detectó la presencia de granulación en el espectro de frecuencia de HD 49933. Se realizaron análisis con atmósferas de modelos hidrodinámicos 3D calculadas con metalicidades solares y diez veces más pequeñas que las solares. [51] Aquí nuevamente el modelo con la metalicidad más baja parece estar más cerca de las observaciones, aunque aún persisten desacuerdos significativos.

Gigantes rojas y evolución química de esta galaxia

Tras el agotamiento del hidrógeno en el núcleo, la estructura estelar general cambia drásticamente. La combustión del hidrógeno se produce ahora en una capa estrecha que rodea el núcleo de helio recién procesado. Mientras que el núcleo de helio se contrae y se calienta rápidamente, las capas por encima de la capa de combustión del hidrógeno experimentan una importante expansión y enfriamiento. La estrella se convierte en una gigante roja cuyo radio y luminosidad aumentan con el tiempo. Estas estrellas se encuentran ahora en la denominada rama de gigantes rojas del diagrama de Hertzsprung-Russell ; se las denomina comúnmente estrellas RGB . Una vez que su temperatura central alcanza los 100 10 6 K, el helio comienza a arder en el núcleo. Para masas estelares inferiores a unos 2 M ʘ , esta nueva combustión tiene lugar en una materia muy degenerada y se produce a través de un destello de helio . El reajuste que sigue al destello lleva a la gigante roja al denominado cúmulo rojo (RC) en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Histogramas de una población de gigantes rojas sintéticas (en rojo) y de una población de gigantes rojas CoRoT (en naranja). De Andrea Miglio y colaboradores
Mapa 3D de esta galaxia a partir de datos sísmicos de gigantes rojas observados por CoRoT. De Andrea Miglio y colaboradores

Ya sean RGB o RC, todas estas estrellas tienen una envoltura convectiva extendida favorable a la excitación de oscilaciones similares a las solares. Un gran éxito de CoRoT ha sido el descubrimiento de oscilaciones radiales y no radiales de larga duración en miles de gigantes rojas en el campo exo. [34] Para cada una de ellas, se pudo medir la frecuencia a máxima potencia ν max en el espectro de frecuencias, así como la gran separación de frecuencias entre modos consecutivos Δν, [52] [53] definiendo una especie de pasaporte sísmico individual.

  1. Población de gigantes rojas en esta galaxia: Introduciendo estas firmas sísmicas, junto con una estimación de la temperatura efectiva, en las leyes de escala que las relacionan con las propiedades estelares globales, [54] se pueden estimar las gravedades (gravedades sísmicas), las masas y los radios y las luminosidades y distancias se deducen inmediatamente de esas miles de gigantes rojas. Se pudieron dibujar histogramas y se obtuvo un resultado totalmente inesperado y espectacular al comparar estos histogramas de CoRoT con los teóricos obtenidos a partir de poblaciones sintéticas teóricas de gigantes rojas en esta galaxia. Dichas poblaciones teóricas se calcularon a partir de modelos de evolución estelar, adoptando varias hipótesis para describir las generaciones sucesivas de estrellas a lo largo de la evolución temporal de esta galaxia. [55] Andrea Miglio y colaboradores notaron que ambos tipos de histogramas eran imágenes escupidas el uno del otro, [56] como se puede ver en la imagen de los histogramas. Además, añadiendo el conocimiento de las distancias de estas miles de estrellas a sus coordenadas galácticas, se dibujó un mapa 3D de esta galaxia. Esto se ilustra en la figura donde los diferentes colores se relacionan con diferentes ejecuciones de CoRoT y con las observaciones de Kepler (puntos verdes).
  2. Relación edad-metalicidad en esta galaxia: La edad de una gigante roja está estrechamente relacionada con su anterior vida en la secuencia principal, que a su vez está determinada por su masa y metalicidad. Conocer la masa de una gigante roja equivale a conocer su edad. Si se conoce la metalicidad, la incertidumbre en la edad no supera el 15%. Misiones de observación como APOGEE (Apache Point Observatoty Galactic Evolution Environment), cuyo objetivo es medir las metalicidades de 100 000 gigantes rojas en esta galaxia, GALAH (Galactic Archaeology with HERMES) y GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) podrían, por supuesto, beneficiarse ampliamente de estas gravedades sísmicas con el resultado final de establecer la relación edad-metalicidad en esta galaxia. La astrosismología ha cruzado el umbral de la estructura y la evolución química de esta galaxia. [57]
  3. Firmas sísmicas y extensión de zonas mixtas durante la combustión central de hidrógeno y helio: aumentar aún más el escrutinio en el análisis de los espectros de frecuencia de CoRoT [58] y Kepler [59] de las gigantes rojas trajo consigo nuevos e importantes descubrimientos. Las pequeñas y sutiles diferencias en las firmas sísmicas nos permiten distinguir las estrellas RGB de las RC a pesar de sus luminosidades similares. Esto ahora se confirma teóricamente gracias a un elaborado modelado de gigantes rojas. [60] Se espera que los espaciamientos de períodos de los modos dominados por la gravedad sean especialmente significativos. Su detección para un gran número de gigantes rojas podría darnos pistas para establecer la extensión de la región extramixta por encima del núcleo convectivo durante la combustión del hidrógeno en el núcleo, pero también la extensión de la región extramixta durante la combustión del helio en el núcleo, siendo ambos procesos de mezcla a priori totalmente no relacionados. [61]

