CoRoT - CoRoT

CoRoT

O satélite CoRoT na sala de integração do Espaço Thales Alenia, em Cannes
Tipo de missão	Telescópio espacial
Operador	CNES  / ESA
COSPAR ID	2006-063A
SATCAT nº	29678
Local na rede Internet	corot .cnes .fr
Duração da missão	Planejado: 2,5 + 4 anos Final: 7 anos, 5 meses, 20 dias
Propriedades da espaçonave
Fabricante	Espaço CNES Thales Alenia
Massa de lançamento	630 kg (1.390 lb)
Massa de carga útil	300 kg (660 lb)
Dimensões	2 m × 4 m (6,6 pés x 13,1 pés)
Poder	≈380 W
Início da missão
Data de lançamento	27 de dezembro de 2006, 14:24 UTC ( 2006-12-27UTC14: 24 )
Foguete	Soyuz 2.1b  Fregat
Local de lançamento	Baikonur LC-31/6
Contratante	Arianespace Starsem
Fim da missão
Disposição	Descomissionado
Desativado	17 de junho de 2014, 10:27  UTC ( 2014-06-17UTC10: 28 )
Parâmetros orbitais
Sistema de referência	Geocêntrico
Regime	Polar
Semi-eixo maior	7.123 km (4.426 mi)
Excentricidade	0,0203702
Altitude do perigeu	607,8 km (377,7 mi)
Altitude de apogeu	898,1 km (558,1 mi)
Inclinação	90,0336 graus
Período	99,7 minutos
RAAN	13,64 graus
Argumento de perigeu	148,21 graus
Anomalia média	213,16 graus
Movimento médio	14,44 rev / dia
Época	8 de março de 2016, 11:58:39 UTC
Revolução no.	47715
Telescópio principal
Modelo	Afocal
Diâmetro	27 cm (11 pol.)
Comprimento focal	1,1 m (43 pol.)
Comprimentos de onda	Luz visível

CoRoT (francês: Co nvection, Ro tation et T ransits planétaires ; Inglês: Co nvection, Ro tation and T ransits planetários ) foi uma missão de telescópio espacial que operou de 2006 a 2013. Os dois objetivos da missão eram procurar planetas extra-solares com curto períodos orbitais, particularmente aqueles de grande tamanho terrestre , e para realizar asteroseismologia medindo as oscilações do tipo solar nas estrelas. A missão foi liderada pela Agência Espacial Francesa (CNES) em conjunto com a Agência Espacial Europeia (ESA) e outros parceiros internacionais.

Entre as descobertas notáveis ​​estava o CoRoT-7b , descoberto em 2009, que se tornou o primeiro exoplaneta mostrado a ter uma composição dominada por rocha ou metal.

CoRoT foi lançado às 14:28:00 UTC em 27 de dezembro de 2006, no topo de um foguete Soyuz 2.1b , relatando a primeira luz em 18 de janeiro de 2007. Posteriormente, a sonda começou a coletar dados científicos em 2 de fevereiro de 2007. CoRoT foi a primeira espaçonave dedicada para a detecção de planetas extrasolares em trânsito , abrindo caminho para sondas mais avançadas, como Kepler e TESS . Ele detectou seu primeiro planeta extra-solar, CoRoT-1b , em maio de 2007, apenas 3 meses após o início das observações. As operações de voo da missão estavam originalmente programadas para terminar 2,5 anos após o lançamento, mas as operações foram estendidas até 2013. Em 2 de novembro de 2012, o CoRoT sofreu uma falha no computador que tornou impossível recuperar quaisquer dados de seu telescópio. As tentativas de reparação não tiveram êxito, pelo que a 24 de junho de 2013 foi anunciado que o CoRoT foi retirado e seria encerrado; baixado em órbita para permitir sua queima na atmosfera.

Visão geral

Projeto de nave espacial

O design óptico do CoRoT minimizou a luz difusa vinda da Terra e forneceu um campo de visão de 2,7 ° por 3,05 °. O caminho óptico do CoRoT consistia em um telescópio afocal fora do eixo de 27 cm (10,6 pol.) De diâmetro alojado em um defletor opaco de dois estágios projetado especificamente para bloquear a luz solar refletida pela Terra e uma câmera consistindo em uma objetiva dióptrica e uma caixa focal . Dentro da caixa focal havia uma série de quatro detectores CCD protegidos contra radiação por uma blindagem de alumínio de 10 mm de espessura. Os Sismologia CCDs são desfocado por 760μm em direção ao objetivo de dioptria para evitar a saturação das estrelas mais brilhantes. Um prisma na frente dos CCDs de detecção de planetas fornece um pequeno espectro projetado para se dispersar mais fortemente nos comprimentos de onda azuis.

O plano focal do CoRoT com seus quatro CCDs de transferência full frame. A zona escura corresponde à área fotossensível. Dois CCDs são dedicados ao programa de exoplanetas e os outros dois ao programa de asteroseismologia.

Os quatro detectores CCD são CCDs modelo 4280 fornecidos pela E2V Technologies . Esses CCDs são designs com transferência de quadros, finos e retroiluminados em uma matriz de 2.048 por 2.048 pixels. Cada pixel tem 13,5 μm x 13,5 μm de tamanho, o que corresponde a um tamanho de pixel angular de 2,32 segundos de arco. Os CCDs são resfriados a −40 ° C (233,2 K; −40,0 ° F). Esses detectores são dispostos em um padrão quadrado com dois cada um dedicado à detecção planetária e asteroseismologia . O fluxo de saída de dados dos CCDs são conectados em duas cadeias . Cada cadeia tem um CCD de detecção planetária e um CCD de asteroseismologia . O campo de visão para detecção planetária é de 3,5 °. O satélite, construído no Centro Espacial Cannes Mandelieu , tinha uma massa de lançamento de 630 kg, tinha 4,10 m de comprimento, 1,984 m de diâmetro e era alimentado por dois painéis solares.

Projeto de missão

O satélite foi observado perpendicularmente ao seu plano orbital, o que significa que não houve ocultações na Terra , permitindo até 150 dias de observação contínua. Essas sessões de observação, chamadas de "Long Runs", permitiram a detecção de planetas menores e de longo período. Durante os 30 dias restantes entre os dois períodos de observação principais, o CoRoT observou outras manchas do céu por algumas semanas de "Curtas Corridas", a fim de analisar um número maior de estrelas para o programa de asteroseísmico. Após a perda de metade do campo de visão devido à falha da Unidade de Processamento de Dados nº 1 em março de 2009, a estratégia de observação mudou para 3 meses de execuções de observação, a fim de otimizar o número de estrelas observadas e a eficiência de detecção.

