Kepler
Organisation | NASA |
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Baumeister | Kugel Luft- und Raumfahrt |
Programm | Entdeckung |
Feld | Nachweis von Exoplaneten durch Photometrie |
Status | Auftrag erledigt |
Starten | 7. März 2009 |
Startprogramm | Delta II 7925-10L |
Ende der Mission | 30. Oktober 2018 |
COSPAR-Kennung | 2009-011A |
Seite? ˅ | (de) " Kepler, eine Suche nach bewohnbaren Planeten " |
Masse beim Start | 1.039 kg |
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Masseninstrumente | 478 kg |
Ergols | Hydrazin |
Treibmittelmasse | 11,7 kg |
Einstellungskontrolle | 3-Achsen stabilisiert |
Energiequelle | Solarplatten |
Elektrische Energie | 1.100 Watt |
Ort | Auf der Umlaufbahn der Erde dahinter |
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Zeitraum | 372,5 Tage |
Art | Schmidt-Teleskop |
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Durchmesser | 0,95 m |
Feld | 105 Grad 2 |
Wellenlänge | 300-890 nm |
Kepler ist ein Weltraumteleskop der entwickelten Raumfahrtbehörde der USA , die NASA , erkennen Exoplaneten . Kepler wurde 2009 gestartet undzielt darauf ab, eine Zählung von nachweisbaren Exoplaneten in einer Region der Milchstraße von 115 Quadratgraddurchzuführen,indem über einen Zeitraum von mehr als 3 Jahren die Lichtintensität von 145.000 vorausgewählten Sternen beobachtet wird. Kepler ist so konzipiert, dass die Empfindlichkeit seines Detektors es ihm ermöglicht, erdähnliche Planeten zu identifizieren und somit Planeten ähnlich unseren sonnenähnlichen Sternen zu identifizieren. Die 3,5-jährige Primärmission wurde durch die K2-Mission (Kepler 2) bis 2019 verlängert, mit überarbeiteten Zielen aufgrund des Verlusts von zwei ihrer Reaktionsräder. Die Mission endete im Oktober 2018, nachdem ihre Treibstoffe erschöpft waren.
Kepler verwendet die Transitmethode, die die Anwesenheit eines Planeten erkennt, indem er die Helligkeitsschwankungen des Wirtssterns misst, wenn sich der Planet zwischen ihm und der Erde befindet. Um dies zu erreichen, verfügt die etwas mehr als eine Tonne schwere Raumsonde über ein Teleskop mit einem Durchmesser von 0,98 Metern, das mit einem 95-Millionen- Pixel- Detektor ausgestattet ist und die Lichtintensität eines Sterns mit einer effektiven photometrischen Genauigkeit von etwa 40 ppm für ein Stern von scheinbarer Helligkeit 12. Kepler ist die zehnte Mission im Discovery- Programm der NASA, die kostengünstigen wissenschaftlichen Missionen gewidmet ist.
Nach Abschluss seiner Mission in Oktober 2018Kepler hatte 2.662 Planeten entdeckt (durch andere Beobachtungen bestätigt) oder mehr als die Hälfte der bisher entdeckten Exoplaneten. Seine Beobachtungen revolutionierten das Feld. Die Mission demonstrierte insbesondere die große Vielfalt der Sonnensysteme und entdeckte viele multiplanetare Systeme. Sie ermöglichte es, eine Statistik der Verteilung der Planeten nach Größe und Umlaufbahn zu skizzieren, die jedoch unter einer Beobachtungsverzerrung leidet, die sowohl sehr kleine Planeten als auch Planeten mit langen Umlaufzeiten betrifft. Kepler bestätigte, dass die Mehrheit der Sterne wahrscheinlich mindestens einen Planeten hatte, hob das Übergewicht von Planeten zwischen der Größe der Erde und der des Neptuns ( Supererde ) hervor und entdeckte terrestrische Planeten in erdnahen Dimensionen.
Die Entstehungsgeschichte der Kepler-Mission reicht mehrere Jahrzehnte zurück. In der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts unternehmen die Astronomen , die die Frage nach der Existenz von Planeten in anderen Sonnensystemen insbesondere vom Typ Planeten Erde (Größe, Position in der bewohnbaren Zone des Sterns) beantworten wollen, die ersten Versuche um mit ihren Instrumenten extrasolare Planeten (oder Exoplaneten) aufzuspüren. Da die direkte Bildgebung keine Ergebnisse liefert (abgesehen von dem Problem der reduzierten Größe des Planeten in so großen Entfernungen, dessen Leuchtkraft im Vergleich zu der des Sterns zu gering ist), greifen sie auf indirekte Nachweismethoden zurück, die einen Planeten durch seinen Einfluss auf seine Umwelt. Sie bevorzugen zunächst die Technik der Astrometrie . Diese Methode besteht darin, die Verschiebung des Sterns unter dem Einfluss seiner Planeten zu messen: Wenn diese ausreichend massereich sind, hat der Stern, vom Beobachter gesehen, aufgrund seiner Verschiebung um den Schwerpunkt eine scheinbare Bewegung Ensemble. Aber die scheinbare Bewegung ist für die damals verfügbaren Instrumente zu schwach und es werden keine Exoplaneten entdeckt.
