CHEOPS

Charakterisierung von ExOPlanets Satellite

CHEOPS
-Weltraumteleskop Allgemeine Daten

Organisation	Europäische Weltraumorganisation Universität Bern
Baumeister	Airbus
Programm	Kosmische Vision (S-Klasse)
Feld	Charakterisierung von Exoplaneten durch Photometrie
Status	Betriebsbereit
Starten	18. Dezember 2019
Startprogramm	Sojus Fregat
Dauer	3,5 Jahre (Hauptmission)
COSPAR-Kennung	2019-092B
Seite? ˅	cheops.unibe.ch/de/

Technische Eigenschaften

Masse beim Start	273 kg
Masseninstrumente	58 kg
Maße	1,5 x 1,5 x 1,5 m
Treibmittelmasse	~ 30 kg
Einstellungskontrolle	Stabilisiert auf 3 Achsen
Energiequelle	Solarplatten
Elektrische Energie	200 Watt

Sonnensynchrone Umlaufbahn

Höhe	700 km
Neigung	98,22 °

Teleskop

Art	Ritchey-Chrétien in der Achse
Durchmesser	0,32 Meter
Fokus	2,6 Meter (f / 8)
Wellenlänge	Sichtbares und nahes Infrarot (400 - 1100 nm)

CHEOPS (Akronym für Charakterisierung von ExOPlanets Satellite , was Satellit zur Charakterisierung von Exoplaneten bedeutet ) ist ein kleines Weltraumteleskop, das gemeinsam von der Universität Bern und der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) entwickelt wurde. CHEOPS zielt darauf ab, die Größe und, soweit möglich, die Eigenschaften der Atmosphäre bereits identifizierter Exoplaneten zu messen, die helle Sterne ( scheinbare Helligkeit zwischen 6 und 12) in der Nähe des Sonnensystems umkreisen .

Um die Eigenschaften der Exoplaneten zu spezifizieren, das Weltraumfahrzeuges, mit einer Masse von 273 kg wird die Verwendung Transitmethode unter Verwendung eines Teleskop 32 Zentimeter in Öffnung , die eine ermöglicht räumliche Auflösung eines zweiten D. ‚Arc und eine Helligkeitsmessgenauigkeit von 15 ppm nach fünf Stunden Integration. CHEOPS wird seine Beobachtungen von einer sonnensynchronen Umlaufbahn aus durchführen . Die Mission befindet sich im Orbit auf18. Dezember 2019, durch die Sojus - Fregat - Trägerrakete , die von der Kourou - Basis abhebt . Die Dauer der Hauptmission beträgt 3,5 Jahre .

CHEOPS ist die erste Klasse-S-Mission im Wissenschaftsprogramm Cosmic Vision der ESA. Die Missionen dieser Klasse, die sich durch eine kurze Entwicklungszeit ( 4 Jahre ) und reduzierte Kosten ( 50 Millionen Euro, finanziert von der ESA , zu denen weitere 50 Millionen Euro vom Konsortium der Länder, die das Teleskop selbst entwickeln , bereitgestellt werden ) auszeichnet , vervollständigen die komplexere Missionen der Klassen M und L.

Kontext

Erster Exoplaneten-Erkennung

Die Existenz von Planeten um andere Sterne ( Exoplaneten ) war bis Anfang der 1990er Jahre Gegenstand von Spekulationen, doch ihre Entdeckung stieß auf die geringe Größe dieser Planeten, die sich in beträchtlichen Entfernungen befinden, und ihre geringe Helligkeit im Vergleich zu der des Sterns, der beherbergt sie. Die erste Entdeckung eines Exoplaneten wurde 1995 von den Schweizer Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz vom Genfer Observatorium (Nobelpreis für Physik 2019) mit der Radialgeschwindigkeitsmethode durchgeführt, die darin besteht, die Geschwindigkeitsschwankungen des „Wirtssterns“ zu messen. Diese Methode basiert auf der Tatsache, dass, wenn die relative Größe des Planeten (im Vergleich zum Stern) groß genug ist, die Anwesenheit des Planeten zu einer erheblichen Verschiebung des Sterns um den Schwerpunkt der Stern-Planet-Einheit führt, die erzeugt eine messbare Änderung seiner Geschwindigkeit in Richtung der Erd-Stern-Sichtlinie. Diese Variation erzeugt einen Dopplereffekt, der durch die Analyse des Lichtspektrums des Sterns nachgewiesen werden kann, das eine Verschiebung der Spektrallinien aufweist (Spektroskopie). Diese Methode ermöglicht es, die Masse des Planeten näherungsweise zu bestimmen.