Estrellas masivas

Las estrellas masivas variables de la secuencia principal tienen espectros de frecuencia dominados por modos acústicos excitados por el mecanismo κ que actúa en capas donde la ionización parcial de elementos del grupo del hierro produce un pico de opacidad. Además, las más avanzadas de estas estrellas presentan modos mixtos, es decir, modos con un carácter g en las capas profundas y un carácter p en la envoltura. La combustión del hidrógeno tiene lugar en un núcleo convectivo rodeado por una región de composición química variable y una envoltura mayoritariamente radiactiva, excepto por pequeñas capas convectivas relacionadas con la ionización parcial de helio y/o elementos del grupo del hierro. Al igual que en las estrellas de menor masa, la extensión de la región total o parcialmente mezclada ubicada justo por encima del núcleo convectivo (zona extra-mezclada) es una de las principales incertidumbres que afectan al modelado teórico.

  1. Estrellas β Cephei: Los análisis sísmicos de las estrellas β Cephei muestran que no es obvio derivar una extensión uno a uno de esta zona extra-mezclada. [62] Parece requerirse una extensión bastante grande para modelar θ Ophiuchi [63] mientras que una mucho más pequeña se favorece para HD 129929, [64] [65] para β Canis Majoris , [66] para δ Ceti , [67] y para 12 Lacertae . [68] [69] Esta zona extra-mezclada podría incluso estar ausente en la estructura de V1449 Aquilae (HD 180642) [70] y ν Eridani . [71] [72] Sería extremadamente interesante establecer una relación entre la extensión de esta zona y la velocidad de rotación y/o el campo magnético de la estrella. El análisis sísmico de V2052 Ophiuchi [73] muestra que esta estrella, aunque rota rápidamente, lo que favorecería la mezcla extra, podría carecer de dicha región. El campo magnético detectado en esta estrella podría ser la razón de esta falta de mezcla extra.
  2. Estrellas Be: Las estrellas de tipo Be tardío HD 181231 y HD 175869 son rotadores muy rápidos, unas 20 veces más rápidos que el Sol. Su análisis sísmico parece requerir una zona central mixta un 20% más grande que lo que se espera de la convección solamente. [74] Otra estrella Be, HD 49330, tenía una sorpresa muy emocionante guardada. Observada por CoRoT durante un estallido de materia hacia su disco circunestelar, que es típico de tales estrellas, su espectro de frecuencia sufrió cambios drásticos. Al principio dominado por modos acústicos, el espectro mostró la aparición de modos de gravedad con amplitudes estrictamente en línea con el estallido. [75] Tal vínculo entre la naturaleza de los modos excitados y un fenómeno dinámico es, por supuesto, una mina de oro en la búsqueda de la estructura interna de las estrellas Be.
  3. Estrellas O: CoRoT ha observado muchas estrellas O. Entre ellas, HD 46150 y HD 46223 (miembros del cúmulo galáctico NGC 2264) y HD 46966 (miembro de la asociación OB Mon OB2) no parecen pulsar, lo que concuerda con el modelado estelar de estrellas con parámetros globales similares. [76] El espectro de frecuencia de la estrella de Plaskett HD 47129, por el contrario, muestra un pico con seis armónicos en el rango de frecuencia esperado a partir del modelado teórico. [77]

Otro descubrimiento inesperado de CoRoT fue la presencia de oscilaciones similares a las del Sol en estrellas masivas. La pequeña capa convectiva relacionada con el pico de opacidad resultante de la ionización de elementos del grupo del hierro a unos 200 000 K (pico de opacidad del hierro) podría ser de hecho responsable de la excitación estocástica de modos acústicos como los observados en el Sol.