1994 entdeckte Wolszczan bei der Messung der Periodizität von Pulsar-Radioemissionen versehentlich die Anwesenheit von zwei erdgroßen Planeten. Diese unerwartete Entdeckung regt die Suche nach alternativen Nachweismethoden an. In einem Artikel von 1971 bewertete Frank Rosenblatt die Wahrscheinlichkeit, einen Exoplaneten durch die planetare Transitmethode zu entdecken . Diese Methode besteht darin, die Abschwächung der Lichtstärke eines Sterns zu erkennen und zu messen, wenn sich der Planet zwischen Beobachter und Stern befindet. Er betont , dass die Umsetzung dieser Methode, die es möglich zu bestimmen , den Radius und die Umlaufzeit des Planeten macht, lebensfähig ist , aber es erfordert Detektoren kleinste Schwankungen in der Lichtintensität zu messen, die technologischen Durchbrüche erfordert. Auf dem Gebiet der Präzisions - Photometrie (Zum Beispiel beträgt die Abschwächung der Lichtintensität 0,01% für einen Planeten von der Größe der Erde, der sich um einen Stern von der Größe der Sonne der scheinbaren Helligkeit 11 dreht ). J. Borucki und Audrey L. Summers weisen in einem Artikel von 1984 darauf hin, dass die gleichzeitige Beobachtung von 13.000 Sternen mit dieser Methode von einem terrestrischen Observatorium aus es ermöglichen sollte, mindestens einen Planeten von der Größe des Jupiter zu entdecken, dass die Identifizierung von terrestrischen Planeten jedoch nur möglich ist aus dem Weltraum möglich, da atmosphärische Turbulenzen die Leistung der Detektoren zu stark verschlechtern würden, um die damit verbundene Präzision zu erreichen. Zu diesem Zeitpunkt wurde auch der Einfluss natürlicher Schwankungen der Lichtstärke von Sternen auf die Leistung des Transitverfahrens untersucht.
Das Ames-Forschungszentrum , eine Einrichtung der NASA, organisierte 1984 einen Workshop zur Hochpräzisionsphotometrie, dem 1988 ein zweiter Workshop folgte. Die Diskussionsthemen beziehen sich auf Filter, Analog/Digital-Umsetzungssysteme, Detektoren usw. Um die im Rahmen dieser Workshops empfohlenen Techniken zu validieren, beschließt die NASA, Photometer auf Basis von Photodioden auf einem Siliziumträger zu entwickeln und zu testen . Die durchgeführten Tests bestätigen die Effizienz dieser Detektoren, zeigen jedoch, dass es zur Reduzierung des thermischen Rauschens auf ein akzeptables Niveau erforderlich ist, sie in flüssigem Stickstoff zu kühlen .
Bildgebung | Astrometrie | Radialgeschwindigkeit | Transit | Gravitationslinse | |
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Ereignis erkannt | Direkterkennung (Bild) | Der Planet lässt den Stern um eine zentrale Position schwingen | Der Stern ändert seine Geschwindigkeit unter dem Einfluss des Planeten | Der Stern wird teilweise vom Planeten verdeckt, wenn er vor ihm vorbeizieht | Das Licht eines im Hintergrund vorbeiziehenden Sterns wird durch die Anwesenheit des Planeten fokussiert |
Messung durchgeführt | Foto (Teleskop mit Koronograph) | Sternverschiebung | Dopplereffekt auf das Spektrum des Sterns | Abnahme der Lichtintensität des Wirtssterns | Erhöhung der Lichtintensität des im Hintergrund vorbeiziehenden Sterns |
Beobachtungszeit | Sofort | Mindestens 1 Umlauf | Mindestens 1 Umlauf | 3-fache Umlaufzeit | Transitzeit des Sterns im Hintergrund |
Beobachtbare Exoplaneten | Planeten fern von ihrem Stern | Massive Planeten, weit weg von ihren Sternen | Planeten in der Nähe des Sterns, tellurische Planeten | Planeten in der Nähe des Sterns | |
Messdaten | Ungefähre Werte der Umlaufbahn und der Masse | Umlaufzeit, maximale Masse | Planetendurchmesser Orbit und Orbitalneigung |
Masse des Planeten, Indizes der Umlaufzeit | |
Leistungen | Gleichzeitige Beobachtung mehrerer Planeten | Gleichzeitige Beobachtung mehrerer Planeten Lange Umlaufzeit Detektion kleiner Planeten |
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Nachteile | Technisch sehr schwierig | Planeten weit von ihrem Stern nicht nachweisbar | Falsch positive Ergebnisse, Bestätigung durch eine andere Methode | Einzelveranstaltung, wenige Informationen | |
Observatorien / Instrumente | KUGEL | Gaia | HARPS , Elody | CoRoT , Kepler, TESS , PLATO | WFIRST |
Ersterkennung | 2004 | 2013 | 1989 | 2002 | 2004 |
Anzahl der Erkennungen (März 2018) |
44 | 1 | 669 | 2 915 | 71 |
Die erste Entdeckung eines Exoplaneten wurde 1995 von den Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz vom Genfer Observatorium mit der Radialgeschwindigkeitsmethode durchgeführt, die darin besteht, die Geschwindigkeitsänderungen des Wirtssterns zu messen. Diese Messung wird mit dem ELODIE-Spektrometer durchgeführt, das am Teleskop mit 2 Metern Durchmesser des Observatoriums der Haute-Provence installiert ist . Diese Methode basiert auf der Tatsache, dass, wenn die relative Größe (in Bezug auf den Stern) groß genug ist, die Anwesenheit des Planeten zu einer erheblichen Verschiebung des Sterns um den Schwerpunkt der Sterngruppe führt 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). Der Wert der Variation kann zehn Meter pro Sekunde für den Satz erreichen, der aus einem Stern wie unserer Sonne und einem Planeten von der Größe des Jupiter besteht . Mayor und Queloz entdecken mehrere Planeten von der Größe des Jupiter, die sehr nahe an Zwergsternen kreisen. Diese Entdeckungen stellen das aus den Eigenschaften unseres Sonnensystems abgeleitete Modell der Planetenentstehung in Frage und können auch den universellen Charakter der terrestrischen Planeten in Frage stellen. Sie steigern das Interesse von Exoplaneten-Erkennungsprojekten.
