Kepler Object of Interest

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Kepler Object of Interest (KOI) é uma estrela observada pela sonda Kepler, que é suspeita de hospedar um ou mais planetas em trânsito. KOIs vêm de uma lista principal de 150.000 estrelas, que por sua vez é gerada a partir do Kepler Input Catalog (KIC). A KOI mostra um escurecimento periódico, indicativo de um planeta invisível que passa entre a estrela e a Terra, eclipsando parte da estrela. Por esta razão, a maioria dos sistemas de planetas KOIs estão em trânsito como ainda não confirmados.

História[editar | editar código-fonte]

A primeira versão pública de uma lista KOIs foi em 15 de junho de 2010 e continha 306 estrelas com suspeita de hospedar exoplanetas, com base em observações feitas entre 2 de maio de 2009 a 16 de setembro de 2009. Também foi anunciado que um adicional de 400 KOIs que tinham sido descobertos, mas não seria imediatamente liberado para o público. Isso foi feito em ordem de observações de acompanhamento a serem executadas pelos membros da equipe Kepler.[1]

Em 1 de fevereiro de 2011, uma segunda versão de observações feitas durante o mesmo período de tempo, listou 1.235 sinais de trânsito em torno de 997 estrelas.[2]

Convenção de nomenclatura[editar | editar código-fonte]

Estrelas observadas pela Kepler que são considerados candidatos para eventos de trânsito recebem a designação "KOI" seguido de um número inteiro. Para cada conjunto de eventos de trânsito periódico associado com um KOI particular, um número decimal de dois dígitos é adicionado ao número KOI para essa estrela. Por exemplo, o primeiro candidato à evento de trânsito identificado em torno da estrela KOI 718 é designado KOI 718.01, enquanto o segundo candidato é KOI 718.02 e o terceiro é KOI 718.03.[2] Uma vez que um candidato de trânsito é verificado para ser um planeta (veja abaixo), a estrela é designada "Kepler", seguido por um hífen e um número inteiro. O planeta(s) associado(s) têm a mesma designação, seguido de uma letra na ordem de descoberta.

Dados Kepler sobre KOIs[editar | editar código-fonte]

Para todas as 150.000 estrelas que estão sendo assistidas por trânsitos pela Kepler, há estimativas de temperatura de superfície de cada estrela, raio, gravidade de superfície e massa. Estas quantidades são derivadas de observações fotométricas tiradas antes do lançamento do Kepler no refletor de 1.2m do Observatório Fred Lawrence Whipple.[3] Para KOIs, existe, além disso, os dados de cada sinal de trânsito: a profundidade do sinal, duração do sinal e a periodicidade do sinal (apesar de alguns sinais carecem esta última peça de informação). Assumindo que o sinal se deve a um planeta, estes dados podem ser utilizados para obter o tamanho do planeta em relação à sua estrela, distância do planeta da estrela hospedeira em relação ao tamanho da estrela hospedeira (assumindo a excentricidade zero), e o período orbital do planeta. Combinada com as propriedades estimadas do estrela descrita anteriormente, calcula o tamanho absoluto do planeta, sua distância a partir da estrela hospedeira e a sua temperatura de equilíbrio.[1][4]

Fontes de confusão[editar | editar código-fonte]

Falsos positivos[editar | editar código-fonte]

Embora tenha sido estimado que 90% dos candidatos de trânsito KOI são verdadeiros planetas,[5] é esperado que alguns dos KOIs serão falsos positivos, ou seja, planetas em trânsito não reais. A maioria desses falsos positivos estão previstos para ser binárias eclipsantes que, embora espacialmente muito mais distantes e, portanto, mais escuras do que o KOI em primeiro plano, estão muito perto do KOI para a sonda Kepler diferenciar. Por outro lado, espera-se flutuações de estatísticas nos dados a contribuir menos para um evento de falso positivo em todo o conjunto de 150.000 estrelas que estão sendo observadas pela Kepler.[2]

Identificação incorreta[editar | editar código-fonte]

Além de falsos positivos, um sinal de trânsito pode ser devido a um planeta que é substancialmente maior do que o que é estimado pelo Kepler. Isto ocorre quando existem fontes de luz que não sejam simplesmente da estrela sendo transitada, tal como num sistema binário. Em casos como estes, não há mais área de superfície produzindo luz que se presume, por isso, um determinado sinal de trânsito é maior do que se supõe. Desde que aproximadamente 34% dos sistemas estelares são binários, até 34% dos sinais KOI poderia ser de planetas dentro de sistemas binários e, consequentemente, ser maior do que o estimado (supostos planetas são tão propensos a se formar em sistemas binários como estão em sistemas únicos de estrela). No entanto, observações adicionais se pode descartar essas possibilidades e são essenciais para confirmar a natureza de qualquer determinado candidato a planeta.[2]