Vergleich von Weltraumobservatorien (Vergangenheit, Gegenwart und Zukunft), die Exoplaneten untersuchen

Teleskop	Organisation	Erscheinungsdatum	Status	Dauer der Mission	Optische Eigenschaft	Teil des Himmels beobachtet	Kontinuierliche Beobachtungsdauer	Hauptziel	Sterntyp	Planetentyp	Ergebnisse
CoRoT	ESA / CNES	27. Dezember 2006	Auftrag erledigt	7 Jahre	100 ppm		6 Monate	Nachweis von Exoplaneten		Umlaufzeit des heißen Jupiter ≤ 60 Tage	32 bestätigte Exoplaneten
Kepler	NASA	7. März 2009	Auftrag erledigt	9 Jahre	29 ppm (Sternstärke 12 mit 6,5 Stunden Integration)	150.000 vorausgewählte Sterne 115 Grad²	4 Jahre	Statistische Zählung von Exoplaneten			> 2.500 bestätigte Exoplaneten
TESS	NASA	18. April 2018	Mission in Arbeit	2 Jahre (Hauptmission)		200.000 vorausgewählte Sterne Voller Himmel	Von 10 Tagen bis 2 Jahre	Erkennen und Messen der Masse von Superterres Systematische Planetenzählung > 2,5 Erdradien	Helle Sterne im Umkreis von 200 Parsec	Superterres mit Umlaufzeit ≤ 10 Tage	> 30 bestätigte Exoplaneten (Nov 2019)
CHEOPS	ESA	18. Dezember 2019	Mission in Arbeit	3,5 Jahre (Hauptmission)		300 vorausgewählte Sterne nacheinander beobachtet		Detaillierte Eigenschaften bereits identifizierter Exoplaneten		Durchmesser vom 1- bis 6-fachen des Erddurchmessers
WFIRST	NASA	2025	Laufende Entwicklung	5 Jahre (Hauptmission)	Schwache Gravitationslinse, direkte Abbildung, Transitmethoden	Galaktische Glühbirne		Zählung von Exoplaneten		Von der Größe der Umlaufbahnperiodizität des Mars > einige Dutzend Tage	Mehrere zehntausend Planeten, darunter mehrere hundert Wanderer
PLATO	ESA	2026	Laufende Entwicklung	6 Jahre (Hauptmission)		∼ 2 250 Grad²		Detaillierte Eigenschaften von mehreren Tausend Exoplaneten		Terrestrische Planeten und Superterres
ARIEL	ESA	2028	Laufende Entwicklung	4 Jahre (Hauptmission)		1.000 bekannte Exoplaneten in der Nähe unserer Sonne		Analyse der Atmosphäre von Exoplaneten		Neptunähnliche Planeten und Superterres

Die Transitmethode

Die Transitmethode ermöglichte 1999 erstmals den Nachweis eines Exoplaneten ( HD 209458 b alias Osiris). Bei dieser Methode wird der Planet erkannt, wenn er vor seinem Stern vorbeizieht, da seine Leuchtkraft dann leicht reduziert wird. Um einen Planeten mit dieser Methode zu entdecken, ist es erforderlich, dass die Linie, die den Beobachter mit dem Stern verbindet, parallel zur Bahnebene des Exoplaneten verläuft und die Beobachtung genau in dem Moment stattfindet, in dem der Planet vor dem Stern vorbeizieht. Diese Methode liefert den ungefähren Radius des Planeten. Die Einschränkungen dieser Methode erlauben nur die Detektion eines kleinen Bruchteils von Exoplaneten. Um diese Einschränkungen zu kompensieren, ist es daher notwendig, sehr viele Sterne gleichzeitig zu beobachten. CoRoT , ein französisch-europäisches Weltraumteleskop, das diese Nachweismethode verwendet, wurde 2007 gestartet und entdeckte rund dreißig Exoplaneten, aber vor allem das 2009 gestartete Kepler- Weltraumteleskop der NASA entdeckte 4.700 Kandidaten, von denen 2.300 durch spätere Beobachtungen bestätigt wurden. Diese Planeten kreisen jedoch meistens um sehr weit entfernte Sterne, was spätere terrestrische Beobachtungen für die Bewertung ihrer Masse nach der Radialgeschwindigkeitsmethode sehr erschwert .