1992 beschließt der Administrator der NASA , Daniel S. Goldin , um die Durchführung häufigerer, kostengünstigerer und effizienterer wissenschaftlicher Missionen "zu ermöglichen, das Discovery-Programm zu schaffen, das eine neue Klasse von Weltraummissionen zu niedrigen Kosten (450 Millionen Euro ) Dollar im Jahr 2015) konzentrierte sich auf ein enges wissenschaftliches Ziel und zeichnete sich durch einen kurzen Entwicklungszyklus aus. In diesem neuen Kontext wird eine Exoplaneten-Erkennungsmission namens FRESIP ( FRequency of Earth-Size Inner Planets ) entwickelt. Es wird positiv bewertet, sofern die photometrische Empfindlichkeit der Borddetektoren Planeten von der Größe der Erde effektiv identifizieren kann. FRESIP wurde 1994 mit einem Teleskop mit 95 Zentimeter Durchmesser und CCDs anstelle der in der ersten Studie vorgesehenen Photodioden vorgeschlagen. CCDs haben aufgrund ihrer Eigenschaften den Vorteil, viele Sterne gleichzeitig zu verfolgen. Das Weltraumteleskop muss in einer Umlaufbahn um den Lagrange-Punkt L2 des Erde-Sonne-Systems platziert werden. Das Projekt wurde nicht ausgewählt, da der Auswahlausschuss die Kosten für zu hoch hielt, um in den Rahmen des Discovery-Programms zu passen. Später im Labor der NASA durchgeführte Tests belegen, dass mit CCDs die gewünschte photometrische Empfindlichkeit erreicht werden kann.
Ein überarbeitetes Projekt wird bei der Aufforderung zur Einreichung von Vorschlägen 1996 des Discovery - Programms eingereicht . Das Weltraumteleskop muss nicht mehr in einer Umlaufbahn um den Lagrange-Punkt platziert werden, sondern kreist in einer heliozentrischen Umlaufbahn , was es ermöglicht, das Antriebssystem zu vereinfachen und zu erleichtern, da die neue Umlaufbahn nicht instabil ist. Auf Drängen einiger Mitglieder des vorschlagenden Teams wurde das Projekt umbenannt Kepler zu Ehren des deutschen Astronomen der 17 - ten Jahrhunderts Entdecker der Gesetze der Kepler , die die Bewegungen der Planeten um die Sonne zu regieren. Doch der Vorschlag ist erneut gescheitert: Die Auswahlkommission empfiehlt, einen Prototyp zu bauen, der gleichzeitig das Licht mehrerer Tausend Sterne messen kann, um die Machbarkeit des Projekts zu demonstrieren. Die NASA finanziert die Entwicklung dieses Prototyps und das Projekt wird als Reaktion auf die Aufforderung zur Einreichung von Vorschlägen im Jahr 2000 erneut eingereicht.Der Kontext ist jetzt für diese Art von Mission günstig, da sich die Entdeckungen von Exoplaneten durch terrestrische Observatorien vervielfacht haben. Kepler ist einer der Finalisten und inDezember 2001, Kepler wird als zehnte Mission des Discovery-Programms ausgewählt. Der Bau und die Inbetriebnahme des Teleskops werden dem Jet Propulsion Laboratory der NASA anvertraut . Verantwortlich für den Bau des Weltraumteleskops ist die Firma Ball Aerospace mit Sitz in Boulder (Colorado). Das Ames Research Center entwickelt das Bodensegment und leitet die Mission vonDezember 2009. Dieses Zentrum ist auch für die Analyse wissenschaftlicher Daten zuständig. Das der Mission zugewiesene Budget, das in den Spezifikationen des Discovery-Programms festgelegt ist, beträgt 600 Millionen US-Dollar einschließlich der Finanzierung der Operationen während der Hauptmission (3,5 Jahre).
Zusammenfassend ist Kepler ein Weltraumteleskop, dessen Ziel es ist, tellurische Planeten und andere kleine Körper zu entdecken , die andere Sterne in unserer Galaxie , der Milchstraße, umkreisen . Das Kepler- Observatorium wurde speziell entwickelt, um eine Region des Weltraums in der Milchstraße zu beobachten, um Dutzende von erdgroßen Planeten in oder in der Nähe der bewohnbaren Zone zu entdecken und zu bestimmen, wie viele der Milliarden Sterne in unserer Galaxie solche Planeten haben.
Die detaillierten Ziele von Kepler sind wie folgt. Diese Raumsonde beobachtet eine große Anzahl von Sternen, um mehrere wichtige Ziele zu erreichen:
Die von Kepler gesammelten Daten werden auch verwendet, um veränderliche Sterne verschiedener Typen zu untersuchen und Asteroseismologie zu betreiben , insbesondere an Sternen, die solare Oszillationen aufweisen .
Die meisten der Exoplaneten, die zuvor von anderen Projekten entdeckt wurden , waren Gasriesen , meist so groß wie Jupiter oder größer. Um die Ziele der Entdeckung von Planeten von der Größe der Erde zu erreichen, muss Kepler in der Lage sein, Planeten mit einer 30- bis 600-mal geringeren Masse (Jupiter ist 318-mal schwerer als die Erde) zu entdecken. Die verwendete Methode, Transitmethode genannt , basiert auf der Beobachtung mehrerer astronomischer Transite, also von Durchgängen des Planeten vor seinem Stern, mit dem Weltraumteleskop . Dieses Ereignis erzeugt eine leichte Verringerung der scheinbaren Helligkeit (Leuchtkraft) des Sterns, die proportional zum Verhältnis zwischen den jeweiligen Oberflächen des Planeten und seines Sterns ist. Die Abnahme der Leuchtkraft des Sterns liegt in der Größenordnung von 0,01% für einen Planeten von der Größe der Erde vor einem Stern wie der Sonne und 1% für einen Planeten von der Größe des Jupiter vor demselben Stern. Die Variation der Leuchtstärke zurück gebracht wird verwendet , um den Durchmesser des Planeten, und das Zeitintervall zwischen den Transits herzuleiten ermöglicht es , die Umlaufzeit des Planeten abzuleiten, Daten , aus denen seine berechnet werden orbital große Halbachse (at unter Verwendung der Keplerschen Gesetze ) und ihrer Temperatur (unter Verwendung von stellaren Strahlungsmodellen).