Verificando candidatos[editar | editar código-fonte]

Observações adicionais são necessários para confirmar que um KOI realmente tem o planeta que tenha sido previsto, em vez de ser um falso positivo ou não identificado. O método de confirmação mais bem estabelecido é o de obter medições de velocidade radial do planeta atuando sobre o KOI. No entanto, para muitos KOIs isso não é viável. Nestes casos, imagens speckle ou óptica adaptativa, usando telescópios terrestres, pode ser usado para reduzir significativamente a probabilidade de binários eclipsando. Tais observações de acompanhamento são estimadas para reduzir as chances de tais objetos em segundo plano para menos de 0.01%. Além disso, o espectro dos KOIs pode ser feito para ver se a estrela é parte de um sistema binário.[2]

Notáveis KOIs[editar | editar código-fonte]

KOIs com planetas confirmados[editar | editar código-fonte]

Em 3 de março de 2014, Kepler encontrou 3.845 candidatos a planetas e 961 planetas confirmados que orbitam 76 estrelas.[6][7]

Planetas detectados anteriormente[editar | editar código-fonte]

Três estrelas dentro do campo de vista da sonda Kepler foram identificados pela missão como Kepler-1, Kepler-2 e Kepler-3 e tem planetas que foram previamente conhecidos a partir de observações feitas em solo, e que foram re-observados pelo Kepler. Estas estrelas são catalogadas como GSC 03549-02811, HAT-P-7 e HAT-P-11.[8]

Planetas confirmados pela equipe Kepler[editar | editar código-fonte]

Oito estrelas foram observadas pela primeira vez pelo Kepler com sinais indicativos de planetas em trânsito e, desde então, tinham confirmado a sua natureza. Essas estrelas são: KOI 7, KOI 18, KOI 17, KOI 97, KOI 10, KOI 377, KOI 72 e KOI 157. KOI 377 e KOI 157 tem vários planetas (3 e 6, respectivamente) confirmados em órbita.[8]

Planetas confirmados por outras colaborações[editar | editar código-fonte]

A partir dos dados públicos do Kepler, um sistema com planeta foi confirmado KOI 428b.[9]

KOIs com planetas não confirmados[editar | editar código-fonte]

Kepler-20 (KOI 70) tem sinais de trânsito que indicam a existência de pelo menos quatro planetas. Se confirmado, KOI 70.04 seria o menor exoplaneta descoberto em torno de uma estrela de sequência principal (0.6 o raio da Terra) até à data, e o segundo menor exoplaneta conhecido após PSR 1257 12 b. A probabilidade de KOI 70.04 ser de natureza deduzida pelo Kepler (e não um falso positivo ou uma identificação errada) foi estimado em >80%.

Seis sinais de trânsito liberados em 1 de fevereiro de 2011, os dados são indicativos de planetas que são "como a Terra" (raios inferiores a duas Terras em tamanho) e localizado dentro da zona habitável da estrela hospedeira. Que são: KOI 1026.01, KOI 854.01, KOI 701.03, KOI 268.01, KOI 326.01 e KOI 70.03.[2] Um estudo mais recente descobriu que um desses candidatos (KOI 326.01) é de fato muito maior e mais quente do que relatada pela primeira vez.[10]

Um estudo de setembro de 2011 de Muirhead et al. relatos de que uma re-calibração de raios estimados e temperaturas efetivas de várias estrelas anãs na amostra Kepler rende seis novos candidatos terrestres de tamanho dentro das zonas habitáveis de suas estrelas: KOI 463.01, KOI 1422.02, KOI 947.01, KOI 812.03, KOI 448.02, KOI 1361.01.[11]

Descobertas que não são planetas[editar | editar código-fonte]

Vários KOIs contêm objetos em trânsito que são mais quentes do que as estrelas hospedeiras, indicando que os objetos menores são anãs brancas formadas através de transferência de massa. Esses objetos incluem KOI 74, KOI 81 e KOI 959.[2][12]