Frecuencia en función del tiempo para un modo similar al solar (arriba) y un modo beta de Cephei (abajo) en Chimera. Por Kevin Belkacem, Frédéric Baudin y colaboradores
  1. V1449 Aquilae (HD 180642): Este objetivo de CoRoT es una estrella β Cephei cuyo espectro de frecuencias revela modos acústicos de alta frecuencia y muy pequeña amplitud. Un análisis cuidadoso ha demostrado que se trataba de oscilaciones de tipo solar excitadas por burbujas turbulentas originadas en esta zona de pico de opacidad de hierro convectivo o incluso en el núcleo convectivo. [35] Este es, de hecho, un descubrimiento importante, ya que fue la primera vez que las pulsaciones excitadas por el mecanismo κ que actúa en la zona de pico de opacidad de hierro estaban presentes una al lado de la otra en la misma estrella con pulsaciones excitadas estocásticamente por esta misma zona. Esta es la razón por la que Kevin Belkacem, principal descubridor de estas oscilaciones de tipo solar en V1449 Aquilae, añadió un nuevo certificado de bautismo a esta estrella β Cephei y la llamó Chimera . La figura ilustra el comportamiento de la frecuencia en función del tiempo para dos modos en el espectro de frecuencia de Chimera, un modo similar al solar (arriba) y un modo β Cephei (abajo). La naturaleza estocástica del modo similar al solar se revela en la inestabilidad de su frecuencia a medida que pasa el tiempo y en la dispersión de la frecuencia en varios μHz. El contraste con la estabilidad de la frecuencia y el estrecho rango de frecuencia del modo β Cephei es sorprendente.
  2. HD 46149: Más tarde, incluso se descubrieron oscilaciones similares a las del Sol en un miembro estelar O más masivo del sistema binario HD 46149. [36] Las restricciones derivadas de la naturaleza binaria del sistema, junto con las restricciones sísmicas, llevaron a la determinación de los parámetros orbitales del sistema, así como a las propiedades globales de sus miembros.

El cúmulo abierto NGC 2264

Durante un periodo de observación de 23 días en marzo de 2008, CoRoT observó 636 miembros del joven cúmulo abierto NGC 2264. El llamado cúmulo del árbol de Navidad está situado en la constelación de Monoceros , relativamente cerca de nosotros, a una distancia de unos 1.800 años luz. Se estima que su edad está entre 3 y 8 millones de años. A una edad tan joven, el cúmulo es un objetivo ideal para investigar muchas cuestiones científicas diferentes relacionadas con la formación de estrellas y la evolución estelar temprana. Los datos de CoRoT sobre las estrellas en NGC 2264 nos permiten estudiar la interacción de las estrellas recientemente formadas con la materia que las rodea, la rotación y la actividad de los miembros del cúmulo, así como su distribución, los interiores de estrellas jóvenes mediante el uso de la asterosismología y los eclipses planetarios y estelares.

Los nacimientos estelares y la infancia de las estrellas permanecen ocultos para nosotros en la luz óptica porque las estrellas tempranas están profundamente incrustadas en la densa nube molecular de la que nacen. Las observaciones en el infrarrojo o rayos X nos permiten mirar más profundamente en la nube y aprender más sobre estas primeras fases en la evolución estelar. Por lo tanto, en diciembre de 2011 y enero de 2012, CoRoT fue parte de una gran campaña de observación internacional que involucró a cuatro telescopios espaciales y varios observatorios terrestres. Todos los instrumentos observaron alrededor de 4000 estrellas en el joven cúmulo NGC 2264 simultáneamente durante aproximadamente un mes en diferentes longitudes de onda. La misión espacial canadiense MOST se centró en las estrellas más brillantes del cúmulo en la luz óptica, mientras que CoRoT observó los miembros más débiles. MOST y CoRoT observaron NGC 2264 continuamente durante 39 días. [78] Los satélites de la NASA Spitzer y Chandra midieron al mismo tiempo las estrellas en el infrarrojo (durante 30 días) y en los dominios de rayos X (durante 300 kilosegundos). Al mismo tiempo se realizaron observaciones terrestres, por ejemplo, con el Very Large Telescope del ESO en Chile, el Telescopio Canadiense-Francés-Hawaiano en Hawaii, el Observatorio McDonald en Texas o el Observatorio de Calar Alto en España.