Die Wahrscheinlichkeit, dass die Umlaufbahn eines Planeten zufällig entlang der Sichtlinie zum Stern liegt, ist der Durchmesser des Sterns geteilt durch den Durchmesser der Umlaufbahn. Für einen erdähnlichen Planeten, der 1 AE von einem sonnenähnlichen Stern durchquert, beträgt die Wahrscheinlichkeit 0,465 % oder etwa 1 zu 215. Bei 0,72 AE (das ist der Bahnabstand der Venus von der Sonne) ist die Wahrscheinlichkeit etwas höher; solche Planeten könnten der Erde ähnlich sein, wenn ihr Stern vom Typ G ist , ausreichend alt, etwas weniger massiv und leuchtend als die Sonne, wie Tau Ceti . Da die Planeten in einem bestimmten System dazu neigen, auf ähnlichen Ebenen zu kreisen, ist die Wahrscheinlichkeit von mehreren Entdeckungen um einen einzelnen Stern tatsächlich ziemlich hoch. Wenn beispielsweise eine Mission des gleichen Typs wie Kepler von Außerirdischen durchgeführt wurde und die Erde vor der Sonne vorbeizog, besteht eine Chance von 12%, dass sie auch einen Venustransit entdeckt.
Keplers Sichtfeld von 115 Grad 2 gibt ihm eine viel höhere Wahrscheinlichkeit, erdähnliche Planeten zu entdecken als das Hubble-Weltraumteleskop , das ein Sichtfeld von nur 10 Bogenminuten hat 2 . Darüber hinaus ist Kepler für die Detektion von Planetentransits gedacht, während das Hubble-Weltraumteleskop zur Beantwortung einer Vielzahl wissenschaftlicher Fragen verwendet wird und selten ein einziges kontinuierliches Sternenfeld beobachtet. Von etwa einer halben Million Sterne in Keplers Sichtfeld wurden etwa 150.000 Sterne für die Beobachtung ausgewählt, und sie werden gleichzeitig beobachtet, wobei das Schiff alle 30 Minuten Änderungen ihrer Helligkeit misst. Dies bietet eine bessere Chance, einen Transit zu sehen. Darüber hinaus bedeutet die Wahrscheinlichkeit von 1 zu 215, dass Kepler ungefähr 465 . finden würde , wenn 100 % der beobachteten Sterne den gleichen Durchmesser wie die Sonne hätten und jeder einen terrestrischen Planeten auf einer identischen Umlaufbahn wie die Erde hätte von ihnen. ; aber wenn nur 10 % der beobachteten Sterne so sind, würde sie 46 entdecken. Die Mission ist gut geeignet, um die Häufigkeit erdähnlicher Planeten zu bestimmen, die andere Sterne umkreisen.
Da Kepler mindestens drei Transite beobachten muss, um zu bestätigen, dass der Helligkeitsabfall eines Sterns tatsächlich von einem Transitplaneten herrührt, und da größere Planeten das am einfachsten zu verifizierende Signal liefern, erwarteten die Wissenschaftler, dass die ersten Entdeckungen auf Planeten von Jupiter-Größe erfolgen würden, die in Umlaufbahnen zirkulieren nah an ihrem Stern. die ersten davon wurden nach nur wenigen Monaten der Aktivität gemeldet. Die Beobachtung kleinerer Planeten, die weiter von ihrem Stern entfernt sind, wird länger dauern, und es wird geschätzt, dass die Entdeckung erdähnlicher Planeten drei Jahre oder länger dauern wird.
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. Der Abfall ist für einen Planeten von der Größe des Jupiter (1%) sehr ausgeprägt, aber für einen Planeten von der Größe der Erde (0,01 %) schwer vom Rauschen 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. |
Sobald Kepler eine transitähnliche Signatur erkannt hat, müssen mit zusätzlichen Tests wie der Doppler-Spektroskopie falsch-positive Ergebnisse ausgeschlossen werden . Obwohl Kepler für die Photometrie entwickelt wurde , stellt sich heraus, dass er in der Lage ist, Astrometrie zu betreiben, und solche Messungen können helfen, Planetenkandidaten zu bestätigen oder auszuschließen.
Zusätzlich zu Transiten durchlaufen Planeten, die ihre Sterne umkreisen, Veränderungen in der Variation des reflektierten Lichts (wie der Mond durchlaufen sie Phasen von voll zu neu usw.; ihre Umlaufbahn ist auch nicht perfekt kreisförmig und kann relativ zur Linie von . geneigt sein Sicht). Da Kepler den Planeten seines Sterns nicht auflösen kann , sieht er nur das kombinierte Licht, und die Helligkeit des Wirtssterns scheint sich mit jeder Umlaufbahn periodisch zu ändern. Obwohl der Effekt minimal ist (die photometrische Genauigkeit, die erforderlich ist, um die Annäherung eines riesigen Planeten zu beobachten, ist ungefähr gleich wie bei der Erkennung eines Planeten von terrestrischer Größe, der sich vor einem sonnenähnlichen Stern bewegt), sind die Planeten der Größe des Jupiter nachweisbar durch empfindliche Weltraumteleskope wie Kepler . Auf lange Sicht könnte diese Methode helfen, mehr Planeten zu finden als die Transitmethode, da die Variation des reflektierten Lichts entsprechend der Bahnphase weitgehend unabhängig von der Bahnneigung des Planeten ist und der Planet nicht vorübergeht die Scheibe des Sterns. Darüber hinaus ist die Phasenfunktion eines Riesenplaneten auch eine Funktion der thermischen Eigenschaften seiner Atmosphäre, falls vorhanden. Die Phasenkurve könnte also andere planetarische Eigenschaften einschränken, beispielsweise die Größe und Verteilung atmosphärischer Partikel.