Para evitar que o Sol entre em seu campo de visão, durante o verão do norte o CoRoT observou em uma área ao redor de Serpens Cauda , em direção ao centro galáctico , e durante o inverno observou em Monoceros , no anticentro galáctico . Ambos os "olhos" do CoRoT foram estudados em observações preliminares realizadas entre 1998 e 2005, permitindo a criação de uma base de dados , denominada CoRoTsky, com dados sobre as estrelas localizadas nestas duas manchas do céu. Isso permitiu selecionar os melhores campos de observação: o programa de pesquisa de exoplanetas requer o monitoramento de um grande número de estrelas anãs e evitar estrelas gigantes , cujos trânsitos planetários são muito rasos para serem detectados. O programa de asterossísmico exigia estrelas mais brilhantes do que magnitude 9 e para cobrir tantos tipos diferentes de estrelas quanto possível. Além disso, para otimizar as observações, os campos não devem ser muito esparsos - menos alvos observados - ou muito lotados - muitas estrelas sobrepostas. Vários campos foram observados durante a missão:

• IRa01 , de 18 de janeiro de 2007 a 3 de abril de 2007 - 9.879 estrelas observadas;
• SRc01 , de 3 de abril de 2007 a 9 de maio de 2007 - 6.975 estrelas observadas;
• LRc01 , de 9 de maio de 2007 a 15 de outubro de 2007 - 11.408 estrelas observadas;
• LRa01 , de 15 de outubro de 2007 a 3 de março de 2008 - 11.408 estrelas observadas;
• SRa01 , de 3 de março de 2008 a 31 de março de 2008 - 8.150 estrelas observadas;
• LRc02 , de 31 de março de 2008 a 8 de setembro de 2008 - 11.408 estrelas observadas;
• SRc02 , de 8 de setembro de 2008 a 6 de outubro de 2008 - 11.408 estrelas observadas;
• SRa02 , de 6 de outubro de 2008 a 12 de novembro de 2008 - 10.265 estrelas observadas;
• LRa02 , de 12 de novembro de 2008 a 30 de março de 2009 - 11.408 estrelas observadas;
• LRc03 , de 30 de março de 2009 a 2 de julho de 2009 - 5.661 estrelas observadas;
• LRc04 , de 2 de julho de 2009 a 30 de setembro de 2009 - 5.716 estrelas observadas;
• LRa03 , de 30 de setembro de 2009 a 1 de março de 2010 - 5.289 estrelas observadas;
• SRa03 , de 1 de março de 2010 a 2 de abril de 2010;
• LRc05 , de 2 de abril de 2010 a 5 de julho de 2010;
• LRc06 , de 5 de julho de 2010 a 27 de setembro de 2010;
• LRa04 , de 27 de setembro de 2010 a 16 de dezembro de 2010;
• LRa05 , de 16 de dezembro de 2010 a 5 de abril de 2011;
• LRc07 , de 5 de abril de 2011 a 30 de junho de 2011;
• SRc03 , de 1 de julho de 2011 a 5 de julho de 2011 - uma corrida feita para reobservar o trânsito do CoRoT-9b ;
• LRc08 , de 6 de julho de 2011 a 30 de setembro de 2011;
• SRa04 , de 30 de setembro de 2011 a 28 de novembro de 2011;
• SRa05 , de 29 de novembro de 2011 a 9 de janeiro de 2012;
• LRa06 , de 10 de janeiro de 2012 a 29 de março de 2012 - uma corrida dedicada à reobservação do CoRoT-7b ;
• LRc09 , de 10 de abril de 2012 a 5 de julho de 2012;
• LRc10 , de 6 de julho de 2012 a 1 de novembro de 2012 - interrompido pela falha fatal que encerrou a missão.

A espaçonave monitorou o brilho das estrelas ao longo do tempo, procurando o leve escurecimento que ocorre em intervalos regulares quando os planetas transitam por sua estrela hospedeira. Em todos os campos, o CoRoT registrou o brilho de milhares de estrelas na faixa de magnitude V de 11 a 16 para o estudo de planetas extra-solares. Na verdade, alvos estelares mais brilhantes do que 11 saturaram os detectores CCD dos exoplanetas, produzindo dados imprecisos, enquanto as estrelas com menos de 16 não fornecem fótons suficientes para permitir detecções planetárias. O CoRoT era sensível o suficiente para detectar planetas rochosos com um raio duas vezes maior do que a Terra, orbitando estrelas com mais de 14 pontos; também se espera descobrir novos gigantes gasosos em toda a faixa de magnitude.

CoRoT também estudou asteroseismologia . Ele pode detectar variações de luminosidade associadas às pulsações acústicas das estrelas. Este fenômeno permite o cálculo da massa, idade e composição química precisa de uma estrela e ajudará nas comparações entre o Sol e outras estrelas. Para este programa, em cada campo de visão havia uma estrela-alvo principal para asteroseismologia, bem como até nove outros alvos. O número de alvos observados caiu para metade após a perda da Unidade de Processamento de Dados No. 1.

A missão começou em 27 de dezembro de 2006, quando um foguete russo Soyuz 2-1b elevou o satélite em uma órbita polar circular com uma altitude de 827 km. A primeira campanha de observação científica começou em 3 de fevereiro de 2007.

Até março de 2013, o custo da missão será de 170 milhões de euros, dos quais 75% são pagos pela agência espacial francesa CNES e 25% são aportados pela Áustria, Bélgica, Alemanha, Espanha, Brasil e Agência Espacial Europeia ESA.

Desenvolvimento

O contratante principal para a construção do veículo CoRoT foi o CNES, ao qual foram entregues componentes individuais para montagem do veículo. O compartimento de equipamentos CoRoT, que abriga a aquisição de dados e a eletrônica de pré-processamento, foi construído pelo Laboratório LESIA no Observatório de Paris e levou 60 anos-pessoa para ser concluído. O projeto e a construção dos instrumentos foram feitos pelo Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LESIA) de l ' Observatoire de Paris , o Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, o Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) de Orsay, o Centre spatial de Liège (CSL) na Bélgica, o IWF na Áustria, o DLR (Berlin) na Alemanha e o Departamento de Apoio à Investigação e Ciência da ESA. O telescópio afocal de 30 cm Corotel foi realizado pela Alcatel Alenia Space no Centro espacial de Cannes Mandelieu.

Potencial

Antes do início da missão, a equipe afirmou com cautela que o CoRoT só seria capaz de detectar planetas poucas vezes maiores ou maiores do que a Terra, e que não foi projetado especificamente para detectar planetas habitáveis . De acordo com o comunicado de imprensa anunciando os primeiros resultados, os instrumentos do CoRoT estão operando com maior precisão do que o previsto e podem ser capazes de encontrar planetas do tamanho da Terra com órbitas curtas em torno de pequenas estrelas. O método de trânsito requer a detecção de pelo menos dois trânsitos, portanto, os planetas detectados terão, em sua maioria, um período orbital inferior a 75 dias. Candidatos que mostram apenas um trânsito foram encontrados, mas a incerteza permanece sobre seu período orbital exato.

Deve-se presumir que o CoRoT detecta uma pequena porcentagem de planetas dentro dos campos de estrelas observados, devido à baixa porcentagem de exoplanetas que transitariam do ângulo de observação do Sistema Solar . As chances de ver um planeta transitando em sua estrela hospedeira é inversamente proporcional ao diâmetro da órbita do planeta, portanto, perto de planetas as detecções superarão os de planetas externos. O método de trânsito também é tendencioso para planetas grandes, uma vez que seus trânsitos de profundidade são mais facilmente detectados do que os eclipses rasos induzidos por planetas terrestres.

Falha da Unidade de Processamento de Dados No. 1

Em 8 de março de 2009, o satélite sofreu uma perda de comunicação com a Unidade de Processamento de Dados No. 1, processando dados de uma das duas cadeias de fotodetectores da espaçonave. As operações científicas foram retomadas no início de abril com a Unidade de Processamento de Dados Nº 1 offline, enquanto a Unidade de Processamento de Dados Nº 2 operando normalmente. A perda da cadeia de fotodetectores número 1 resulta na perda de um CCD dedicado à asteroseismologia e um CCD dedicado à detecção de planetas. O campo de visão do satélite é assim reduzido em 50%, mas sem qualquer degradação da qualidade das observações. A perda do canal 1 parece ser permanente.