Das 2018 gestartete TESS- Weltraumteleskop der NASA verwendet eine andere Beobachtungsstrategie. Anstatt wie Kepler einen kleinen Teil des Himmels über einen sehr langen Zeitraum zu beobachten, dehnt er seine Beobachtungen auf den gesamten Himmel aus und konzentriert sich auf die hellsten Sterne. Nach einem Jahr entdeckte TESS etwa dreißig Exoplaneten. Aber jeder Teil des Himmels wird nur 27 Tage beobachtet, was für einen Planeten mit einer Umlaufzeit von mehr als 10 Tagen nur ein bis zwei Nachweise erlaubt. Allerdings beeinflusst die Anzahl der Beobachtungen die Genauigkeit der Bestimmung des Radius des Exoplaneten.

Tore

Die CHEOPS-Mission spielt eine ergänzende Rolle im Vergleich zu teureren Missionen, die für die Entdeckung neuer Exoplaneten verantwortlich sind, wie Kepler für die NASA und CoRoT für die ESA sowie PLATO (ein ESA-Projekt in der Entwicklung). Die laufenden Missionen haben mehr als 3.000 Planeten entdeckt (aktualisiert 2017). Diese weisen eine enorme Vielfalt auf, deren Eigenschaften im Sonnensystem oft ihresgleichen suchen. Diese Planetensysteme sind im Allgemeinen kompakter mit Planeten, die sich in der Nähe ihres Sterns drehen. Planeten zwischen Erde und Neptun in der Größe dominieren. CHEOPS zielt nicht darauf ab, neue Exoplaneten zu entdecken, sondern detailliertere Daten zu Exoplaneten zu sammeln, die bereits von terrestrischen Observatorien identifiziert wurden. Die CHEOPS-Mission füllt die Grenzen von TESS aus, indem sie ihre Beobachtungen auf bereits identifizierte Exoplaneten konzentriert, die helle Sterne umkreisen. Seine photometrische Genauigkeit in der Größenordnung von Kepler erlaubt es ihm, den Radius des Exoplaneten mit sehr hoher Genauigkeit zu bestimmen. Diese verwenden Detektionsmethoden (Radialgeschwindigkeit), die nicht die Dimensionen des Planeten liefern, eine wesentliche Information, um die Dichte und damit die Struktur des Planeten zu bestimmen. Der CHEOPS-Satellit muss die planetarische Transitmethode implementieren, um diese Daten mit Hilfe von hochpräziser Photometrie zu erhalten . Die Qualität der Beobachtungen des CHEOPS-Instruments muss es ermöglichen, den Transit von Planeten zu messen, deren Durchmesser zwischen dem der Erde und dem sechsfachen Wert liegt, sofern sie um ausreichend helle Sterne nahe der Erde kreisen. CHEOPS muss einerseits kleine Exoplaneten beobachten, die durch Detektionskampagnen mit Hilfe des Doppler-Effekts entdeckt wurden, andererseits Planeten in der Größe von Neptun, die von terrestrischen Observatorien entdeckt wurden.
Die detaillierten Ziele sind:

• Suchen Sie nach Transiten, die zu einem leichten Abfall der Lichtintensität mit einem Signal-Rausch- Verhältnis von mindestens 5 für erdgroße Planeten führen, die um Zwergsterne vom Typ G5 mit einer scheinbaren Helligkeit von weniger als 9 kreisen. Die Beobachtungen beziehen sich auf Planeten mit eine Umlaufzeit von maximal 50 Tagen. Die Höhe des Signal-Rausch-Verhältnisses muss es ermöglichen, das Vorhandensein oder Fehlen einer Atmosphäre zu erkennen, die für Planeten von Bedeutung ist, deren Größe zwischen der der Erde und der des Neptun liegt . Der kleinste dieser Planeten stellt ein perfekt geeignetes Ziel für eine spätere spektroskopische Untersuchung dar, die die Details der Zusammensetzung der Atmosphäre liefern könnte;
• um eine genaue Messung des Radius heißer Neptun- ähnlicher Planeten zu ermöglichen , die Sterne mit einer scheinbaren Helligkeit von weniger als 12 umkreisen, und um nach gleichgerichteten Planeten mit geringerer Masse zu suchen. Die beobachteten heißen Neptun-ähnlichen Planeten wurden durch terrestrische Beobachtungen mit Instrumenten (NGTS oder HAT-S) entdeckt, die an Observatorien auf der Südhalbkugel installiert waren. Sie umkreisen Zwergsterne vom Typ K (Ende der Sequenz) und M (Start der Sequenz). Wenn das Signal-Rausch-Verhältnis dieser Planeten größer als 50 ist, sollte der Radius dieser Himmelsobjekte mit einer Genauigkeit von mehr als 10 % gemessen werden können. Diese Präzision in Verbindung mit den von den terrestrischen Instrumenten durchgeführten Massenmessungen sollte unter Berücksichtigung der Probengröße (mehrere Dutzend Planeten dieser Art mit einem Radius zwischen 1,5 und 6 Erdstrahlen) neue Hinweise liefern physikalischer Aufbau von heißen Neptunen  ;
• Messen Sie die Phasenmodulation, die durch die Unterschiede im Beitrag der beleuchteten Fläche heißer Jupiter- Planeten erzeugt wird . Die gesammelten Daten werden Aufschluss darüber geben, wie Energie durch die Atmosphäre dieser Planeten transportiert wird.

Die Methode der planetaren Transite

Linkes Diagramm  : Die Methode der Planetentransite basiert auf der Messung der Abnahme der Lichtstärke eines Sterns, wenn ein Planet zwischen ihn und den Beobachter kommt. Diese partielle Sonnenfinsternis dauert normalerweise mehrere Stunden. Diagramm rechts  : Beispiel Durchführung während der Mission K2 (Kepler) für einen Stern ähnlich der Sun der scheinbaren Helligkeit 11: die Punkte zu den Messungen entsprechen , hergestellt, die rote Linie auf der Kurve der Lichtintensität abgeleitet. Die Abnahme ist für einen Planeten von der Größe des Jupiter (1%) sehr deutlich, aber schwer vom Rauschen für einen Planeten von der Größe der Erde (0,01%) zu unterscheiden. Die Unregelmäßigkeit der vom Gerät zurückgegebenen Werte ist auf die verschiedenen Geräuschquellen zurückzuführen, die die Messung beeinflussen: Vibrationen, leichte Ausrichtungsänderungen, Gerätefehler, Streulichter usw.

Projekthistorie

Erste S-Klasse-Mission des Cosmic Vision-Programms der Europäischen Weltraumorganisation

Die Europäische Weltraumorganisation (ESA) hat beschlossen, im Rahmen ihres wissenschaftlichen Programms Cosmic Vision 2015-2025 eine neue Klasse von Weltraummissionen zu entwickeln : Die S-Klasse (S für Small ) zeichnet sich durch deutlich niedrigere Kosten aus als die beiden bestehenden Kategorien ( Klassen M und L): Die von der Raumfahrtbehörde getragenen Kosten sind auf 50 Millionen Euro begrenzt und der Entwicklungszyklus ist auf 4 Jahre begrenzt. Eine Aufforderung zur Einreichung von Vorschlägen für die erste Mission (S1) wird veröffentlicht inMärz 2012. CHEOPS, vorgeschlagen von der Universität Bern in der Schweiz (Teil der ESA) und vereint mehrere ESA-Mitgliedsländer in einem Konsortium, wird ausgewählt am19. Oktober 2012unter 26 Projekten des Wissenschaftlichen Programmausschusses der ESA zur weiteren Untersuchung. Das19. Februar 2014das Komitee wählt definitiv die Mission aus, die die Entwicklungen auf den Weg bringt. Die Gesamtkosten der Mission belaufen sich auf 100 Millionen Euro, davon 50 Millionen Euro, die vom CHEOPS-Konsortium finanziert werden, das die Forschungszentren vereint, die das Teleskop, das einzige Instrument an Bord, entwickeln.