Um die Ziele zu erreichen, darf der von Kepler beobachtete Weltraumbereich nicht periodisch verdeckt werden, wie dies der Fall wäre, wenn das Weltraumteleskop in einer Erdumlaufbahn kreisen würde (Erdbedeckung, Lichtverschmutzung). Angesichts dieser Einschränkung ist eine heliozentrische Umlaufbahn (um die Sonne) in derselben Entfernung vom Stern wie die Erde die am einfachsten zu erreichende Umlaufbahn (die den leistungsschwächsten Träger benötigt) . Die Umlaufzeit der ausgewählten Umlaufbahn beträgt 372,5 Tage. Der Satellit zirkuliert hinter der Erde und entfernt sich allmählich von ihr. Die zunehmende Entfernung ist jedoch am Ende der Primärmission mit der für die Datenübertragung erforderlichen Geschwindigkeit kompatibel. Diese Umlaufbahn vermeidet die Strahlungsgürtel der Erde und die gravitativen und kinetischen Störungen, die der Erdumlaufbahn innewohnen . Die einzigen Kräfte, die auf den Satelliten wirken, sind diejenigen, die durch den Stoß von Photonen von der Sonne auf den Körper des Satelliten erzeugt werden. In dieser Umlaufbahn benötigt Kepler nur sehr wenig Treibstoff, um eine mit den Zielen kompatible Ausrichtung aufrechtzuerhalten.
Während die primären Mission Kepler beobachtet kontinuierlich die Stars der gleichen Region des Raumes in der nördlichen Hemisphäre, nicht weit von den Konstellationen von Cygnus , Lyra und Drachen im Spiralarm Orion der Milchstraße (siehe Grafik und Foto gegenüber). Diese Weltraumregion wurde gewählt, weil sie aufgrund ihrer Höhe über der Ebene der Ekliptik das ganze Jahr über beobachtbar ist, ohne dass Sonnenlicht in das Teleskop einfällt. Außerdem verfügt sie über eine ausreichend große Anzahl sonnenähnlicher Sterne, um die der Mission zugewiesenen Ziele zu erfüllen. Seine Position am Himmel ermöglicht es, die Größe der Sonnenblende so zu begrenzen, dass sie mit dem verfügbaren Volumen unter der Verkleidung der Trägerrakete kompatibel ist, mit der Kepler in die Umlaufbahn gebracht wird. Angesichts dieser Kriterien blieben zwei Weltraumregionen förderfähig, eine auf der Nordhalbkugel, die andere auf der Südhalbkugel. Die nördliche Hemisphäre wurde bevorzugt, um Beobachtungen von terrestrischen Observatorien (in dieser Hemisphäre zahlreicher) zu erleichtern, die die Existenz von Exoplaneten bestätigen sollten. Das Sichtfeld des Kepler-Teleskops umfasst 115 Quadratgrad oder etwa 0,28 % des Himmels. Die meisten Sterne in der beobachteten Weltraumregion befinden sich in einer Entfernung zwischen 600 und 3000 Lichtjahren (über diese Entfernung hinaus ist der Nachweis eines erdgroßen Planeten nicht möglich). Weniger als 1% von ihnen sind innerhalb von 600 Lichtjahren.
Die beobachtete Region befindet sich in Bewegungsrichtung des Sonnensystems, also am Rande der Milchstraße. Die von Kepler beobachteten Sterne haben ungefähr die gleiche Entfernung vom galaktischen Zentrum wie das Sonnensystem und sind auch nahe der galaktischen Ebene . Die beobachteten Sterne, wenn wir uns auf die Hypothese der Seltenen Erden beziehen, sind diejenigen, in denen sich Leben entwickeln konnte.
Kepler ist ein Raumschiff mit einer Startmasse von 1.052 Kilogramm bei einem Durchmesser von 2,7 Metern und einer Höhe von 4,7 Metern. Die Nutzlast (das Teleskop und die Detektoren) allein darstellen 478 kg. Kepler trägt auch 11,7 Kilogramm Hydrazin zur Haltungskontrolle bei sich . Seine Energie liefert ein fest installiertes Solarpanel aus 2860 Solarzellen mit einer Fläche von 10,2 m² und einer Leistung von 1.100 Watt . Gespeichert wird die Energie in einer wiederaufladbaren Lithium-Ionen-Batterie mit einer Kapazität von 20 Amperestunden, die das Raumfahrzeug überleben muss, wenn die Sonnenkollektoren nicht mehr auf die Sonne gerichtet sind. Kepler ist 3 Achsen stabilisiert (seine Orientierung ist im Raum fixiert). Die Zielgenauigkeit von 9 Millibogensekunden über einen Zeitraum von 15 Minuten wird auf einem Führungssystem mittels Führungs Sternen anhand befindet und an der Fokalebene . Befehle werden in der empfangenen X-Band und wissenschaftliche Daten werden in zur Erde übertragen Ka-Band über eine große Verstärkung Satellitenschüssel .
Allgemeines Diagramm : A - Teleskop; B - Plattform; 1 - Sonnenblende; 2 - Hitzeschild; 3 - Sonnenkollektor; 4 - Antenne mit niedrigem Gewinn; 5 - Parabolantenne mit großem Gewinn; 6 - Triebwerke; 7 - Elektronische Boxen; 8 - Sternvisiere .
Schema des optischen Teils : 1 - Sonnenblende ; 2 - CCD-Elektronik; 3 - CCD in der Brennebene ; 4 - Festmacherkragen zum Werfer ; 5 - Hauptspiegel; 6 - Hitzeschild ; 7 - Schmidt-Klinge .
Die Nutzlast besteht aus einem Teleskop mit einer Öffnung von 0,95 Metern und einem Hauptspiegel von 1,4 Metern. Zum Zeitpunkt seines Starts hatte Kepler den größten Spiegel aller Teleskope außerhalb der Erdumlaufbahn. Kepler hat ein Sichtfeld von 105 Grad 2 (ca. 12 Grad Durchmesser), was ungefähr der Größe der beobachteten Faust mit ausgestrecktem Arm entspricht. Über den gesamten Bereich haben 105 Grad wissenschaftliche Qualität mit einer Vignettierung von weniger als 11%. Um eine hervorragende Fotometrie zu gewährleisten , sind die Bilder nicht perfekt scharf, sondern leicht unscharf. Das Ziel der Mission ist eine kombinierte differentielle photometrische Präzision (CDPP für Combined Differential Photometric Precision ) von 20 ppm (parts per million) für einen Sonnenstern m (V) = 12 und eine Integrationszeit von 6,5 Stunden, obwohl Bisher sind die Beobachtungen weit von diesem Ziel entfernt (siehe Status der Mission ). Ein terrestrischer Transit erzeugt eine Helligkeitsänderung von 84 ppm und dauert 13 Stunden, während er das Zentrum des Sterns passiert.