Programa de Acompanhamento

A taxa de descobertas de planetas em trânsito é ditada pela necessidade de observações de acompanhamento baseadas na terra, necessárias para verificar a natureza planetária dos candidatos a trânsito. As detecções de candidatos foram obtidas para cerca de 2,3% de todos os alvos CoRoT, mas encontrar eventos de trânsito periódicos não é suficiente para reivindicar uma descoberta de planeta, uma vez que várias configurações podem imitar um planeta em trânsito, como binários estelares ou uma estrela eclipsante mais fraca muito próxima para a estrela-alvo, cuja luz, combinada na curva de luz, pode reproduzir eventos semelhantes ao trânsito. Uma primeira triagem é executada nas curvas de luz, buscando indícios de eclipses secundários ou um trânsito em forma de V, indicativo de uma natureza estelar dos trânsitos. Para os alvos mais brilhantes, o prisma na frente dos CCDs dos exoplanetas fornece fotometria em 3 cores diferentes, permitindo rejeitar candidatos a planetas que possuem profundidades de trânsito diferentes nos três canais, um comportamento típico de estrelas binárias. Esses testes permitem descartar 83% das detecções candidatas, enquanto os 17% restantes são selecionados com acompanhamento fotométrico e de velocidade radial de uma rede de telescópios ao redor do mundo. As observações fotométricas, necessárias para descartar uma possível contaminação por um binário eclipsante diluído nas proximidades do alvo, são realizadas em vários instrumentos da classe 1 m, mas também emprega o telescópio Tautenburg de 2 m na Alemanha e o CFHT / de 3,6 m Megacam no Havaí. O acompanhamento da velocidade radial permite descartar binários ou mesmo múltiplos sistemas estelares e, com observações suficientes, fornecer a massa dos exoplanetas encontrados. O acompanhamento da velocidade radial é realizado com espectrógrafos de alta precisão , nomeadamente SOPHIE , HARPS e HIRES . Uma vez que a natureza planetária do candidato é estabelecida, espectroscopia de alta resolução é realizada na estrela hospedeira, a fim de determinar com precisão os parâmetros estelares, a partir dos quais outras características do exoplaneta podem ser derivadas. Esse trabalho é feito com telescópios de grande abertura, como o espectrógrafo UVES ou HIRES .

Planetas em trânsito interessantes poderiam ser posteriormente acompanhados com o Telescópio Espacial Spitzer infravermelho , para dar uma confirmação independente em um comprimento de onda diferente e, possivelmente, detectar a luz refletida do planeta ou das composições atmosféricas. CoRoT-7b e CoRoT-9b já foram observados por Spitzer .

Artigos apresentando os resultados das operações de acompanhamento de candidatos planetários nos campos IRa01, LRc01, LRa01, SRc01 foram publicados. Em abril de 2019, um resumo dos resultados da pesquisa de exoplanetas foi publicado, com 37 planetas e anãs marrons confirmados, e mais cem candidatos a planetas ainda a serem verificados. Às vezes, a fraqueza da estrela alvo ou suas características, como uma alta velocidade rotacional ou forte atividade estelar, não permitem determinar de forma inequívoca a natureza ou a massa do candidato planetário.

Descobertas

Asteroseismologia e física estelar

As estrelas vibram de acordo com muitos modos de pulsação diferentes, da mesma forma que os instrumentos musicais emitem uma variedade de sons. Ouvir um sopro no violão não deixa dúvidas quanto à natureza do instrumento, e um músico experiente pode até deduzir o material e a tensão das cordas. Da mesma forma, os modos de pulsação estelar são característicos das propriedades estelares globais e das condições físicas internas. Analisar esses modos é, portanto, uma maneira de sondar interiores estelares para inferir a composição química estelar, perfis de rotação e propriedades físicas internas, como temperaturas e densidades. Asteroseismologia é a ciência que estuda os modos de vibração de uma estrela. Cada um desses modos pode ser representado matematicamente por um harmônico esférico de grau le ordem azimutal m. Alguns exemplos são apresentados a seguir com um esquema de cores em que azul (vermelho) indica material em contração (expansão). As amplitudes de pulsação são altamente exageradas.

Alguns exemplos de modos de vibração estelares

l = 1, m = 0

l = 2, m = 0

l = 2, m = 1

l = 4, m = 2

Quando aplicada ao Sol, essa ciência é chamada de heliosismologia e já existe há algumas décadas. A abundância de hélio na superfície solar foi derivada com muita precisão pela primeira vez, o que definitivamente mostrou a importância da difusão microscópica na estrutura solar. As análises de heliosismologia também revelaram o perfil de rotação interna solar, a extensão precisa do envelope convectivo e a localização da zona de ionização de hélio. Apesar dos enormes desafios técnicos, era tentador aplicar análises semelhantes às estrelas. Do solo isso só foi possível para estrelas próximas ao Sol como α Centauri, Procyon, β Virginis ... O objetivo é detectar variações extremamente pequenas de luz (até 1 ppm) e extrair as frequências responsáveis ​​por essas flutuações de brilho . Isso produz um espectro de frequência típico da estrela sob escrutínio. Os períodos de oscilação variam de alguns minutos a várias horas, dependendo do tipo de estrela e de seu estado evolutivo. Para alcançar tais desempenhos, são necessários longos tempos de observação, sem alternâncias dia / noite. O espaço é, portanto, o laboratório asterossísmico ideal. Ao revelar sua microvariabilidade, medindo suas oscilações no nível de ppm , o CoRoT forneceu uma nova visão das estrelas, nunca alcançada antes por qualquer observação terrestre.

Estrelas anãs e gigantes observadas por CoRoT nos campos de sismo e exo com algumas estrelas adicionais observadas do solo. Do trabalho dos membros da equipa CoRoT

No início da missão, dois em cada quatro CCDs foram atribuídos a observações asterossísmicas de estrelas brilhantes (magnitude aparente 6 a 9) no chamado campo sismo, enquanto os outros CCDs foram reservados para caça de exoplanetas no chamado campo exo . Embora com uma relação sinal / ruído mais baixa , ciência interessante sobre estrelas também foi obtida a partir dos dados do canal de exoplanetas, onde a sonda registra vários milhares de curvas de luz de cada campo observado. A atividade estelar, os períodos de rotação, a evolução do ponto estelar, as interações estrela-planeta, vários sistemas estelares são ótimos extras, além do programa asterossísmico principal. Este exo campo também se revelou de uma riqueza incalculável em descobertas asteroseísmicas. Durante os primeiros seis anos da sua missão, o CoRoT observou cerca de 150 estrelas brilhantes no campo sismo e mais de 150 000 estrelas fracas no campo exo . A figura mostra onde a maioria deles está localizada no diagrama de Hertzsprung-Russell junto com alguns outros observados do solo.