Las observaciones de CoRoT condujeron al descubrimiento de alrededor de una docena de estrellas pulsantes δ Scuti de presecuencia principal (PMS) y a la confirmación de la existencia de pulsaciones γ Doradus en estrellas PMS. [79] También se confirmó la presencia de pulsaciones híbridas δ Scuti/γ Doradus en miembros de NGC 2264. Las observaciones de CoRoT incluyeron también las conocidas pulsadoras de presecuencia principal, V 588 Mon y V 589 Mon, que fueron los primeros miembros descubiertos de este grupo de estrellas. La precisión alcanzada en las curvas de luz de CoRoT también reveló el importante papel de la granulación en las estrellas de presecuencia principal. [80]

La investigación de las estrellas T Tauri y su interacción con la materia circunestelar que las rodea utilizando datos de CoRoT reveló la existencia de una nueva clase, los objetos de tipo AA Tauri . [81] Antes de las observaciones de CoRoT, se sabía que las estrellas T Tauri mostraban variaciones de luz sinusoidales causadas por manchas en la superficie estelar, o una variabilidad completamente irregular causada por los discos de gas y polvo que rodean a las estrellas jóvenes. Los objetos de tipo AA Tauri muestran mínimos que ocurren periódicamente y que son diferentes en profundidad y anchura, por lo que son variables semirregulares. Con las observaciones de CoRoT se pudo establecer esta clase de objetos. [82] También se pueden obtener interesantes conocimientos sobre las primeras fases de la evolución estelar a partir de la comparación de la variabilidad presente en la luz óptica con la del régimen infrarrojo y de rayos X.

Sistemas binarios

CoRoT observó una gran cantidad de sistemas binarios con miembros pulsantes no radiales. [83] Algunos de ellos, que eran sistemas binarios eclipsantes con miembros del tipo γ Doradus , se descubrieron durante las ejecuciones de CoRoT. [84] El fenómeno del eclipse juega un papel clave ya que los parámetros globales pueden seguir inmediatamente, lo que aporta restricciones invaluables, además de las sísmicas, al modelado estelar.

