HARPS
Hochgenaue Radialgeschwindigkeit Planet Searcher | |
Der HARPS- Spektrograph auf dem 3,6-Meter-ESO-Teleskop am La Silla-Observatorium . | |
Spektrograph | |
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Französischer Name | Hochpräziser Radialgeschwindigkeits-Planetensucher |
Akronym | HARPS |
Teleskop |
3,6 m von der ESO entfernt ( La Silla , Chile ) HELIOS ( La Silla , Chile ) |
Spektraldomäne | 378 bis 691 nm ( sichtbar ) |
Spektralformat | 72 Bestellungen (Faser A) / 71 Bestellungen (Faser B) |
CCD-Sensor | |
Pixelgröße | 15 um |
Fasern | |
Fasern | 2: eine Objektfaser und eine "Referenz" -Faser |
Kontrolle und Leistung | |
Präzision | <1 m / s 0,5 m / s (erwartet) |
Die hohe Genauigkeit Radialgeschwindigkeit Planet Searcher ( HARPS ), auf Französisch „ Planète Sucher mit hohen Präzision Radialgeschwindigkeiten “, ist eine Skala Spektrographen durch gefüttert Fasern aus dem Cassegrain - Fokus des 3,6-Meter - Teleskops der ESO am ' La Silla Observatorium in Chile . Es ist hauptsächlich für die Suche nach Exoplaneten nach der Radialgeschwindigkeitsmethode gedacht . Schon seit2018, HARPS wird auch durch das angetrieben HELIOS Sonnenteleskop auf die Sonne wie ein Stern zu beobachten während des Tages.
HARPS ist das Instrument der Europäischen Südsternwarte (ESO) zur Durchführung der derzeit genauesten Messungen der Radialgeschwindigkeit ( 2015 ). Ziel dieses Instruments ist es, eine Langzeitgenauigkeit bei Radialgeschwindigkeiten von 1 Meter pro Sekunde für langsam rotierende G-Zwergsterne (ähnlich der Sonne ) zu erreichen . Eine solche Präzision ermöglicht es , massearmen Planeten wie zu erkennen , Saturn und Low - Amplitude Sternschwingungen ( siehe „Leistung“ für weitere Details).
HARPS ist ein Spektrograph Skala in Quer Dispersion durch gespeist Fasern vom Cassegrain - Fokus des 3,6-Meter - Teleskop am ESO am La Silla in Chile . Das Instrument selbst ist im Ellbogen-West-Raum des Gebäudes installiert, in dem sich dieses Teleskop befindet.
Das Instrument wurde gebaut, um langfristig Radialgeschwindigkeiten mit sehr hoher Präzision (in der Größenordnung von 1 Meter pro Sekunde ) zu erzielen. Um dieses Ziel zu erreichen, ist HARPS eine Skala Spektrographen durch zwei angetrieben Fasern und mechanische Stabilität , die wird optimiert.
Das Design von HARPS basiert auf den Erfahrungen, die die Mitglieder des HARPS- Konsortiums ( vgl. Abschnitt "Hersteller" ) mit zwei früheren Spektrographen gesammelt haben : ÉLODIE am 1,93-Meter-Teleskop am Haute-Provence-Observatorium und CORALIE am Schweizer 1,2-Meter-Leonhard-Euler-Teleskop am Observatorium La Silla . Das grundlegende Design von HARPS ist daher dem dieser beiden Instrumente sehr ähnlich. Drei Hauptpunkte wurden verbessert, um eine bessere Leistung von HARPS im Vergleich zu seinen Vorgängern zu erzielen:
HARPS wird von Fasern aus dem Cassegrain-Fokus des 3,6-Meter-Teleskops der ESO am La Silla-Observatorium in Chile angetrieben . Im Vergleich zu den 1,93-Meter- und 1,2-Meter- Teleskopen, auf denen die Vorgänger ÉLODIE und CORALIE installiert sind , kann mit dem 3,6-Meter-Licht viel mehr Licht gesammelt werden - 3,5- bzw. 9- mal mehr -, wodurch sowohl weniger helle Objekte als auch weniger beobachtet werden können genauere Messungen für ein bestimmtes Objekt haben. Das Instrument selbst ist im Ellbogen-West-Raum des Gebäudes installiert, in dem sich dieses Teleskop befindet.