As descobertas foram numerosas. Citemos a primeira detecção de oscilações do tipo solar em estrelas que não o Sol, a primeira detecção de oscilações não radiais em estrelas gigantes vermelhas, a detecção de oscilações do tipo solar em estrelas massivas  · , a descoberta de centenas de frequências em Estrelas δ Scuti , a espetacular evolução no tempo do espectro de frequência de uma estrela Be (linhas de emissão B) durante uma explosão, a primeira detecção de um desvio de um espaçamento de período constante nos modos de gravidade em uma estrela SPB (Slowly Pulsating B). A interpretação desses resultados abriu novos horizontes em nossa visão de estrelas e galáxias. Em outubro de 2009, a missão CoRoT foi o assunto de uma edição especial da Astronomia e Astrofísica , dedicada aos primeiros resultados da sonda. Abaixo estão alguns exemplos de contribuições revolucionárias para a astrofísica estelar, com base nos dados do CoRoT:

Extensão da zona quimicamente mista em estrelas da sequência principal

Acima do núcleo convectivo, onde a mistura de produtos químicos é instantânea e eficiente, algumas camadas podem ser afetadas por mistura parcial ou total durante a fase de evolução da sequência principal . A extensão desta zona extra misturada , bem como a eficiência da mistura são, no entanto, difíceis de avaliar. Esta mistura adicional tem consequências muito importantes, uma vez que envolve escalas de tempo mais longas para as fases de queima nuclear e pode, em particular, afetar o valor da massa estelar na transição entre aquelas estrelas que terminam sua vida como anãs brancas e aquelas que enfrentam uma explosão final de supernova . O impacto na evolução química da galáxia é óbvio. As razões físicas para essa mistura extra são várias, seja uma mistura induzida por rotação interna ou uma mistura resultante de bolhas convectivas cruzando o limite do núcleo convectivo para entrar na zona radiativa, onde finalmente perdem sua identidade (ultrapassagem), ou mesmo alguma outra forma pouco conhecida processos.

1. Estrelas do tipo solar : a estrela do tipo solar HD 49933 é ilustrativa deste problema de mistura extra. Seu envelope convectivo é responsável pela presença de oscilações do tipo solar . Comparar o espectro de frequência observado com o obtido a partir de modelos teóricos de 1,19 M _ʘ calculado com e sem mistura adicional exclui claramente um modelo sem mistura extra.
2. Estrelas subgigantes: essa mistura adicional também afeta a estrutura de estrelas subgigantes mais evoluídas , uma vez que a extensão da massa do núcleo de hélio formado durante a queima do hidrogênio do núcleo é aumentada. A estrela subgigante HD 49385 de 1,3 M _ʘ foi submetida ao escrutínio do CoRoT e, embora não seja totalmente conclusiva, novas restrições foram trazidas à modelagem de tais estrelas.
3. Estrelas SPB: estrelas mais massivas SPB (Slowly Pulsating B) mostram um espectro de frequência dominado por modos de gravidade de alta ordem, excitados pelo mecanismo κ em funcionamento em camadas onde ionizações de elementos do grupo de ferro produzem um pico de opacidade. Nessas estrelas, o núcleo convectivo é circundado por uma região de composição química variável, a chamada região do gradiente μ, deixada pela retirada progressiva do núcleo convectivo à medida que o hidrogênio é transformado em hélio. Esta região é bastante fina e constitui uma região de transição nítida, o que induz uma assinatura muito sutil no espectro de frequência dos modos de gravidade. Em vez de um espaçamento de período constante encontrado em um modelo estelar homogêneo, desvios periódicos desse valor constante são esperados em modelos afetados por uma região de transição abrupta. Além disso, o período dos desvios está diretamente relacionado à localização precisa da transição abrupta. Este fenômeno foi detectado em duas estrelas B híbridas (mostrando ao mesmo tempo os modos acústicos β Cephei e gravity SPB): (1) HD 50230 onde uma mistura extra com uma forma um tanto suave é claramente necessária na modelagem e (2) HD 43317.

Estrutura das camadas estelares superficiais

1. Camadas de transição em envelopes estelares: camadas de transição como a região de ionização de hélio ou o limite inferior do envelope convectivo em estrelas de baixa massa e gigantes vermelhas também afetam os espectros de frequência. Em uma estrutura desprovida de tais descontinuidades, os modos acústicos de alta ordem obedecem a algumas regularidades em sua distribuição de frequência (grande separação de frequência, segunda diferença ...). As zonas de transição introduzem desvios periódicos em relação a essas regularidades e os períodos dos desvios estão diretamente relacionados com a localização precisa das zonas de transição. Esses desvios foram previstos pela teoria e foram observados pela primeira vez no sol. Graças ao CoRoT, eles também foram detectados na estrela semelhante ao solar HD 49933 e também na estrela gigante vermelha HD 181907. Em ambos os casos, a localização da zona de ionização de hélio pôde ser determinada com precisão.
2. Amplitudes e larguras de linha em espectros de oscilação do tipo solar: um dos maiores sucessos da missão espacial CoRoT foi definitivamente a detecção de oscilações do tipo solar em estrelas ligeiramente mais quentes do que o sol. Como foi feito anteriormente para o Sol, medições de amplitudes e larguras de linha em seus espectros de frequência resultaram em novas restrições na modelagem de excitações estocásticas de modos acústicos por convecção turbulenta. O espectro de frequência do HD 49933 foi confrontado com o modelo de excitação estocástica desenvolvido por Samadi et al. Exceto em altas frequências, um bom acordo pode ser alcançado adotando-se uma metalicidade dez vezes menor que a solar. Com o valor solar ao contrário, as divergências nas amplitudes podem chegar a um fator 2 em baixas frequências.
3. Granulação: A presença de granulação foi detectada no espectro de frequência do HD 49933. As análises foram feitas com modelos hidrodinâmicos 3D de atmosferas calculadas em solares e dez vezes menores que as metálicas solares. Aqui, novamente, o modelo com a menor metalicidade mostra-se mais próximo das observações, embora divergências significativas ainda permaneçam.

Gigantes vermelhos e evolução química de nossa galáxia

Após a exaustão do hidrogênio no núcleo, a estrutura estelar geral muda drasticamente. A queima de hidrogênio agora ocorre em uma camada estreita ao redor do núcleo de hélio recém-processado. Enquanto o núcleo de hélio se contrai e se aquece rapidamente, as camadas acima da camada de queima de hidrogênio sofrem importante expansão e resfriamento. A estrela se torna uma gigante vermelha cujo raio e luminosidade aumentam com o tempo. Essas estrelas agora estão localizadas no chamado ramo gigante vermelho do diagrama de Hertzsprung-Russell ; eles são comumente chamados de estrelas RGB . Quando a temperatura central atinge 100 10 ⁶ K, o hélio começa a queimar no núcleo. Para massas estelares menores do que cerca de 2 M _ʘ , essa nova combustão ocorre em uma matéria altamente degenerada e prossegue por meio de um flash de hélio . O reajuste após o flash traz a gigante vermelha para a chamada aglomeração vermelha (RC) no diagrama de Hertzsprung-Russell.

Histogramas de uma população de gigante vermelha sintética (em vermelho) e da população de gigante vermelha CoRoT (em laranja). De Andrea Miglio e colaboradores

Mapa 3D da nossa galáxia a partir de dados sísmicos de gigantes vermelhos observados pelo CoRoT. De Andrea Miglio e colaboradores

Seja RGB ou RC, todas essas estrelas têm um envelope convectivo estendido, favorável à excitação de oscilações do tipo solar. Um grande sucesso do CoRoT foi a descoberta de oscilações radiais e não radiais de longa duração em milhares de gigantes vermelhos no campo exo. Para cada um deles, a frequência na potência máxima ν _max no espectro de frequência bem como a grande separação de frequência entre modos consecutivos Δν puderam ser medidas, definindo uma espécie de passaporte sísmico individual.