  1. AU Monocerotis : Este sistema binario semidesprendido contiene una estrella Be que interactúa con su compañera estrella G. Su observación mediante CoRoT proporcionó una curva de luz de muy alta calidad. Los parámetros globales pudieron entonces mejorarse y se derivaron nuevas efemérides para el movimiento orbital, así como para otra variación de largo plazo. Esta variación de largo período parece tener su origen en una atenuación periódica de la luz por el polvo circunestelar. [85]
    La curva de luz de HD 174884. El panel superior muestra la curva de luz completa. El segundo panel es una ampliación en la que se ven diminutos mínimos secundarios (su profundidad es el 1% del mínimo más profundo). El tercer panel muestra la proyección en el plano del cielo (es decir, como vemos el sistema) en diferentes fases. De Carla Maceroni y el equipo binario de CoRoT
  2. HD 174884 : Se han detectado pulsaciones inducidas por mareas en el sistema binario de alta excentricidad (e=0,29) y corto período HD 174884, que consta de dos estrellas B. [86] El panel superior de la figura muestra la curva de luz completa del sistema. En el segundo panel se ven pequeños eclipses secundarios con una profundidad de aproximadamente el 1% de la profundidad del eclipse primario. En realidad, el sistema está formado por estrellas de masa, tamaño y temperatura similares. Si la órbita fuera circular, los eclipses serían similares en profundidad. Sin embargo, la órbita es altamente excéntrica y su orientación en el espacio con respecto a nosotros es tal que el eclipse secundario ocurre cuando las estrellas están a una distancia mayor que en el eclipse primario. El tercer panel de la figura muestra la proyección sobre el plano del cielo (es decir, el sistema tal como lo vemos) en diferentes fases orbitales.
  3. CoRoT 102918586 (alias CoRoT Sol 1 ): El sistema eclipsante relativamente brillante CoRoT 102918586 es un sistema binario espectroscópico de doble línea, observado por CoRoT, que reveló evidencia clara de pulsaciones de tipo γ Doradus. Además de la fotometría de CoRoT, se realizó un seguimiento espectroscópico que produjo las curvas de velocidad radial, las temperaturas efectivas de los componentes, la metalicidad y las velocidades rotacionales proyectadas en la línea de visión. El análisis de la curva de luz del sistema binario eclipsante, combinado con los resultados espectroscópicos, proporcionó parámetros físicos del sistema con una precisión del 1-2%, mientras que la comparación con modelos evolutivos condujo a restricciones sobre la edad del sistema. Después de restar el modelo binario eclipsante de mejor ajuste, se analizaron los residuos para determinar las propiedades de pulsación. La estrella primaria pulsa con frecuencias típicas de γ Dor y muestra un espaciamiento de períodos consistente con los modos g de alto orden de grado l = 1.
  4. HR 6902 : El sistema binario HR 6902, que contiene una gigante roja y una estrella B, fue observado por CoRoT durante dos ejecuciones, lo que nos permitió cubrir completamente los eclipses primarios y secundarios. Este sistema está siendo analizado actualmente con el objetivo final de aportar nuevas restricciones sobre la estructura interna de la gigante roja en particular. [87]
  5. Un sistema binario de baja masa : uno de los sistemas binarios observados por CoRoT es de particular interés ya que el componente menos masivo es una estrella M tardía de 0,23 M ⊙ con una temperatura efectiva estimada de aproximadamente 3000 K. [88] El componente primario es una estrella MS de 1,5 M ⊙ .
  6. Efecto de emisión en un sistema binario : Un sistema binario observado por CoRoT mostró variaciones fuera de los eclipses que se interpretaron como un efecto de emisión (también llamado aumento Doppler). Este efecto resulta de la variación en el brillo de la fuente que se acerca o se aleja del observador, con una amplitud proporcional a la velocidad radial dividida por la velocidad de la luz. [89] La variación periódica en la velocidad de una estrella en órbita producirá, por lo tanto, una variación periódica de emisión en la curva de luz. Este efecto puede confirmar la naturaleza binaria de un sistema incluso sin eclipses ni tránsitos detectables. Una de las principales ventajas del efecto de emisión es la posibilidad de determinar la velocidad radial directamente a partir de la curva de luz, pero se requieren luminosidades muy diferentes de los componentes binarios y solo se puede obtener una única curva de velocidad radial como en un sistema binario SB1. Las variaciones fuera de los eclipses se modelaron con el algoritmo BEER (Beaming Ellipsoidal Reflection). [90]

Exoplanetas

Dos cazadores de planetas fotografiados en el Observatorio La Silla . [91]