HARPS befindet sich in einem thermisch gesteuerten Vakuumgefäß , um eine spektrale Drift (und damit eine radiale Geschwindigkeitsdrift), die durch Temperatur- , Druck-, Umgebungsluft- oder Feuchtigkeitsschwankungen verursacht werden kann , weitgehend zu verhindern . Der Vakuumtank selbst befindet sich in zwei Ebenen von Gehäusen, die ihn vom Raum, in dem er installiert ist, isolieren .
Eines der beiden Faser sammelt das Licht vom Stern , während der zweite verwendet wird , um gleichzeitig einen Datensatz Spektrum Referenz eine Lampe Thorium - Argon oder den Himmel Hintergrund. Die beiden Fasern von HARPS (Objekt und Himmel oder Th-Ar) haben eine Öffnung am Himmel von 1 Bogensekunde ; Dadurch kann der Spektrograph ein Auflösungsvermögen von 115.000 haben ( vgl. Abschnitt „Spektrale Auflösung“ ). Beiden Fasern sind mit einem ausgestatteten Bild Störern ( picture - Scrambler ) eine haben Beleuchtungs einheitliche Pupille des Spektrographen, unabhängig von der Dezentrierung der Partitur.
Beugungsgitter PolarimeterSeit 2010 verfügt HARPS über ein Polarimeter , das weltweit genaueste für die Untersuchung der Sterne . Die ersten Beobachtungen mit dem HARPS-Polarimeter zeigen, dass das Instrument die Erwartungen übertrifft. Dies liegt daran, dass dieses Polarimeter die Polarisation von Licht mit einem Wert von 1 pro 100.000 erfassen kann , ohne dass die Atmosphäre oder das Instrument selbst Störungen verursachen . In Verbindung mit der Stabilität des Spektrographen ist dieses Polarimeter somit das genaueste seiner Kategorie. Darüber hinaus ist es das einzige Polarimeter seiner Art auf der südlichen Hemisphäre , das neue Studien in dieser Hälfte der Welt ermöglicht.
Laut Nikolai Piskunov von der Universität Uppsala in Schweden und Principal Investigator ( Principal Investigator ) Projekt Polarimeter HARPS: "Dieses neue Polarimeter, einzigartig, öffnet ein aufregendes neues Fenster, um den Ursprung und die Entwicklung des Magnetfelds von Sternen verschiedener Massen, Temperaturen und Altersgruppen zu untersuchen . Es ist auch wichtig für die Entdeckung neuer Exoplaneten : Die Fähigkeit, Sternflecken zu erkennen , ist entscheidend, um falsche Entdeckungen von Exoplaneten auszuschließen . " .
Nach der gegenwärtigen Konzeption des Universums spielen Magnetfelder tatsächlich eine grundlegende Rolle auf verschiedenen Ebenen, von Planeten bis zu Galaxien . Insbesondere wird angenommen, dass Magnetfelder die Art und Weise steuern, wie sich Sterne bilden , günstige Bedingungen für das Wachstum von Planeten um junge Sterne schaffen, Sternwinde lenken und Teilchen in den späteren Lebensphasen eines Sterns beschleunigen .
Indirekte Signaturen von Magnetfeldern können offensichtlich sein, wie z. B. Fackeln oder Flecken auf der Oberfläche von Sternen. Direkte Messungen erfordern jedoch eine sehr genaue Instrumentierung und sorgfältige Analyse der Daten. Die Polarimetrie versucht, durch Magnetfelder polarisiertes Licht zu erfassen.
Magnetfelder verändern die physikalischen Bedingungen in den äußeren Schichten der Sterne, was zu Regionen unterschiedlicher chemischer Zusammensetzung , Temperatur und Druck führt . Die Sonnenflecken sind die bekanntesten Beispiele für solche Aktionen. Durch die Kombination von präziser Spektroskopie mit Polarimetrie ist es möglich, diese Sternpunkte abzubilden .