Die Bildebene der Kamera besteht aus 42 CCDs mit jeweils 2200 × 1024 Pixeln , was sie mit insgesamt 95 Megapixeln zur damals größten Kamera machte, die jemals ins All geschossen wurde . Dieser Matrixdetektor wird durch Heatpipes gekühlt, die an einen externen Radiator angeschlossen sind. CCDs werden alle sechs Sekunden gelesen (um die Sättigung zu begrenzen) und 30 Minuten lang an Bord hinzugefügt. Obwohl Kepler zum Zeitpunkt seines Starts die höchste Datenübertragungsrate aller NASA-Missionen hatte, sind die in 30 Minuten aufgenommenen 95 Millionen Pixel jedoch mehr Daten, als erwartet werden kann. Das wissenschaftliche Team hat daher die passenden Pixel für jeden interessierenden Stern, der etwa 5 % der Pixel ausmacht, vorab ausgewählt. Die Daten dieser Pixel werden dann requantisiert, komprimiert und zusammen mit anderen Zusatzdaten in dem 16- Gigabyte- Statikspeicher-Rekorder gespeichert . Die Daten, die gespeichert und zur Erde zurückgesendet werden, umfassen wissenschaftlich untersuchte Sterne , p-Modus-Sterne , Schwarzwert-, Hintergrund- und Vollfeldbilder.
In Bezug auf die photometrische Leistung schneidet Kepler gut ab, viel besser als jedes terrestrische Teleskop, aber immer noch weit von den Zielen entfernt, die bei seiner Entwicklung festgelegt wurden . Das Ziel war eine kombinierte differentielle photometrische Präzision (CDPP ) von 20 Teilen pro Million (ppm) für einen Stern der Größe 12 nach 6,5 Stunden Integration. Diese Schätzung wurde unter Berücksichtigung von 10 ppm für die stellare Variabilität entwickelt, was ungefähr dem Wert der Sonne entspricht. Die für diese Beobachtung erhaltene Genauigkeit hat eine große Amplitude, abhängig vom Stern und der Position auf der Fokusebene, mit einem Median von 29 ppm . Der größte Teil des zusätzlichen Rauschens entsteht durch eine Variabilität der Sterne selbst, die sich als größer als angenommen herausstellt (19,5 ppm statt der erwarteten 10 ppm ), der Rest ist auf Rauschquellen zurückzuführen, die mit dem Instrument verbunden sind und die wichtiger sind als die Vorhersagen. Es wird daran gearbeitet, das Rauschen des Instruments besser zu verstehen und eventuell durch Neukalibrierung zu beseitigen.
Da das Signal von einem erdgroßer Planet ist so nahe an der Rauschpegel (nur 80 ppm ), impliziert größeren Rausch , dass jeder einzelne Durchgangs bei 2,7 nur ein Ereignis σ anstelle der 4 & sgr erwartet. Als Ergebnis müssen mehr Transite beobachtet werden, um eine Detektion zu bestätigen. Wissenschaftliche Schätzungen zeigten, dass eine Mission von 7 bis 8 Jahren anstelle der ursprünglich geplanten 3,5 Jahre erforderlich wäre, um alle erdgroßen Planeten im Transit zu finden. Das4. April 2012, die Verlängerung der Kepler-Mission bis zum Geschäftsjahr 2016 wurde genehmigt
Das Kontrollzentrum von Kepler ist das LASP in der Stadt Boulder ( Colorado ). Die Sonnenkollektoren des Schiffes werden während der Sonnenwende und Tagundnachtgleiche so gedreht, dass sie der Sonne zugewandt sind, um die Menge an Sonnenlicht zu optimieren, die sie erhalten, und um den Strahler in den Weltraum zu zeigen. Gemeinsam haben LASP und der Schiffbauer Ball Aerospace & Technologies Corp. , steuern Sie das Raumschiff von einem Mission Operations Center, das sich auf dem Campus der University of Colorado befindet . Das LASP übernimmt die wesentliche Organisation der Mission sowie die anfängliche Sammlung und Verteilung wissenschaftlicher Daten. Die anfänglichen Lebenszykluskosten der Mission wurden auf 600 Millionen US- Dollar geschätzt , einschließlich der Mittelbeschaffung für die 3,5-jährige Betriebszeit. 2012 gab die NASA bekannt, dass die Kepler- Mission bis 2016 finanziert werden soll.
TelekommunikationDie NASA kontaktiert das Raumschiff über die X-Band- Kommunikationsverbindung zweimal pro Woche, um es zu leiten und seinen Status zu aktualisieren. Der Upload der wissenschaftlichen Daten erfolgt einmal im Monat über das Anschlussband K hat eine maximale Übertragungsrate von ca. 550 kbit/s . Die Raumsonde Kepler führt an Bord eigene Teilanalysen durch und überträgt nur die für die Mission als notwendig erachteten wissenschaftlichen Daten, um Bandbreite zu sparen .
Datenverarbeitung und WeitergabeDie Telemetriedaten der Wissenschaftler, die während der Missionsoperationen am LASP gesammelt wurden, werden zur Behandlung gesendet Data Management Center (Datenmanagementzentrum) von Kepler , das sich am Space Telescope Science Institute (STScI) der Johns Hopkins University in Baltimore befindet . Diese Daten werden vom DMC decodiert und in wissenschaftliche Datensätze im unkalibrierten FITS- Format umgewandelt , die dann zur Kalibrierung und abschließenden Verarbeitung an das Science Operations Center (SOC) des Ames Research Center (ARC) der NASA übertragen werden. Das SOC entwickelt und nutzt die Werkzeuge zum Umgang mit wissenschaftlicher Datennutzung wird das Science Office (SO für wissenschaftliches Studium in englischer Sprache) von Kepler stellen . Als Ergebnis entwickelt das SOC die Datenkettenverarbeitungssoftware, die auf den von der SO entwickelten wissenschaftlichen Algorithmen basiert . Während des Betriebs hat das SOC:
Das SOC bewertet auch regelmäßig die photometrische Leistung und stellt dem SO und dem Mission Management Office Leistungskennzahlen zur Verfügung . Schließlich entwickelt und pflegt das SOC die wissenschaftlichen Datenbanken des Projekts, die Kataloge und aufbereitete Daten enthalten. Es sendet die kalibrierten Datensätze und wissenschaftlichen Ergebnisse an das DMC zur Langzeitarchivierung und zur Verteilung an Astronomen auf der ganzen Welt über das Multimission Archive von STScI .