Organisation

Zwischen der ESA und dem CHEOPS-Konsortium ist die Aufgabenverteilung wie folgt:

• die Europäische Weltraumorganisation definiert die Architektur der Mission, stellt die Plattform bereit , führt die Endmontage und die damit verbundenen Tests durch und ist für den Start des Satelliten verantwortlich;
• das CHEOPS-Konsortium, entwickelt die Nutzlast und kalibriert sie, unterstützt bei der Montage und Endprüfung, unterstützt die wissenschaftliche Vorbereitung und den Betrieb und ist für das Bodensegment verantwortlich.

Innerhalb der Europäischen Weltraumorganisation ist die Projektleiterin Nivola Rando und die wissenschaftliche Leiterin Kate Isaac. Wissenschaftlicher Leiter des CHEOPS-Konsortiums ist Willy Benz, Projektleiter Christopher Broeg, beide Universität Bern . Das Konsortium besteht aus Forschungsinstituten aus 11 Ländern. Die Hauptteilnehmer sind:

• Schweiz: Universität Bern , Observatorium der Universität Genf  ;
• Österreich: Institut für Weltraumforschung ( Graz ), Universität Wien  ;
• Belgien: Universität Lüttich , Lütticher Raumfahrtzentrum  ;
• Frankreich: Labor für Astrophysik von Marseille , Institut für Astrophysik von Paris , Institut für Planetologie und Astrophysik von Grenoble , Institut für Physik des Globus , Observatorium von Paris  ;
• Deutschland: Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt , Institut für Planetenforschung (Berlin), Technische Universität Berlin  ;
• Ungarn: Admatis , Konkoly-Observatorium .

Entwicklung

Die ersten Elemente des Satelliten werden im zweiten Quartal 2015 von Airbus Spanien (Hersteller der Plattform ) an die Universität Bern geliefert , die das für die Entwicklung des Teleskops verantwortliche Konsortium pilotiert. Die kritische Designüberprüfung erfolgt inJanuar 2016 für das Instrument und in Mai 2016für den ganzen Satelliten. ImJuli 2018Der Test des kompletten Satelliten beginnt. ImApril 2018, wird das Teleskop von der Universität Bern nach Madrid transportiert , um mit der Plattform zusammengebaut zu werden.

Im November 2018 Die Europäische Weltraumorganisation (ESA) gibt bekannt, dass der Satellit zwischen den 15. Oktober und der 14. November 2019durch eine Sojus- Rakete mit dem italienischen COSMO-SkyMed- Radar-Erdbeobachtungssatelliten der zweiten Generation als Hauptnutzlast . EndeDezember 2018 alle Tests sind abgeschlossen, dann erfolgt die Abnahme- und Qualifizierungsprüfung in Februar 2019wird durch eine Vereinbarung zur Markteinführung abgeschlossen. Der Satellit wird in Madrid bis zur Verschiffung nach Französisch-Guayana gelagert . CHEOPS kommt in Kourou an16. Oktober 2019.

Technische Eigenschaften

Haupteigenschaften

Der Satellit besteht aus einer sechseckigen Struktur, an deren Spitze das Teleskop befestigt ist, das die Nutzlast bildet , das Ganze wird auf drei Seiten durch eine Sonnenblende geschützt, die zwischen ihnen einen Winkel von bildet. Die Außenabmessungen des Satelliten betragen 1,5 × 1,5 × 1,5 m und seine Masse beträgt 273 kg. Die vom Satelliten verwendete Plattform wird von Airbus Defence and Space in Spanien bereitgestellt und leitet sich von der des SEOSAT- Satelliten ab . Die Hauptanforderung der Mission besteht darin, dass das Teleskop mit ausreichender Präzision auf den untersuchten Himmelsausschnitt ausgerichtet ist und die Bewegungen während der Beobachtungszeit auf ein Minimum reduziert werden. Der Satellit wird auf 3 Achsen mit einer Ausrichtungsgenauigkeit von 1 Bogensekunde und einer kumulativen Drift über 10 Stunden von weniger als 4 Bogensekunden stabilisiert . Das Lageregelungssystem hält eine der Satellitenachsen permanent auf die Erde gerichtet, wodurch es möglich ist, den Strahler des Teleskops permanent auf den Weltraum ausgerichtet zu halten. Da das Teleskop 48 Stunden (im Durchschnitt) ununterbrochen auf sein Ziel gerichtet bleibt, erzwingt diese Einschränkung eine Drehung des Satelliten um die Achse des Teleskops in Bezug auf die Umlaufbahn. Von Sonnenkollektoren nicht-mobilen, an der Sonnenblende befestigt ist , eine kontinuierliche 60 Watt. Das an den Boden übertragene Datenvolumen liegt in der Größenordnung von 1,2 Gigabit / Tag.