Der neue Modus von HARPS ermöglicht es auch, die Polarisation von Sternspektren zu messen und Magnetfelder auf Sternen zu untersuchen.
Das Polarimeter wurde von Frans Snik von der Universität Utrecht in den Niederlanden entworfen . Das Instrument wurde vesandt Chile inMai 2009. Da der für das Polarimeter verfügbare Platz sehr klein war, musste laut Snik ein sehr kompaktes Polarimeter entworfen werden. Laut Sink gelingt es dem Ganzen auch, einen Bruchteil eines Millimeters zwischen den anderen Elementen von HARPS zu erreichen, was absolut nicht berührt werden konnte, wenn die Gefahr bestand, die Suchkampagnen für Planeten zu stören .
Das HARPS-Polarimeter wurde von einem Konsortium aus der Universität Uppsala ( Schweden ), der Universität Utrecht (Niederlande), der Rice University und dem Space Telescope Science Institute ( USA ) mit Unterstützung des European Southern Observatory (ESO) entwickelt ) und das Genfer Observatorium ( Schweiz ).
DetektorDer HARPS- Detektor besteht aus einem Mosaik aus zwei ladungsgekoppelten EEV- Geräten vom Typ 44-82 mit den Spitznamen Jasmin und Linda . Die Anordnung hat eine Abmessung von 4096 × 4096 Pixel , wobei jedes Pixel eine Nenngröße von 15 Mikrometern pro Seite hat.
Blockstiche und damit verbundene ProblemeJede der beiden HARPS-CCDs besteht aus 16 Blöcken mit 512 × 1024 Pixeln, die der Größe der Maske entsprechen, die zum Schreiben der CCD verwendet wird. Die Größe und die Empfindlichkeit der am Rand dieser Blöcke befindlichen Pixel können sich daher geringfügig von denen der zentralen Pixel unterscheiden . Diese Tatsache erzeugt in den HARPS-Daten ein Signal von einem Zeitraum von einem Jahr - dem Zeitraum der Umdrehung der Erde um die Sonne -, der die Erkennung von Planeten in oder nahe einer ganzen Anzahl von Malen dieses Zeitraums einschränkt.
Das vom Spektrographen abgedeckte Spektralintervall erstreckt sich von 378 bis 691 Nanometer , d. H. Über einen großen Teil des sichtbaren Spektrums , von violett bis rot und ist über die Ordnungen 89 bis 161 verteilt . Da der Detektor ein Mosaik aus zwei ladungsgekoppelten Bauelementen ist ( siehe Abschnitt „Detektor“ ), geht im Intervall zwischen den beiden eine spektrale Ordnung (die Ordnung N = 115 im Bereich von 530 bis 533 Nanometer ) verloren.
HARPS hat eine spektrale Auflösung von 115.000, etwa doppelt so viel wie ELODIE und CORALIE .
HARPS ist mit einer eigenen ausgestatteter Pipeline von Datenreduktion , mit Sitz in La Silla . Diese Pipeline liefert den Astronomen Besucher quasi-Echtzeit - Spektren extrahiert und kalibriert in Wellenlängen in allen Modi der Beobachtung . Bei Verwendung der simultanen Thoriumreferenzmethode liefert die Pipeline präzise Radialgeschwindigkeiten (relativ zum Schwerpunkt des Sonnensystems ) für kalte Sterne, deren Radialgeschwindigkeit auf 1 bis 2 Kilometer pro Sekunde genau bekannt ist , vorausgesetzt, eine Reihe von Standardkalibrierungen Messungen wurden am Nachmittag durchgeführt.
WellenlängenkalibrierungMehrere Referenzsysteme werden verwendet, um HARPS in Wellenlängen zu kalibrieren.