1. População de gigante vermelha em nossa galáxia: a introdução dessas assinaturas sísmicas, juntamente com uma estimativa da temperatura efetiva, nas leis de escala relacionando-as com as propriedades estelares globais, gravidades (gravidades sísmicas), massas e raios podem ser estimados e luminosidades e distâncias imediatamente siga para aqueles milhares de gigantes vermelhos. Os histogramas puderam então ser desenhados e um resultado totalmente inesperado e espetacular surgiu ao comparar esses histogramas CoRoT com os teóricos obtidos de populações sintéticas teóricas de gigantes vermelhos em nossa galáxia. Essas populações teóricas foram calculadas a partir de modelos de evolução estelar, com a adoção de várias hipóteses para descrever as sucessivas gerações de estrelas ao longo do tempo de evolução de nossa galáxia. Andrea Miglio e colaboradores notaram que ambos os tipos de histogramas eram imagens cuspidas um do outro, como pode ser visto na foto dos histogramas. Além disso, somando o conhecimento das distâncias desses milhares de estrelas às suas coordenadas galácticas, um mapa 3D de nossa galáxia foi desenhado. Isso é ilustrado na figura, onde diferentes cores se relacionam a diferentes execuções do CoRoT e às observações do Kepler (pontos verdes).
2. Relação idade-metalicidade em nossa galáxia: A idade de uma gigante vermelha está intimamente relacionada à sua antiga sequência principal de vida, que por sua vez é determinada por sua massa e metalicidade. Saber a massa de uma gigante vermelha equivale a saber sua idade. Se a metalicidade for conhecida, a incerteza na idade não excede 15%! Missões de observação como APOGEE (Apache Point Observatoty Galactic Evolution Environment), cujo objetivo é medir metalicidade para 100 000 gigantes vermelhos em nossa galáxia, GALAH (Galactic Archaeology with HERMES) e GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) podem, é claro, se beneficiar amplamente com essas gravidades sísmicas com o resultado final de estabelecer a relação idade-metalicidade em nossa galáxia. A asteroseismologia cruzou a porta da estrutura e da evolução química de nossa galáxia.
3. Assinaturas sísmicas e extensão de zonas mistas durante a queima central de hidrogênio e hélio: aumentar ainda mais o escrutínio na análise dos espectros de frequência de CoRoT e Kepler de gigantes vermelhos trouxe novas descobertas importantes. Pequenas e sutis diferenças nas assinaturas sísmicas nos permitem distinguir estrelas RGB de RC, apesar de suas luminosidades semelhantes. Isso agora é teoricamente confirmado graças à elaborada modelagem da gigante vermelha. Espera-se que os espaçamentos de período dos modos dominados pela gravidade sejam especialmente significativos. A detecção de um grande número de gigantes vermelhos pode nos dar pistas para estabelecer a extensão da região extra-mista acima do núcleo convectivo durante a queima do hidrogênio do núcleo, mas também a extensão da região extra-misturada durante a queima do hélio do núcleo, ambos os processos de mistura sendo a priori totalmente alheio.

Estrelas enormes

Estrelas massivas de sequência principal variável têm espectros de frequência dominados por modos acústicos excitados pelo mecanismo κ em ação em camadas onde a ionização parcial de elementos do grupo de ferro produz um pico de opacidade. Além disso, a mais avançada dessas estrelas apresenta modos mistos, ou seja, modos com um caractere g nas camadas profundas e um caractere p no envelope. A queima de hidrogênio ocorre em um núcleo convectivo cercado por uma região de composição química variável e um envelope principalmente radiativo, exceto por minúsculas camadas convectivas relacionadas à ionização parcial de elementos do grupo hélio e / ou ferro. Como em estrelas de massa inferior, a extensão da região total ou parcialmente mista localizada logo acima do núcleo convectivo (zona extra-mista) é uma das principais incertezas que afetam a modelagem teórica.

1. Estrelas β Cephei: As análises sísmicas das estrelas β Cephei mostram que não é óbvio derivar uma extensão um-para-um desta zona extra-mista. Uma extensão bastante grande parece ser necessária para modelar θ Ophiuchi enquanto um muito menor é preferido para HD 129929, para β Canis Majoris, para δ Ceti e para 12 Lacertae. Esta zona extra-mista pode até estar ausente na estrutura de V1449 Aquilae (HD 180642) e ν Eridani. Seria extremamente interessante estabelecer uma relação entre a extensão desta zona e a velocidade de rotação e / ou o campo magnético da estrela. A análise sísmica de V2052 Ophiuchi mostra que esta estrela, embora girando rapidamente, o que favoreceria a extra-mistura, poderia estar desprovida de tal região. O campo magnético detectado nesta estrela pode ser o motivo desta falta de mistura extra.
2. Estrelas Be: as estrelas do tipo Late Be HD 181231 e HD 175869 são rotadoras muito rápidas, cerca de 20 vezes mais rápidas do que o sol. Sua análise sísmica parece exigir uma zona centralmente mista cerca de 20% maior do que o esperado apenas de convecção. Outra estrela de Be, HD 49330, tinha uma surpresa muito emocionante guardada. Observado pelo CoRoT durante uma explosão de matéria em direção ao seu disco circunstelar, típico dessas estrelas, seu espectro de frequência sofreu mudanças drásticas. Em primeiro lugar, dominado por modos acústicos, o espectro mostrou o aparecimento de modos de gravidade com amplitudes estritamente em linha com a explosão. Essa ligação entre a natureza dos modos excitados e um fenômeno dinâmico é, obviamente, uma mina de ouro em nossa busca pela estrutura interna das estrelas Be.
3. Estrelas O: várias estrelas O foram observadas pelo CoRoT. Entre eles HD 46150 e HD 46223 (membros do aglomerado galáctico NGC 2264) e HD 46966 (membro da associação OB Mon OB2) não parecem pulsar, o que está de acordo com a modelagem estelar de estrelas com parâmetros globais semelhantes. O espectro de frequência da estrela de Plaskett HD 47129, pelo contrário, mostra um pico com seis harmônicos na faixa de frequência esperada da modelagem teórica.

Outra descoberta inesperada do CoRoT foi a presença de oscilações do tipo solar em estrelas massivas. A pequena camada convectiva relacionada ao pico de opacidade resultante da ionização dos elementos do grupo ferro em cerca de 200 000 K (pico de opacidade do ferro) poderia de fato ser responsável pela excitação estocástica de modos acústicos como aqueles observados em nosso sol.

Frequência versus tempo para um modo semelhante ao solar (em cima) e um modo beta Cephei (em baixo) em Chimera. De Kevin Belkacem, Frédéric Baudin e colaboradores

1. V1449 Aquilae (HD 180642): Este alvo CoRoT é uma estrela β Cephei cujo espectro de frequência revela modos acústicos de alta frequência e amplitude muito pequena. Uma análise cuidadosa mostrou que eram oscilações semelhantes às do sol, excitadas por bolhas turbulentas originadas desta zona de pico de opacidade de ferro convectivo ou mesmo do núcleo convectivo. Esta é de fato uma descoberta importante, pois foi a primeira vez que pulsações excitadas pelo mecanismo κ atuando na zona do pico de opacidade do ferro estiveram presentes lado a lado na mesma estrela com pulsações estocasticamente excitadas por esta mesma zona. Esta é a razão pela qual Kevin Belkacem, principal descobridor dessas oscilações semelhantes ao solar em V1449 Aquilae, adicionou um novo certificado de batismo a esta estrela β Cephei e a chamou de Quimera . A figura ilustra o comportamento da frequência em função do tempo para dois modos no espectro de frequência da Quimera, um modo semelhante ao solar (em cima) e um modo β Cephei (em baixo). A natureza estocástica do modo semelhante ao solar se revela na instabilidade de sua frequência com o passar do tempo e na propagação da frequência em vários μHz. O contraste com a estabilidade da frequência e a estreita faixa de frequência do modo β Cephei é impressionante.
2. HD 46149: Mais tarde, oscilações semelhantes ao solar foram descobertas em um membro estrela O mais massivo do sistema binário HD 46149. Restrições provenientes da natureza binária do sistema juntamente com restrições sísmicas levaram à determinação dos parâmetros orbitais do sistema bem como às propriedades globais de seus membros.