Das Teleskop

Die Nutzlast , deren Masse 58 kg beträgt, wird von einem Ritchey-Chrétien-Teleskop in der Achse gebildet, dessen Öffnung 32 cm beträgt  und die Brennweite 1,6 Meter (f / 5) beträgt. es funktioniert im sichtbaren Licht und im nahen Infrarot ( 0,4 bis 1,1  Mikrometer ). Der Sekundärspiegel mit 68 Millimeter Durchmesser befindet sich 30 Zentimeter vom Hauptspiegel entfernt, was eine sehr kompakte Optik ermöglicht. Zusätzliche Linsen fokussieren die einfallende Strahlung, um das Bild über eine Oberfläche des Detektors mit einem Abstand von 765 Pixeln zu verteilen . Die Fokusebene hat einen Durchmesser von 11,23 mm, was einem Sichtfeld von 0,32° entspricht. Sobald sich CHEOPS im Orbit befindet, wird ein Verschluss geöffnet.

Erdsegment

Daten und Befehle werden von der INTA- Erdstation Torrejon (in der Nähe von Madrid in Spanien ) gesammelt, die auch das Satellitenkontrollzentrum beherbergt. An der Universität Genf befindet sich das wissenschaftliche Zentrum, das die wissenschaftlichen Ziele der Mission definiert, die Daten entgegennimmt, verarbeitet, verteilt und archiviert .

Durchführung der Mission

CHEOPS wird in die Umlaufbahn gebracht auf 18. Dezember 2019bis 8  h  54  UTC durch eine Trägerrakete Sojus - Fregat vom Weltraumbahnhof Kourou . CHEOPS ist die sekundäre Nutzlast des Fluges: Die primäre Nutzlast ist der italienische COSMO-SkyMed- Radarbeobachtungssatellit der zweiten Generation von 2,2 Tonnen. Die Trägerrakete bringt auch drei Nanosatelliten in die Umlaufbahn: den von französischen Studenten entwickelten 3U EyeSat CubeSat (5 kg), ANGELS einen experimentellen 12U CNES CubeSat von 20 kg und OPS-SAT, ein Satellit der Europäischen Weltraumorganisation, der neue testen und validieren soll Satellitensteuerungstechniken und Bordsysteme. CHEOPS wurde zwei Stunden 24 Minuten nach dem Start von der obersten Stufe der Trägerrakete freigegeben.

Das 8. Januar 2020, das Hauptinstrument ist bei geschlossenem Verschluss eingeschaltet. Der Detektor misst also sein erstes schwarzes Bild ("dunkel"), also ein Bild ohne externe Quelle. Dieses Bild wird verwendet, um das Instrument zu kalibrieren und seinen korrekten Betrieb zu überprüfen. Der Verschluss wurde erfolgreich geöffnet am29. Januar 2020.

Nach einigen Wochen, die der Verifikation der verschiedenen Systeme gewidmet waren, wurde CHEOPS offiziell für wissenschaftliche Beobachtungen am . erklärt 16. April 2020. Während der Verifikationsphase des Instruments wird der 320 Lichtjahre entfernte Stern HD 93396 ausgerichtet und der Transit seines Exoplaneten KELT-11b, der 2016 vom KELT-Sud- Observatorium entdeckt wurde , erfolgreich beobachtet.

CHEOPS operiert in einer sonnensynchronen Dämmerungsbahn in einer Höhe von ca. 700  km und mit einer Bahnneigung von 98,22 °. In dieser Umlaufbahn wird das Weltraumteleskop 27% des Himmels an mindestens 15 Tagen im Jahr mit Unterbrechungen von weniger als 20 Minuten pro Umlauf beobachten können. Andere Szenarien, die es ermöglichen, den beobachtbaren Teil des Himmels zu vergrößern, wurden untersucht und ausgeschlossen: eine höhere Umlaufbahn (1.200  km ), weil sie der Strahlung des Strahlungsgürtels zu stark ausgesetzt ist , oder eine geostationäre Umlaufbahn, weil sie nicht in die ' Budgetzulage; Ressourcenrahmen. Das Teleskop soll während seiner 3,5-jährigen Hauptmission 300 Planetensysteme beobachten.