Para encontrar planetas extrasolares, CoRoT utiliza el método de detección de tránsitos. El tránsito primario es la ocultación de una fracción de la luz de una estrella cuando un objeto celeste, como un planeta, pasa entre la estrella y el observador. Su detección es posible gracias a la sensibilidad del CCD a cambios muy pequeños en el flujo de luz. Corot es capaz de detectar cambios en el brillo de aproximadamente 1/10.000. Los científicos pueden así esperar encontrar planetas con un tamaño de aproximadamente 2 veces el de la Tierra con este método, una clase de planetas llamados Super-Tierras; la detección de Corot-7b, cuyo radio es 1,7 veces el de la Tierra, ha demostrado que estas predicciones eran correctas. CoRoT toma una exposición de 32 segundos de duración, cada 32 segundos, pero la imagen no se transmite completamente a la Tierra porque el flujo de datos sería demasiado grande. El ordenador de a bordo realiza un importante trabajo de reducción de datos: el campo alrededor de cada estrella objetivo, previamente seleccionada por el equipo de exoplanetas, se define en un cierto número de píxeles descritos por una máscara particular, luego se realiza la suma de todos los píxeles dentro de la máscara y se agregan varias exposiciones (generalmente 16, lo que equivale a un tiempo de integración de aproximadamente 8 minutos) antes de enviar esta información a la Tierra. Para algunas estrellas, consideradas particularmente interesantes, los datos de cada exposición se transmiten cada 32 segundos. Este muestreo de 32 ó 512 s es muy adecuado para la detección de un tránsito planetario que dura desde un poco menos de una hora hasta varias horas. Una característica de este método es que requiere detectar al menos tres tránsitos sucesivos separados por dos intervalos de tiempo iguales antes de que se pueda considerar un objetivo como un candidato serio. Un planeta con un período orbital T debería observarse al menos durante un intervalo de tiempo entre 2 T y 3 T para tener la posibilidad de detectar tres tránsitos. La distancia del planeta a la estrella (que se caracteriza por un semieje mayor de la órbita elíptica) está vinculada a su período orbital por la segunda ley de Kepler/Newton a 3 = T 2 M estrella , utilizando respectivamente como unidades a , M y T: la distancia de la Tierra al Sol (150 millones de km), la masa del Sol, el período orbital de la Tierra (1 año); esto implica que si el tiempo de observación es inferior a un año, por ejemplo, las órbitas de los planetas detectables serán significativamente más pequeñas que la de la Tierra. Por lo tanto, para CoRoT, debido a la duración máxima de 6 meses de observación para cada campo estelar, solo se pueden detectar planetas más cercanos a sus estrellas que 0,3 Unidades Astronómicas (menos que la distancia entre el Sol y Mercurio), por lo tanto, generalmente no en la llamada zona habitable. La misión Kepler (NASA) ha observado continuamente el mismo campo durante muchos años y, por lo tanto, tuvo la capacidad de detectar planetas del tamaño de la Tierra ubicados más lejos de sus estrellas.

El número moderado de exoplanetas descubiertos por CoRoT (34 durante los 6 años de funcionamiento) se explica por el hecho de que es imprescindible que se proporcione una confirmación mediante telescopios terrestres antes de hacer cualquier anuncio. En efecto, en la gran mayoría de los casos, la detección de varios tránsitos no significa la detección de un planeta, sino más bien la de un sistema binario de estrellas, ya sea que corresponda a una ocultación rasante de una estrella por la otra, o que el sistema esté lo suficientemente cerca de una estrella brillante (el objetivo de CoRoT) y el efecto del tránsito se diluya por la luz de esta estrella; en ambos casos, la disminución del brillo es lo suficientemente baja como para ser compatible con la de un planeta que pasa por delante del disco estelar. Para eliminar estos casos, se realizan observaciones desde tierra utilizando dos métodos: espectroscopia de velocidad radial y fotometría de imágenes con una cámara CCD. En el primer caso, la masa de las estrellas binarias se detecta inmediatamente y en el segundo caso se puede esperar identificar en el campo el sistema binario cercano a la estrella objetivo responsable de la alerta: la disminución relativa del brillo será mayor que la observada por CoRoT, que suma toda la luz en la máscara que define el campo de medición. En consecuencia, el equipo científico de exoplanetas de CoRoT ha decidido publicar solo planetas confirmados y completamente caracterizados y no simples listas de candidatos. Esta estrategia, diferente de la seguida por la misión Kepler , donde los candidatos se actualizan regularmente y se ponen a disposición del público, es bastante larga. Por otro lado, el enfoque también aumenta el rendimiento científico de la misión, ya que el conjunto de descubrimientos publicados de CoRoT constituye algunos de los mejores estudios exoplanetarios realizados hasta ahora.

Cronología de los descubrimientos planetarios

CoRoT descubrió sus dos primeros planetas en 2007: los Júpiter calientes CoRoT-1b y CoRoT-2b . [9] [92] Los resultados sobre astrosismología se publicaron el mismo año. [93]

En mayo de 2008, la ESA anunció dos nuevos exoplanetas del tamaño de Júpiter , CoRoT-4b y CoRoT-5b , así como un objeto celeste masivo desconocido, CoRoT-3b .

En febrero de 2009, durante el Primer Simposio CoRoT, se anunció la existencia de la supertierra CoRoT-7b , que en ese momento era el exoplaneta más pequeño del que se había confirmado su diámetro, con 1,58 veces el diámetro de la Tierra. En el Simposio también se anunciaron los descubrimientos de un segundo planeta no en tránsito en el mismo sistema, CoRoT-7c , y de un nuevo Júpiter caliente, CoRoT-6b .