O cluster aberto NGC 2264

Durante uma corrida de observação de 23 dias em março de 2008, o CoRoT observou 636 membros do jovem cluster aberto NGC 2264 . O chamado aglomerado de árvores de Natal está localizado na constelação de Monoceros, relativamente perto de nós, a uma distância de cerca de 1.800 anos-luz. Sua idade é estimada entre 3 e 8 milhões de anos. Em uma idade tão jovem, o aglomerado é um alvo ideal para investigar muitas questões científicas diferentes relacionadas à formação de estrelas e à evolução estelar precoce. Os dados CoRoT de estrelas em NGC 2264 nos permitem estudar a interação de estrelas recentemente formadas com sua matéria circundante, a rotação e atividade de membros do cluster, bem como sua distribuição, o interior de estrelas jovens usando asteroseismologia e eclipses planetários e estelares .

Os nascimentos estelares e a infância das estrelas permanecem em grande parte ocultos de nós na luz óptica porque as primeiras estrelas estão profundamente embutidas na densa nuvem molecular da qual nasceram. As observações no infravermelho ou raio-X nos permitem olhar mais profundamente na nuvem e aprender mais sobre essas fases iniciais da evolução estelar. Portanto, em dezembro de 2011 e janeiro de 2012, o CoRoT fez parte de uma grande campanha de observação internacional envolvendo quatro telescópios espaciais e vários observatórios em solo. Todos os instrumentos observaram cerca de 4000 estrelas no jovem aglomerado NGC 2264 simultaneamente por cerca de um mês em diferentes comprimentos de onda. A missão espacial canadense MOST teve como alvo as estrelas mais brilhantes do aglomerado na luz óptica, enquanto o CoRoT observou os membros mais fracos. MOST e CoRoT observaram NGC 2264 continuamente por 39 dias. Os satélites Spitzer e Chandra da NASA mediram ao mesmo tempo as estrelas no infravermelho (por 30 dias) e nos domínios de raios-X (por 300 quilosegundos). Observações terrestres também foram feitas ao mesmo tempo, por exemplo, com o ESO Very Large Telescope no Chile, o Canadian-French-Hawaiian Telescope no Havaí, o McDonald Observatory no Texas ou o Calar Alto Observatory na Espanha.

As observações do CoRoT levaram à descoberta de cerca de uma dúzia de estrelas de pré-seqüência principal pulsante (PMS) δ Scuti e à confirmação da existência de pulsações γ Doradus em estrelas de PMS. Também a presença de pulsações híbridas δ Scuti / γ Doradus foi confirmada em membros do NGC 2264. As observações do CoRoT incluíram também os bem conhecidos pulsadores de sequência principal, V 588 Mon e V 589 Mon, que foram os primeiros membros descobertos deste grupo das estrelas. A precisão alcançada nas curvas de luz CoRoT também revelou o importante papel da granulação em estrelas da pré-sequência principal.

A investigação das estrelas T Tauri e sua interação com sua matéria circunstelar usando dados CoRoT revelou a existência de uma nova classe, os objetos do tipo AA Tauri . Anteriormente às observações do CoRoT, as estrelas T Tauri eram conhecidas por mostrar variações de luz senoidais causadas por manchas na superfície estelar ou uma variabilidade completamente irregular causada pelos discos de gás e poeira ao redor das estrelas jovens. Objetos do tipo AA Tauri mostram mínimos que ocorrem periodicamente e que são diferentes em profundidade e largura, portanto, são variáveis ​​semirregulares. Com as observações do CoRoT, essa classe de objetos pode ser estabelecida. Insights emocionantes sobre as fases iniciais da evolução estelar também vêm da comparação da variabilidade presente na luz óptica com a do infravermelho e do regime de raios-X.

Sistemas binários

Um grande número de sistemas binários com membros não pulsantes radialmente foram observados pelo CoRoT. Alguns deles, que estavam eclipsando os binários com membros do tipo γ Doradus , foram descobertos durante as execuções do CoRoT. O fenômeno do eclipse desempenha um papel fundamental, pois os parâmetros globais podem seguir imediatamente, trazendo restrições inestimáveis, além das sísmicas, para a modelagem estelar.

1. AU Monocerotis : Este sistema binário semi-separado contém uma estrela Be interagindo com sua estrela G companheira. Sua observação pelo CoRoT forneceu uma curva de luz de altíssima qualidade. Parâmetros globais poderiam então ser melhorados e novas efemérides para o movimento orbital, bem como para outra variação de longo prazo, foram derivadas. Esta variação de longo período parece originar-se de uma atenuação periódica da luz por poeira circunstelar.
   

   A curva de luz do HD 174884. O painel superior mostra a curva de luz completa. O segundo painel é uma ampliação onde pequenos mínimos secundários são visíveis (sua profundidade é 1% do mínimo mais profundo). O terceiro painel mostra a projeção no plano do céu (ou seja, como vemos o sistema) em diferentes fases. De Carla Maceroni e a equipe binária CoRoT
2. HD 174884 : Pulsações induzidas pela maré foram detectadas no sistema binário de alta excentricidade (e = 0,29) e de curto período HD 174884 consistindo em duas estrelas B. O painel superior da figura mostra a curva de luz completa do sistema. No segundo painel, pequenos eclipses secundários são vistos com uma profundidade de cerca de 1% da profundidade do eclipse primário. Na verdade, o sistema é formado por estrelas de massa, tamanho e temperatura semelhantes. Se a órbita fosse circular, os eclipses seriam semelhantes em profundidade. No entanto, a órbita é altamente excêntrica e sua orientação no espaço em relação a nós é tal que o eclipse secundário ocorre quando as estrelas estão a uma distância maior do que no eclipse primário. O terceiro painel da figura mostra a projeção no plano do céu (ou seja, o sistema como o vemos) em diferentes fases orbitais.
3. CoRoT 102918586 (também conhecido por CoRoT Sol 1 ): O sistema de eclipsação relativamente brilhante CoRoT 102918586 é um binário espectroscópico de dupla linha, observado por CoRoT, que revelou evidências claras de pulsações do tipo γ Doradus. Além da fotometria CoRoT, foi realizado um acompanhamento espectroscópico que gerou as curvas de velocidade radial, as temperaturas efetivas dos componentes, a metalicidade e as velocidades rotacionais projetadas na linha de visão. A análise da curva de luz binária eclipsante, combinada com os resultados espectroscópicos, forneceu parâmetros físicos do sistema com 1–2% de precisão, enquanto a comparação com modelos evolutivos levou a restrições na idade do sistema. Depois de subtrair o modelo binário eclipsante de melhor ajuste, os resíduos foram analisados ​​para determinar as propriedades de pulsação. A estrela primária pulsa com frequências γ Dor típicas e mostra um espaçamento de período consistente com modos g de alta ordem de grau l = 1.
4. HR 6902 : O sistema binário ζ Aurigae HR 6902 contendo uma gigante vermelha e uma estrela B foi observado pelo CoRoT durante duas execuções, o que nos permitiu cobrir totalmente os eclipses primários e secundários. Este sistema está atualmente sendo analisado com o objetivo final de trazer novas restrições à estrutura interna da gigante vermelha em particular.
5. Um binário de baixa massa : Um dos sistemas binários observados por CoRoT é de interesse particular, uma vez que o componente menos massivo é uma estrela M tardia de 0,23 M _⊙ com uma temperatura efetiva estimada de cerca de 3000 K. O componente primário é uma estrela de 1,5 M _⊙ Estrela MS.
6. Um efeito de raio em um binário : um sistema binário observado por CoRoT mostrou variações de eclipses que foram interpretadas como um efeito de raio (também chamado de reforço Doppler). Esse efeito resulta da variação do brilho da fonte que se aproxima ou se afasta do observador, com amplitude proporcional à velocidade radial dividida pela velocidade da luz. A variação periódica na velocidade de uma estrela em órbita produzirá, portanto, uma variação periódica do feixe na curva de luz. Tal efeito pode confirmar a natureza binária de um sistema, mesmo sem eclipses ou trânsitos detectáveis. Uma das principais vantagens do efeito de feixe é a possibilidade de determinar a velocidade radial diretamente da curva de luz, mas luminosidades muito diferentes dos componentes binários são necessários e uma única curva de velocidade radial só pode ser obtida como em um sistema binário SB1. As variações fora do eclipse foram modeladas com o algoritmo BEER (Beaming Ellipsoidal Reflection).