Thoriumlampe (seit 2003)Seit ihrer Gründung, die Technik gleichzeitiges Thorium genannt, die hier verwendet eine Hohlkathodenlampe bei Thorium - Argon verwendet wird. Es sind die Emissionslinien dieser Atome , die als Referenz dienen ; ihre Wellenlänge muss daher mit äußerster Präzision bekannt sein , um eine haben Qualität Kalibrierung . Die Referenzwellenlängenliste wird zunächst als Atlas-Thorium-Spektrum ( Atlas des Thorium-Spektrums ) des Los Alamos National Laboratory von Byron A. Palmer und Rolf Engleman aus dem Jahr 1983 verwendet , das mit dem Spektrometer bei der Fourier McMath-Pierce- Transformation aus dem erhalten wurde Nationales Solarobservatorium am Kitt Peak . Dieser Spektrograph mit einer Auflösung von ungefähr 600.000, mehr als dem Fünffachen der von HARPS, gibt die Position von ungefähr 11.500 Thoriumlinien zwischen 3.000 und 11.000 Angström an . 2007 wollten Christophe Lovis und Francesco Pepe (LP07) vom Genfer Observatorium einen neuen Atlas von Thoriumlinien erhalten, der a priori genauer ist, sofern HARPS eine niedrigere Empfindlichkeit aufweist , obwohl er eine niedrigere Auflösung ( R = 115.000 ) aufweist und ermöglicht es so, schwache Linien zu erkennen, die im Katalog von Palmer und Engleman fehlen. Jedoch Stephen L. Redmann , Gillian Nave und Craig J. Sansonetti erwähnt, im Jahr 2014, eine erhebliche Streuung in den Rückständen von LP07 im Vergleich zu ihren Ergebnissen. Dies könnte durch die Wirkung insbesondere erläutert Block Naht , die noch nicht berücksichtigt in LP07 (gemacht vgl Abschnitt „ Block - Stitching und die damit verbundene Probleme“ ).
Jodzelle (2003-2004) Fabry-Perot-InterferometerFür die Wellenlängenkalibrierung des Instruments ist auf HARPS ein Fabry-Perot-Interferometer installiert.
LaserfrequenzkammHARPS wurde im Auftrag des European Southern Observatory (ESO) vom HARPS-Konsortium gebaut, das aus dem Genfer Observatorium ( Versoix , Schweiz ), dem Observatoire de Haute-Provence ( Saint-Michel-l'Observatoire , Frankreich ) und dem Institut für Physik besteht der Universität Bern ( Bern , Schweiz) und des Aeronomiedienstes des Nationalen Zentrums für wissenschaftliche Forschung ( Paris , Frankreich) unter maßgeblicher Beteiligung von Teams des Europäischen Südobservatoriums (ESO) in La Silla und Garching .
Das Projekt wird finanziert vom Schweizerischen Nationalfonds (NSF, Schweiz), dem Bundesamt für Bildung und Forschung , der Region Provence-Alpes-Côte d'Azur (PACA, Frankreich), dem Institut der Nationalen Universität der Wissenschaften des Universums ( INSU, Frankreich), das European Southern Observatory (ESO, multinational), die Universität Genf (Schweiz) und die anderen Mitglieder des Konsortiums.
Der PI ( Principal Investigator ) HARPS ist Michel Mayor vom Genfer Observatorium . Verantwortliche Projektwissenschaftler ( Projektwissenschaftler ) sind Didier Queloz vom Genfer Observatorium und Luca Pasquini von der ESO in Garching . Die Projektmanager ( Projektmanager ) sind Francesco Pepe vom Genfer Observatorium und Gero Rupprecht , ESO in Garching. Das Instrument Science Team umfasst Joergen Tensen-Dalsgaard , Universität Aarhus in Dänemark , Dainis Dravins , Universität Lund in Schweden , Martin Kürster , Max- Planck - Institut für Astrophysik (MPIA) in Heidelberg , Deutschland , Artie Hatzes , von Tauten , Deutschland, Francesco Paresce von ESO und Alan Penny von RAL .