Im Januar 2006, wird der Start von Kepler um acht Monate verschoben, um die Kürzungen im Gesamtbudget der NASA zu bewältigen. Es wurde erneut um vier Monate verschoben inMärz 2006aufgrund neuer Budgetprobleme. Während dieser Zeit wird die steuerbare ( kardanisch montierte ) Antenne mit hohem Gewinn durch ein festes Modell ersetzt, um Kosten und Komplexität zu reduzieren. Diese Vereinfachung erfordert eine Neuausrichtung des Weltraumteleskops, um die einmal im Monat stattfindende Übertragung der gesammelten Daten zu Stationen auf der Erde zu ermöglichen, wodurch ein Beobachtungstag verloren geht. Das Kepler- Weltraumteleskop hebt endlich ab7. März 2009um 3:50 Uhr UTC (6 März, 22:49:57 Uhr Ortszeit ) von der Startbasis Cape Canaveral ( Florida ) an Bord einer Delta II 7925-10L- Trägerrakete (schwere Version dieser Trägerrakete mit 9 Booster-Triebwerken , einem Festtreibstoff vom Typ Star 48B der dritten Stufe und einer langen Kappe) ). Der Start war ein voller Erfolg und alle drei Etappen wurden gegen 04:55 UTC abgeschlossen. Das Operculum, das die Öffnung des Teleskops schützt, wird am7. April 2009und Kepler macht am nächsten Tag seine ersten Himmelsaufnahmen. Im Rahmen der Kalibrierarbeiten entscheidet das wissenschaftliche Team von Kepler über die20. AprilStellen Sie die Position des Hauptspiegels mithilfe der drei Stellantriebe ein, die ihn unterstützen, um die Fokussierung zu optimieren. Dies soll es ermöglichen, die Anzahl der verwendeten Pixel für jeden Stern zu minimieren und somit mehr Sterne zu überwachen. Das23. Aprilder Hauptspiegel wird somit um 40 Mikrometer in Richtung der Brennebene verschoben und seine Neigung um 0,0072 Grad verändert.
Zwei Monate nach seiner Einführung hat die, 12. Mai 2009Kepler , das die Tests und Kalibrierung seiner Instrumente erfolgreich abgeschlossen hat, tritt in die Betriebsphase der Mission ein. Das Weltraumteleskop sendet seine ersten Daten an Stationen auf der Erde am19. Juni 2009. Die während der Kalibrierungsphase gesammelten Bilder haben es bereits ermöglicht, einen ersten Riesenplaneten in unmittelbarer Nähe seines Sterns zu entdecken, der Anfang August offiziell bekannt gegeben wird. Die Bodenmannschaft entdeckt , dass Kepler in ging Survival - Modus auf15. Juni(ein Vorfall unterbrach den Betrieb). Eine zweite Veranstaltung der gleichen Art findet am . statt2. Juli. In beiden Fällen löste der Vorfall einen Neustart des Bordcomputers aus . Das Schiff nimmt den Normalbetrieb wieder auf3. Juli und die seither gesammelten wissenschaftlichen Daten collected 19. Juniwerden am selben Tag wieder zur Erde übertragen. Nach den durchgeführten Untersuchungen kamen die Ingenieure im Oktober zu dem Schluss, dass die Ursache für diese Vorfälle ein Ausfall der Niedervolt- Stromversorgung des RAD750- Prozessors war . ImSeptember 2009Das Weltraumteleskop unterbricht seine Beobachtungen, um die vierteljährliche Drehung um 90 ° durchzuführen, mit der die Sonnenkollektoren vor der Sonne neu ausgerichtet werden sollen. Wie bei jeder dieser Operationen richtet das Weltraumteleskop seine Parabolantenne vorübergehend auf die Erde, um die über einen Monat gesammelten Daten, dh 93 Gigabyte, zu übertragen. Die Betriebsparameter des Weltraumteleskops werden überprüft und dann werden die wissenschaftlichen Beobachtungen fortgesetzt. Die Betriebsunterbrechung dauerte 41 Stunden. Das12. Januar 2010, sendet eines der 21 Module (MOD-3) des Detektors in der Brennebene abnormale Daten. Die Anomalie führt zu einem Verlust von 5% des beobachteten Bereichs. Im August wurde alle Hoffnung auf einen Neustart des Moduls aufgegeben.
Das 14. Juli 2012, fällt eines der vier Reaktionsräder zum Ausrichten des Teleskops aus. Kepler braucht nur drei Reaktionsräder, um zu funktionieren, aber er wird verwundbar, weil ein weiterer Fehler die Fortsetzung der Mission verhindern würde. Im Jahr 2012 gab die NASA bekannt, dass die Mission, die ursprünglich dreieinhalb Jahre dauerte, bis 2016 verlängert wurde. Die Mission sollte ihre Ziele in dreieinhalb Jahren erreichen, aber zwei Faktoren verlangsamen die Erkennungsrate von Exoplanetenplan . Einerseits ist das von der Elektronik erzeugte Rauschen größer als erwartet und erschwert die Interpretation der vom Teleskop gesammelten Daten durch die Reduzierung des Signal-Rausch-Verhältnisses. Andererseits ist die Lichtintensität fast aller Sterne viel variabler als erwartet, was auch die Interpretation von Lichtkurven erschwert. Der für die Mission verantwortliche Mitarbeiter benötigt 8 Jahre Beobachtungszeit, um durch Gegenprüfung der in diesem Zeitraum durchgeführten Erhebungen zu bestätigen, dass die in den schwierigsten Fällen beobachteten Schwankungen (Planeten der Größe der Erde oder darunter) nicht auf andere Ursachen zurückzuführen sind. Das14. November 2012, die Hauptmission endet und eine erste Verlängerung um vier Jahre beginnt.