Exoplanetas

Dois caçadores de planetas fotografados no Observatório La Silla .

Para encontrar planetas solares extras, o CoRoT usa o método de detecção de trânsitos. O trânsito primário é a ocultação de uma fração da luz de uma estrela quando um objeto celestial, como um planeta, passa entre a estrela e o observador. Sua detecção é possibilitada pela sensibilidade do CCD a mudanças muito pequenas no fluxo de luz. Corot é capaz de detectar mudanças no brilho de cerca de 1 / 10.000. Os cientistas podem, portanto, esperar encontrar planetas com um tamanho de aproximadamente 2 vezes o da Terra com este método, uma classe de planeta chamada Super-Terra; a detecção de Corot-7b, cujo raio é 1,7 vezes o da Terra, mostrou que essas previsões estavam corretas. O CoRoT leva uma exposição de 32 segundos de duração, a cada 32 segundos, mas a imagem não é totalmente transmitida para a Terra porque o fluxo de dados seria muito grande. O computador de bordo realiza um importante trabalho de redução de dados: o campo em torno de cada estrela-alvo, previamente selecionado pela equipe dos exoplanetas, é definido em um determinado número de pixels descrito por uma máscara particular, a soma de todos os pixels dentro da máscara é então realizada e várias exposições são adicionadas (geralmente 16, o que equivale a um tempo de integração de cerca de 8 minutos) antes de enviar essas informações para o solo. Para algumas estrelas, consideradas de particular interesse, os dados de cada exposição são transmitidos a cada 32 segundos. Tal amostragem de 32s ou 512s é bem adequada para a detecção de um trânsito planetário que dura de pouco menos de uma hora a várias horas. Uma característica desse método é que ele requer a detecção de pelo menos três trânsitos sucessivos separados por dois intervalos de tempo iguais antes que se possa considerar um alvo como um candidato sério. Um planeta de período orbital T deve ser observado pelo menos por um intervalo de tempo entre 2 T e 3 T para ter a chance de detectar três trânsitos. A distância do planeta à estrela (que é caracterizada por um semieixo maior da órbita elíptica) está ligada ao seu período orbital pela segunda lei de Kepler / Newton uma _estrela ³ = T ² M , usando respectivamente como unidades para a , M e T : a distância da Terra ao Sol (150 milhões de km), a massa do Sol, o período orbital da Terra (1 ano); isso implica que se o tempo de observação for inferior a um ano, por exemplo, as órbitas dos planetas detectáveis ​​serão significativamente menores do que a da Terra. Assim, para CoRoT, devido à duração máxima de 6 meses de observação para cada campo estelar, apenas planetas mais próximos de suas estrelas do que 0,3 unidades astronômicas (menos que a distância entre o Sol e Mercúrio) podem ser detectados, portanto, geralmente não no a chamada zona habitável. A missão Kepler (NASA) observou continuamente o mesmo campo por muitos anos e, portanto, teve a capacidade de detectar planetas do tamanho da Terra localizados mais longe de suas estrelas.

O número moderado de exoplanetas descobertos pelo CoRoT (34 durante os 6 anos de operação), é explicado pelo fato de que uma confirmação deve ser absolutamente fornecida por telescópios terrestres, antes de qualquer anúncio ser feito. Na verdade, na grande maioria dos casos, a detecção de vários trânsitos não significa a detecção de um planeta, mas sim de um sistema estelar binário, seja um que corresponda a uma ocultação rasante de uma estrela pela outra, ou que o o sistema está próximo o suficiente de uma estrela brilhante (o alvo CoRoT) e o efeito do trânsito é diluído pela luz dessa estrela; em ambos os casos, a diminuição do brilho é baixa o suficiente para ser compatível com a de um planeta passando na frente do disco estelar. Para eliminar esses casos, são realizadas observações do solo por meio de dois métodos: espectroscopia de velocidade radial e fotometria de imagem com câmera CCD. No primeiro caso, a massa das estrelas binárias é detectada imediatamente e no segundo caso pode-se esperar identificar em campo o sistema binário próximo à estrela-alvo responsável pelo alerta: o declínio relativo do brilho será maior que aquele visto pelo CoRoT que adiciona toda a luz na máscara definindo o campo de medição. Consequentemente, a equipa científica de exoplanetas do CoRoT decidiu publicar apenas planetas confirmados e totalmente caracterizados e não simples listas de candidatos. Essa estratégia, diferente da perseguida pela missão Kepler , onde os candidatos são regularmente atualizados e colocados à disposição do público, é bastante demorada. Por outro lado, a abordagem também aumenta o retorno científico da missão, uma vez que o conjunto de descobertas publicadas do CoRoT constituem alguns dos melhores estudos exoplanetários realizados até agora.

Linha do tempo das descobertas planetárias

O CoRoT descobriu seus primeiros dois planetas em 2007: os quentes Júpiteres CoRoT-1b e CoRoT-2b . Os resultados da asteroseismologia foram publicados no mesmo ano.

Em maio de 2008, dois novos exoplanetas do tamanho de Júpiter , CoRoT-4b e CoRoT-5b , bem como um objeto celestial massivo desconhecido, CoRoT-3b , foram anunciados pela ESA.

Em fevereiro de 2009, durante o Primeiro Simpósio CoRoT, foi anunciado o super-terrestre CoRoT-7b , que na época era o menor exoplaneta a ter seu diâmetro confirmado, com 1,58 diâmetros terrestres. As descobertas de um segundo planeta sem trânsito no mesmo sistema, CoRoT-7c , e de um novo Júpiter Quente, CoRoT-6b , também foram anunciadas no Simpósio.

Em março de 2010, o CoRoT-9b foi anunciado. É um planeta de longo período (95,3 dias) em uma órbita próxima à de Mercúrio.

Em junho de 2010, a equipe CoRoT anunciou seis novos planetas, CoRoT-8b , CoRoT-10b , CoRoT-11b , CoRoT-12b , CoRoT-13b , CoRoT-14b e uma anã marrom , CoRoT-15b . Todos os planetas anunciados têm o tamanho de Júpiter, exceto CoRoT-8b , que parece estar entre Saturno e Netuno . A sonda também foi capaz de detectar provisoriamente a luz refletida em comprimentos de onda ópticos de HD46375 b , um planeta sem trânsito.

Em junho de 2011, durante o Segundo Simpósio CoRoT, a sonda adicionou dez novos objetos ao catálogo Exoplaneta: CoRoT-16b , CoRoT-17b , CoRoT-18b , CoRoT-19b , CoRoT-20b , CoRoT-21b , CoRoT-22b , CoRoT -23b , CoRoT-24b , CoRoT-24c .