Viele Menschen waren (und sind) am HARPS-Projekt beteiligt. Die Personen, die direkt an den verschiedenen Hardware-, Software-, wissenschaftlichen, Management- und Verwaltungsaspekten des HARPS-Projekts beteiligt waren, sind:
Das HARPS-Projekt wurde am geboren 20. Mai 1998mit der Veröffentlichung einer Aufforderung zur Einreichung von Projekten ( Ankündigung der Gelegenheit ) der Europäischen Südsternwarte (ESO) zur Definition, Konstruktion, Herstellung, Installation und Inbetriebnahme eines Instruments zur Erkennung von extrasolaren Planeten (Exoplaneten) und einer Genauigkeit von einem Meter pro Sekunde , gegenüber drei Metern pro Sekunde bei den HIRES , dann am effizientesten.
Auf Ersuchen der ESO wird ein Konsortium gebildet. Dazu gehören das Genfer Observatorium , das der Initiator ist, das Institut für Physik der Universität Bern , das Observatorium der Haute-Provence (OHP) und der Aeronomiedienst des Wissenschaftlers des Nationalen Forschungszentrums (CNRS). Das Projekt wird in gestartetFebruar 2000.
Die Vereinbarung zwischen der ESO und dem Konsortium wird unterzeichnet August 2000nach einer vorläufigen Entwurfsprüfung in Juli 2000. Im Rahmen dieser Vereinbarung trägt das Konsortium die Kosten für den Spektrographen und alle seine Komponenten, während ESO die Schnittstelle ( Cassegrain-Faseradapter ) des Spektrographen mit dem Teleskop, der Faserverbindung , dem Teil für den Spektrographen in dem Gebäude, in dem sich das Teleskop befindet, und bereitstellt das komplette Detektorsystem. Im Gegenzug erhält das Konsortium eine garantierte Beobachtungszeit von einhundert Nächten pro Jahr für einen Zeitraum von fünf Jahren ab der vorläufigen Annahme des Instruments.
Die Abschlussprüfung findet in statt März 2001. Die vorläufige Abnahme erfolgt inDezember 2002. ImJanuar 2003HARPS wird vom Konsortium auf dem 3,6-Meter-Teleskop der ESO in La Silla , Chile , installiert .
Die erste Inbetriebnahme von HARPS erfolgt im MonatFebruar 2003. HARPS erhält sein erstes Licht an11. Februar 2003während der ersten Nacht des Testens. Der Stern HD 100623 ist das erste beobachtete Objekt.
Der erste Aufruf zur Einreichung von Bewerbungen wird in gestartet März 2003für den Zeitraum 72 ab1 st Oktober 2003des gleichen Jahres. ImJuni 2003Eine zweite Inbetriebnahme des Instruments erfolgt.
Das Instrument wird der Community am angeboten1 st Oktober 2003. ImDezember 2003wird der erste globale HARPS-Kandidat angekündigt, nämlich HD 330075 b .
Schon seit Oktober 2006, Zusätzlich zu dem hohen Genauigkeitsmodus ( hohe Genauigkeit Modus in englischer Sprache, abgekürzt HAM), der ein hoher Wirkungsgrad Modus ( Hocheffizienzmodus ), der die Spitznamen EIERN (wörtlich „ Eier “, die von Wortspiel mit Schinken , das bedeutet „ ham “) sind verfügbar.
Neue Lampe für gleichmäßige Lichtbereiche (August 2008)Das 22. August 2008, Eine neue Lampe für gleichmäßige Lichtbereiche ( Flachfeld in Englisch) mit Filter ist installiert. Dies ermöglicht ein gleichmäßigeres Spektrum über das von HARPS abgedeckte Wellenlängenintervall.
Spektropolarimeter (Februar 2010)Im Februar 2010ist ein Spektropolarimeter auf HARPS installiert.
Installation des Laserfrequenzkamms (2012 - Mai 2015)In 2012 wird eine Laserfrequenzkamm (in Englisch Laserfrequenzkamm wird) auf HARPS installiert. Die extreme Stabilität dieser Lichtquelle sollte es ermöglichen, Beobachtungen mit einer Präzision bis dahin unerreichbar zu machen. Dieses Tool soll helfen, terrestrische Planeten in der bewohnbaren Zone ihres Sterns zu erkennen .