En marzo de 2010 se anunció CoRoT-9b , un planeta de período largo (95,3 días) en una órbita cercana a la de Mercurio. [94]

En junio de 2010, el equipo CoRoT anunció [95] seis nuevos planetas, CoRoT-8b , CoRoT-10b , CoRoT-11b , CoRoT-12b , CoRoT-13b , CoRoT-14b y una enana marrón , CoRoT-15b . [96] Todos los planetas anunciados tienen el tamaño de Júpiter, excepto CoRoT-8b , que parece estar algo entre Saturno y Neptuno . La sonda también pudo detectar tentativamente la luz reflejada en longitudes de onda ópticas de HD46375 b , un planeta no en tránsito. [97]

En junio de 2011, durante el Segundo Simposio CoRoT, la sonda añadió diez nuevos objetos al catálogo de exoplanetas: [98] CoRoT-16b , CoRoT-17b , CoRoT-18b , CoRoT-19b , CoRoT-20b , CoRoT-21b , CoRoT-22b , CoRoT-23b , CoRoT-24b , CoRoT-24c .

En noviembre de 2011 se estaban examinando alrededor de 600 exoplanetas candidatos adicionales para su confirmación. [99]

Resultados principales

Entre los exoplanetas detectados por CoRoT se puede destacar un subconjunto con las características más originales:

Lista de exoplanetas descubiertos

La misión ha anunciado los siguientes planetas en tránsito.

Las filas de color verde claro indican que el planeta orbita una de las estrellas de un sistema estelar binario.

Otros descubrimientos

La siguiente tabla ilustra las enanas marrones detectadas por CoRoT, así como los planetas no en tránsito detectados en el programa de seguimiento:

Propiedades globales de los exoplanetas descubiertos por CoRoT

Distribución de los planetas CoRoT (círculos rojos) en el diagrama Radio/Masa. Los símbolos amarillos son los otros planetas descubiertos mediante métodos de tránsito.
Diagrama de la masa de la estrella en función de la masa planetaria de los planetas CoRoT (rojo) y de los otros planetas descubiertos mediante el método de tránsito (amarillo). La línea que cruza los datos de CoRoT indica una tendencia: los planetas masivos se encuentran alrededor de estrellas masivas.

Todos los planetas de CoRoT fueron detectados durante largos periodos de tiempo, es decir, de al menos 70 días. El equipo de detección encontró en promedio entre 200 y 300 casos de eventos periódicos para cada periodo de tiempo, lo que corresponde al 2-3% de las estrellas monitoreadas. De estos, solo 530 en total fueron seleccionados como planetas candidatos (223 en la dirección del anticentro galáctico y 307 hacia el centro). Solo 30 de ellos finalmente resultaron ser verdaderos planetas, es decir , alrededor del 6%, siendo otros casos binarios eclipsantes (46%) o casos no resueltos (48%). [136]

Fig. D. El momento y la profundidad del tránsito de todos los candidatos a planetas de CoRoT (cortesía de A. Santerne). El tamaño de los símbolos indica el brillo aparente de su estrella madre (los pequeños significan que son débiles).

Las capacidades de detección de Corot se ilustran en la figura D que muestra la profundidad de los tránsitos medidos para todos los candidatos, dependiendo del período y el brillo de la estrella: de hecho, existe una mejor capacidad para detectar planetas pequeños (hasta 1,5 R Tierra ) durante períodos cortos (menos de 5 días) y estrellas brillantes.

Los planetas CoRoT cubren una amplia gama de propiedades y características encontradas en la dispar familia de exoplanetas: por ejemplo, las masas de los planetas CoRoT cubren un rango de casi cuatro órdenes de magnitud, como se muestra en la Figura.

Al rastrear la masa del planeta en función de la masa de la estrella (Figura), se encuentra que el conjunto de datos de CoRoT, con su menor dispersión que otros experimentos, indica una tendencia clara de que los planetas masivos tienden a orbitar estrellas masivas, lo que es consistente con los modelos más comúnmente aceptados de formación planetaria.

Véase también

Referencias

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