KOI 54 é acreditado para ser um sistema binário que contém duas estrelas Classe A em órbitas altamente excêntricas com um semieixo maior de 0.4 AU. No apoastro, a força de maré causam um clareamento periódico do sistema. Além disso, estas forças gravitacionais induzem pulsações ressonantes em uma (ou ambas) as estrelas, tornando-se apenas o quarto conhecido sistema estelar a assumir o comportamento.[13]

KOI 126 é um sistema estelar triplo compreendendo duas pequenas massas (0.24 e 0.21 massas solares) estrelas que orbitam uma a outra com um período de 1.8 dias e um semieixo maior de 0.02 AU. Juntos, elas orbitam uma estrela com 1.3 a massa solar com um período de 34 dias e um semieixo maior de 0.25 AU. Todas as três estrelas eclipaão uma a outra, que permite medições precisas das suas massas e raios. Isso faz com que duas estrelas de baixa massa para apenas 4 conhecidas totalmente convectivas a ter determinações precisas de seus parâmetros (ou seja, melhor do que vários pontos percentuais). As outras duas estrelas constituem o sistema binário eclipsando CM Draconis.[14]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. ↑ a b Borucki, William J; et al. (2010). «Characteristics of Kepler planetary candidates based on the first data set: the majority are found to be Neptune-size and smaller». arXiv:1006.2799Acessível livremente [astro-ph.EP] 
  2. ↑ a b c d e f g Borucki, William J; et al. (1 de fevereiro de 2011). «Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data» (PDF). kepler.nasa.gov. Consultado em 1 de maio de 2014 
  3. ↑ Brown, Timothy M; et al. (2011). «Kepler Input Catalog: Photometric Calibration and Stellar Classification». arXiv:1102.0342Acessível livremente [astro-ph.SR] 
  4. ↑ Seager, Sara (2010). «Exoplanet Transits and Occultations by Joshua N. Winn». Exoplanets. [S.l.]: University of Arizona Press. pp. 55–78. ISBN 978-0-8165-2945-2 
  5. ↑ Morton, Timothy D.; Johnson, John Asher (2011). «On the Low False Positive Probabilities of Kepler Planet Candidates». arXiv:1101.5630Acessível livremente [astro-ph.EP] 
  6. ↑ Kepler Discoveries NASA Página visitada em 1 de maio de 2014.
  7. ↑ «exoplanet archive». Consultado em 1 de maio de 2014 
  8. ↑ a b «Kepler Discoveries». NASA. 8 de fevereiro de 2011. Consultado em 1 de maio de 2014 
  9. ↑ Santerne; Diaz; Bouchy; Deleuil; Moutou; Hebrard; Eggenberger; Ehrenreich; Gry (2010). «SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates II. KOI-428b: a hot Jupiter transiting a subgiant F-star». arXiv:1101.0196Acessível livremente [astro-ph.EP] 
  10. ↑ Grant, Andrew (8 de março de 2011). «Exclusive: "Most Earth-Like" Exoplanet Gets Major Demotion—It Isn't Habitable». 80beats. Discover Magazine. Consultado em 1 de maio de 2014. Arquivado do original em 9 de março de 2011 
  11. ↑ Philip S. Muirhead, Katherine Hamren, Everett Schlawin, Bárbara Rojas-Ayala, Kevin R. Covey, James P. Lloyd (24 de abril de 2012). «Characterizing the Cool Kepler Objects of Interest. New Effective Temperatures, Metallicities, Masses and Radii of Low-Mass Kepler Planet-Candidate Host Stars». Consultado em 1 de maio de 2014 
  12. ↑ Rowe, Jason F.; et al. (2010). «Kepler Observations of Transiting Hot Compact Objects». The Astrophysical Journal Letters. 713 (2): L150–L154. Bibcode:2010ApJ...713L.150R. arXiv:1001.3420Acessível livremente. doi:10.1088/2041-8205/713/2/L150 
  13. ↑ Welsh, William F; et al. (2011). «KOI-54: The Kepler Discovery of Tidally-Excited Pulsations and Brightenings in a Highly Eccentric Binary». arXiv:1102.1730Acessível livremente [astro-ph.SR] 
  14. ↑ Carter, Joshua A; et al. (2011). «KOI-126: A Triply-Eclipsing Hierarchical Triple with Two Low-Mass Stars». Science. 331 (6017): 562–565. Bibcode:2011Sci...331..562C. PMID 21224439. arXiv:1102.0562Acessível livremente. doi:10.1126/science.1201274 

Outras leituras[editar | editar código-fonte]

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