Auf einer Testbeobachtungsmission haben ein Team von Wissenschaftlern der ESO , des Max-Planck-Instituts für Quantenoptik (MPQ in Garching , Deutschland ) und des Kanarischen Instituts für Astrophysik (IAC in Teneriffa , Spanien ) unter der Leitung von Tobias Wilken ( Forscher am MPQ) haben gemessen, dass sie mit dem Kamm der Laserfrequenzen eine mindestens viermal höhere Genauigkeit erzielt haben als mit den bis dahin verwendeten Hohlkathodenlampen. Sie beobachteten den Stern HD 75289 und erzielten Ergebnisse, die mit früheren Ergebnissen übereinstimmen, was die Robustheit dieses Werkzeugs für die nächste Generation von Spektrographen zeigt. Der getestete Frequenzkamm war ein Prototyp eines Systems, das in Zusammenarbeit zwischen ESO, MPQ, Menlo Systems GmbH (in Deutschland), IAC und der Bundesuniversität von Rio Grande do Norte in Brasilien entwickelt wurde . Mit diesem System wird eine Genauigkeit in der Größenordnung von Zentimetern pro Sekunde erwartet, die den Weg für die Erkennung terrestrischer Planeten in der bewohnbaren Zone ihres Sterns ebnet.
Im Mai 2015wird der neue Kamm validiert.
Ersatz kreisförmiger Fasern durch achteckige Fasern (Mai 2015)Ende Mai 2015werden die Fasern mit einem kreisförmigen Abschnitt , die Licht in HARPS tragen, durch Fasern mit einem achteckigen Abschnitt gleicher Größe ersetzt, der jünger ist. Diese neuen Fasern müssen insbesondere eine homogenere Beleuchtung ermöglichen und damit den Effekt einer leichten Dezentrierung reduzieren.
Um diesen Austausch durchzuführen, musste der Vakuumtank mit dem Spektrographen geöffnet werden; Diese Eröffnung ist die erste seit der Inbetriebnahme von HARPS. Bei dieser Gelegenheit wurde der Fokus neu eingestellt, um die leichte Unschärfe auf den Bildern (die sich insbesondere in einer Verbreiterung der Linien widerspiegelt) zu beseitigen, die im Laufe der Zeit aufgrund einer leichten Abweichung aufgetreten war.
HARPS ist ein Spektrograph ; seine Aufgabe ist es daher, Spektroskopie durchzuführen . Die mit HARPS erhaltenen Spektren werden hauptsächlich zur Suche nach Planeten nach der Radialgeschwindigkeitsmethode verwendet . Dabei wird nur ein kleiner Teil der im Spektrum enthaltenen Informationen verwendet: nur die Doppler-Verschiebung dieses Spektrums. Aus diesen Spektren können jedoch mehrere andere Informationen extrahiert werden, Informationen über den beobachteten Stern, aber auch bestimmte Eigenschaften der Planeten, die sich umkreisen: Rotationsgeschwindigkeit des Sterns zum Beispiel (Verbreiterung der Linien); chemische Zusammensetzung der Atmosphäre (während eines Transits ) oder Temperatur bestimmter Planeten zum Beispiel. Darüber hinaus wird HARPS auch für die Asteroseismologie verwendet .
Für einen Stern von dem spektralen Typ G2 V ( Solartyp ) der scheinbaren Helligkeit 6 im sichtbaren , Harfen ermöglichen es , eine zu erhalten , Signal-Rausch - Verhältnis von 110 pro Bildpunkt bei einer Wellenlänge von 550 Nanometer ( grün ) in 1 Minute Integration (Wert für ein Sehen von 1 Bogensekunde und eine Luftmasse von 1,2). Unter Verwendung der simultanen Thoriumreferenzmethode ermöglicht dieses Signal-Rausch-Verhältnis die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten mit einem Quantenrauschen von ungefähr 0,90 Metern pro Sekunde. Unter Berücksichtigung der Unsicherheiten aufgrund von Führung , Fokussierung und des Instruments selbst erreicht HARPS eine Gesamtgenauigkeit von etwa 1 Meter pro Sekunde im quadratischen Mittelwert für Sterne, die kälter als die des Spektraltyps G sind, und für langsam rotierende Sterne ( v sin ( i ) <2 km / s ).