Em novembro de 2011, cerca de 600 exoplanetas candidatos adicionais estão sendo examinados para confirmação.

Resultados principais

Entre os exoplanetas CoRoT detectados, pode-se destacar um subconjunto com as características mais originais:

• CoRot-1b, o primeiro planeta detectado pelo CoRoT é um Júpiter quente. Por uma análise mais aprofundada, o CoRoT-1b se tornou o primeiro exoplaneta a ter seu eclipse secundário detectado no óptico, graças à curva de luz de alta precisão fornecida pelo CoRoT.
• CoRoT-3b, com uma massa de 22 M _Jup , parece ser "algo entre uma anã marrom e um planeta." De acordo com a definição de planeta proposta pelos proprietários da base de dados exoplanet.eu três anos depois, o CoRoT-3b , tendo menos massa do que 25 massas de Júpiter, é classificado como um exoplaneta. Em um artigo de agosto de 2010, o CoRoT detectou os efeitos de feixe elipsoidal e relativístico na curva de luz CoRoT-3 .
• CoRot-7b, com raio de 1,7 R da _Terra e massa de 7,3 M da _Terra , foi o primeiro planeta rochoso confirmado, com densidade e composição próximas às da Terra.
  

  Impressão artística do CoRoT-7b, a primeira Super-Terra rochosa já descoberta graças a uma boa estimativa de seu tamanho e massa e, portanto, de sua densidade. A imagem mostra o oceano de lava que deve existir no hemisfério que está voltado para a estrela. Autor: Fabien Catalano
  Seu período orbital (ou seja, seu ano local) é muito curto, pois dura apenas 20,5 h; como o planeta está muito próximo de sua estrela (uma estrela do tipo quase solar), sua órbita é de apenas 6 raios estelares. Como o planeta deve estar em rotação síncrona com seu movimento orbital por causa das enormes marés que sofre, ele sempre apresenta o mesmo hemisfério para a estrela: como consequência, os dois hemisférios, o iluminado e o escuro, apresentam um contraste extremo em temperatura (2200K vs 50K) e um enorme oceano de lava deve ocupar uma grande parte do lado quente. Um continente de gelo de água e dióxido de nitrogênio provavelmente está ocupando o lado escuro. O CoRoT-7b também foi o primeiro caso de um sistema descoberto pelo CoRoT, com duas super-Terras, uma em trânsito e a outra não; medições de velocidade radial realmente levaram à descoberta de CoRoT-7c, um planeta de 8,4 M da _Terra e um período de 3,79 dias. Suspeita-se até de um terceiro planeta.
• CoRoT-8b, um planeta da mesma classe que Netuno, com uma massa de 0,22 M _Jup ;
• CoRoT-9b, o primeiro planeta que ganhou o epíteto de planeta temperado. Com 80% da massa de Júpiter e uma órbita semelhante à de Mercúrio , este é o primeiro planeta temperado em trânsito conhecido por ser semelhante aos do Sistema Solar. Na época da descoberta, era o segundo exoplaneta de período mais longo encontrado em trânsito, depois do HD80606 b .
• CoRoT-11b e CoRoT-2b, dois planetas inflados, com raio 1,4 e 1,5 R _Jup respectivamente: a teoria ainda não fornece um modelo consistente para tais objetos;
• CoRoT-15b, uma anã marrom genuína em órbita;
• CoRoT-10b, CoRoT-16b, CoRoT-20b, CoRoT-23b, quatro Júpiteres quentes que estão em órbitas excêntricas, apesar da circularização ser teoricamente prevista para essas órbitas pequenas: esta é uma restrição clara em Q _p , o parâmetro que quantifica o dissipação de energia por forças de maré;
• CoRoT-22b, é notável por seu pequeno tamanho, tendo menos da metade da massa de Saturno.
• CoRoT-24b ec o segundo sistema planetário descoberto por CoRoT, com dois pequenos planetas de 0,10 e 0,17 M _Jup . Os dois planetas são do tamanho de Netuno e orbitam a mesma estrela e representam o primeiro sistema de trânsito múltiplo detectado pelo CoRoT.

Lista de planetas descobertos

Os seguintes planetas em trânsito foram anunciados pela missão.

Linhas verdes claras indicam que o planeta orbita uma das estrelas em um sistema estelar binário.

Outras descobertas

A tabela a seguir ilustra a anã marrom detectada pelo CoRoT, bem como planetas não em trânsito detectados no programa de acompanhamento:

Propriedades globais dos exoplanetas descobertos pelo CoRoT

Distribuição dos planetas CoRoT (círculos vermelhos) no diagrama de raio / massa. Os símbolos amarelos são os outros planetas descobertos por métodos de trânsito

Diagrama da massa da estrela em função da massa planetária dos planetas CoRoT (vermelho) e dos demais planetas descobertos pelo método de trânsito (amarelo). A linha que cruza os dados do CoRoT indica uma tendência: planetas massivos são encontrados ao redor de estrelas massivas.

Todos os planetas CoRoT foram detectados durante longos períodos, ou seja, de pelo menos 70 dias. A equipe de detecção encontrou em média entre 200 e 300 casos de eventos periódicos para cada corrida, correspondendo a 2–3% das estrelas monitoradas. Destes, apenas 530 no total foram selecionados como planetas candidatos (223 na direção do anti-centro galáctico e 307 em direção ao centro). Apenas 30 deles foram finalmente descobertos como planetas verdadeiros, ou seja , cerca de 6%, outros casos sendo binários eclipsados ​​(46%) ou casos não resolvidos (48%).

Fig D. O tempo e a profundidade do trânsito de todos os candidatos a planetas CoRoT (cortesia de A. Santerne). O tamanho dos símbolos indica o brilho aparente de sua estrela-mãe (pequeno significado fraco).

As capacidades de detecção do Corot são ilustradas pela figura D, mostrando a profundidade dos trânsitos medidos para todos os candidatos, dependendo do período e do brilho da estrela: há de fato uma melhor capacidade de detectar planetas pequenos (até 1,5 R da _Terra ) por curtos períodos (menos de 5 dias) e estrelas brilhantes.

Os planetas CoRoT cobrem uma ampla gama de propriedades e recursos encontrados na família díspar de exoplanetas: por exemplo, as massas dos planetas CoRoT cobrem uma gama de quase quatro ordens de magnitude, como mostrado na Figura.

Rastreando a massa do planeta versus a massa da estrela (Figura), descobre-se que o conjunto de dados CoRoT, com sua dispersão menor do que outros experimentos, indica uma tendência clara de que planetas massivos tendem a orbitar estrelas massivas, o que é consistente com o modelos mais comumente aceitos de formação planetária.

Veja também

• Automated Planet Finder  - Telescópio óptico robótico em busca de planetas extrasolares
• Darwin  - conceito de estudo europeu de 2007 de uma série de observatórios espaciais
• Radial Velocity Planet Searcher de alta precisão
• Telescópio espacial Kepler  - Décima missão do programa Discovery; telescópio espacial ótico para exoplanetologia
• Lista de sistemas multiplanetários  - artigo da lista da Wikimedia
• Arquivo de exoplanetas da NASA
• Missão de interferometria espacial  - telescópio espacial da NASA cancelado
• Terrestrial Planet Finder  - estudo de conceito da NASA de uma série de telescópios espaciais

Referências

links externos

• Mídia relacionada ao COROT no Wikimedia Commons
• CoRoT no site do CNES
• Arquivo público CoRoT N2