Wissenschaftliche Ergebnisse

Nach dem Öffnen des Verschlusses in Januar 2020, gefolgt vom Start der Betriebsphase im April, gibt die ESA die 28. September 2020dass CHEOPS seinen ersten Exoplaneten (WASP-189b) entdeckt hat. Dieser superheiße Jupiter umkreist HD 133112 in nur 2,7 Tagen. Seine Temperatur erreichte 3.200  Grad. CHEOPS wird in den kommenden Jahren Hunderte von Exoplaneten beobachten und entdecken.

Das 25. Januar 2021, gibt ein Team von Wissenschaftlern bekannt , dass das Planetensystem TOI - 178 aus mindestens 6 Planeten besteht und 5 sich in Orbitalresonanz befinden . Diese Resonanzen existieren im Sonnensystem (Mond des Jupiter ). Das Resonanzmuster ist 18: 9: 6: 4: 3, was bedeutet, dass der erste Planet (der zweite vom Stern) 18 Umdrehungen macht, der zweite 9, der dritte 6 und so weiter. Zusammen mit bodengestützten Observatorien der Europäischen Südsternwarte ermöglichte CHEOPS die Aufklärung von Umwälzperioden und den Nachweis eines Planeten, dessen Existenz rechnerisch vorhergesagt wurde. Die große Besonderheit dieses Systems besteht darin, dass die Dichten der Planeten nicht dem Resonanzmuster folgen, was durch die Theorie nicht erklärt wird. In den wenigen anderen Planetensystemen mit Orbitalresonanz nahm die Dichte der Planeten mit der Entfernung vom Stern ab.

Das 28. Juni 2021, gibt ein Team von Wissenschaftlern an, "zufällig" den Transit des dritten Planeten des nahen Systems Nu2 Lupi  (in) gemessen zu haben . Dieses Planetensystem liegt weniger als 50 Lichtjahre entfernt und ist mit bloßem Auge sichtbar und gehört zum Sternbild Wolf . Im Jahr 2019 entdeckt das Bodeninstrument HARPS mithilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode drei Exoplaneten um den Stern Nu2 Lupi. Der Satellit TESS zeigt dann, dass die ersten beiden Exoplaneten Nu2Lupi b und c vor dem Stern vorbeiziehen. Bei einer Beobachtung des Systems durch CHEOPS wird unerwartet der Transit des dritten Exoplaneten Nu2 Lupi d beobachtet. Mit einer Periode von etwa 108 Tagen ist dies ein seltenes Ereignis, da die Transitmethode tendenziell die Entdeckung von Planeten mit kurzen Perioden begünstigt. Das Team schätzt, dass der Planet 2,5 Erdradien und 8,8 Erdmassen hat. Mit seiner langen Lebensdauer und seiner relativen Brillanz ist es ein ideales Ziel für weitere Forschungen und insbesondere die mögliche Entdeckung eines Rings oder von Monden . Nach den ersten Ergebnissen ist Nu2Lupi b felsig, während Nu2Lupi c und d gasförmig sind und hauptsächlich aus Helium, Wasserstoff und Wasserdampf bestehen (25% der Masse gegenüber 0,1% für die Erde).

Hinweise und Referenzen

Anmerkungen

Verweise

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Referenzdokumente

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Siehe auch

Zum Thema passende Artikel

• Kepler
• TESS
• Kosmisches Visionsprogramm
• CoRoT
• PLATO
• Exoplanet

Externe Links

• (en) Website des Konsortiums zur Entwicklung von CHEOPS
• (en) Seiten der Europäischen Weltraumorganisation für CHEOPS
• (en) Seite auf dem EO-Portal der ESA
• Vahé Ter Minassian, „  Cheops, der Profiler von Exoplaneten  “ , auf CNRS ,16. Dezember 2019(Zugriff am 21. Dezember 2019 )