HARPS bleibt somit auch 2014 der empfindlichste Spektrograph für die Suche nach Planeten in der Welt: Es ermöglicht die Erfassung von Geschwindigkeitsschwankungsamplituden in der Größenordnung von 1 Meter pro Sekunde. Auch seine Langzeitstabilität liegt in dieser Größenordnung.
Konkret ermöglicht dieser Spektrograph um einen Stern vom Solartyp herum, einen Planeten der Masse der Erde innerhalb weniger Tage zu erfassen (zum Beispiel Alpha Centauri Bb , dessen Mindestmasse nur 10% der Masse der Erde übersteigt Erde und deren Umdrehungsperiode 4 Tage oder eine halbe Amplitude der Bewegung ihres Sterns von nur 0,51 Metern pro Sekunde beträgt), ein Planet, der zehnmal so massereich ist wie etwa 2000 Tage (~ 6 Jahre) Periode / 4 astronomische Entfernungseinheiten und könnte einen Planeten finden, der bis zu 5.000 Tage (~ 15 Jahre) / 6 astronomische Einheiten zwanzigmal so massereich ist. Noch weiter entfernt konnten massereichere Planeten gefunden werden (die Empfindlichkeit von HARPS entspricht einem Jupiter in einem Zeitraum von ~ 90 Jahren / 20 Au Entfernung); Dann wird jedoch das abgedeckte Zeitintervall begrenzt, das derzeit für HARPS zwölf Jahre beträgt. Bei Objekten mit einem wesentlich größeren Zeitraum kann nur ein Trend erkannt werden. So wurden bisher nur wenige Planeten mit einer Periode von mehr als zehn Jahren entdeckt, oft mit signifikanten Unsicherheiten oder nur minimalen Schätzungen von Masse und Periode.
In zwölf Jahren, seit 2003, hat HARPS es ermöglicht, mehr als hundert Planeten zu entdecken, eine Reihe anderer zu bestätigen, aber auch die Existenz bestimmter Objekte in Frage zu stellen, die von anderen Teams angekündigt wurden.
HARPS hat es unter anderem möglich gemacht, zu entdecken August 2004, Μ Arae c , die erste Super-Erde ; imMai 2006, HD 69830 b , HD 69830 c und HD 69830 d , das Triplett der neptunischen Massenplaneten mit dem Spitznamen "Dreizack des Neptun"; imApril 2007, Gliese 581 d , die erste Supererde in der bewohnbaren Zone eines kleinen Sterns; imApril 2009, Gliese 581. , die leichtesten Exoplaneten, die jemals um einen normalen Stern herum entdeckt wurden (1,7 Erdmassen); imOktober 2012, α Centauri Bb , der der Erde am nächsten liegende Exoplanet (4,37 Lichtjahre), jetzt mit der niedrigsten durch Radialgeschwindigkeit erfassten Mindestmasse (nur 10% größer als die Masse der Erde) und dem schwächsten Planetensignal, das jemals vom Radial erfasst wurde Geschwindigkeitsmethode (51 Zentimeter pro Sekunde Halbamplitude).
HARPS hat es möglich gemacht, unter anderem zu bestätigen, September 2009, die terrestrische Planetennatur von CoRoT-7 b .
Im April 2015, 51 Pegasi b , der erste Exoplanet, der in der Hauptsequenz und im Prototyp des heißen Jupiter um einen Stern herum entdeckt wurde , wird dank HARPS der erste Exoplanet, dessen Spektrum des reflektierten sichtbaren Lichts direkt erfasst wurde.
Im Juli 2017Ross 128 b , ein terrestrischer Planet, wird um Ross 128 herum entdeckt . Es befindet sich in der Bewohnbarkeitszone und ist nach Proxima b der dem Sonnensystem am nächsten gelegene Exoplanet.
HELIOS, HARPS-Experiment für über der Sonne integriertes Licht , ist ein Solarteleskop , mit dem der HARPS- Spektrograph betrieben wird.
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