Das 17. Januar 2013, zeigt eines der drei verbleibenden Reaktionsräder Anzeichen einer erhöhten Reibung und Kepler unterbricht seine Beobachtungen für 10 Tage, um zu versuchen, die Anomalie zu korrigieren, indem er den Mechanismus zum Stillstand bringt . Sollte auch dieses zweite Rad versagen, wäre die Kepler- Mission beendet. Das29. Januar 2013Kepler setzte seine Beobachtungen erfolgreich fort, indem er erneut die Reaktionsräder verwendete. Das13. MaiDie Ingenieure stellen fest, dass Kepler sich wieder einmal in den Überlebensmodus versetzt hat . Sie stellen schnell fest, dass eines der Reaktionsräder nicht mehr funktioniert, wahrscheinlich aufgrund eines strukturellen Versagens der Lager. Dies ist ein definitiver Fehler. Der Satellit behält nun mit seinen Triebwerken seine Orientierung bei, doch lässt sich mit dieser Methode nicht mehr die für die Mission erforderliche Zielgenauigkeit erreichen.
Zwischen Mai und August wurden von NASA-Ingenieuren mehrere Studien durchgeführt, um die Funktion der beiden fehlerhaften Reaktionsräder zu testen und zu versuchen, mindestens eines wieder funktionstüchtig zu machen. Endlich, das15. August 2013, gibt die NASA bekannt, dass ihre Teams die Reparatur der beschädigten beiden Räder aufgeben, was eine feine und stabile Ausrichtung unmöglich macht, um die Beobachtungen fortzusetzen. Es wird eine Studie durchgeführt, um festzustellen, wie Kepler mit nur zwei Reaktionsrädern und seinen Triebwerken verwendet werden könnte. Was auch immer das Ergebnis ist, die Analyse der gesammelten Daten, die nicht vollständig ist, muss über mehrere Jahre hinweg fortgesetzt werden.
Im November 2013, stellen die Teams der NASA und des Erbauers des Weltraumteleskops Ball Aerospace das Szenario vor, in dem das Weltraumteleskop trotz des Verlustes von zwei Reaktionsrädern weiter genutzt werden soll. Die neue Mission heißt K2 (Kepler 2) "Second Light". Auf seiner heliozentrischen Umlaufbahn ist das Weltraumteleskop hauptsächlich dem Strahlungsdruck, also dem Schub der Photonen, ausgesetzt . Kepler konnte seine Orientierung in nur zwei Dimensionen nicht mehr beibehalten, die Ingenieure stellten sich vor, diesen Photonenstrom zu nutzen, um die Ausrichtung des Weltraumteleskops aufrechtzuerhalten. Um einen symmetrischen Schub von diesen Teilchen zu erhalten, während das Teleskop auf einen Teil des festen Himmels gerichtet bleibt, wird die Achse des Teleskops so positioniert, dass sie parallel zu seiner Bahnebene ist. Damit die Sonne nicht in die Öffnung des Teleskops eindringt, wird ihre Ausrichtung alle 83,5 Tage geändert, was jedes Mal eine Änderung der untersuchten Weltraumregion erfordert. Im Rahmen der K2-Mission sind die Beobachtungen in Kampagnen (4,5 pro Jahr) unterteilt, die jeweils für die Beobachtung eines anderen Teils des Himmels bestimmt sind, der sich zwangsläufig nicht weit von der Ebene der Ekliptik befindet .
Angesichts der alle 80 Tage beobachteten Veränderungen der Regionen ist das Weltraumteleskop nicht mehr in der Lage, Exoplaneten mit einer Umlaufzeit von mehr als zwanzig Tagen zu entdecken (weil drei Beobachtungen notwendig sind, damit die Detektion gültig ist). Außerdem bewerteten die Ingenieure seinerzeit die photometrische Präzision mit etwa 300 Teilen pro Million, einem Wert, der viel niedriger ist als die ursprünglich geplanten 20 Teile pro Million. NASA-Ingenieure starten eine Testkampagne (Kampagne 0) mit dem Ziel, die Machbarkeit des vorgeschlagenen Szenarios zu validieren. Bei der Vorbereitung dieser Kampagne stellten die Ingenieure fest, dass ein zweiter Detektor (unter den 21 vorhandenen) nicht mehr funktioniert. Der Ursprung dieses Fehlers liegt, wie im ersten Fall, auf der Ebene des elektrischen Versorgungskreises. März bisMai 2014, wird für die Kampagne 0 eine Region der Ekliptikebene beobachtet, deren Ergebnisse den Erwartungen entsprechen. Das16. Mai 2014, gibt die NASA angesichts der erzielten Ergebnisse ihre Zustimmung zur Finanzierung der K2-Mission für einen Zeitraum von zwei Jahren.
Die K2-Mission, die offiziell beginnt in Juni 2014hat neue Ziele, die den Einschränkungen Rechnung tragen, die durch den Verlust von zwei Reaktionsrädern verursacht werden, die eine Beobachtung an mehr als 80 aufeinanderfolgenden Tagen nicht mehr ermöglichen; die ziele sind nun wie folgt:
Nach den ersten Beobachtungskampagnen wird Keplers photometrische Präzision für die K2-Mission auf 50 ppm für einen Stern der Größe 12 mit einer Integration von 6,5 Stunden neu bewertet. ImJuni 2016schätzt das für die Entscheidung über die Verlängerung astrophysikalischer Weltraummissionen zuständige NASA-Komitee das wissenschaftliche Feedback von K2 sowohl im Bereich der Exoplaneten-Detektion als auch in anderen durch die K2-Mission eingeführten Forschungsfeldern besonders positiv ein. Die NASA beschließt, die Mission bis zur Erschöpfung der Treibstoffe zu verlängern, was im günstigsten Fall 2019 aber voraussichtlich ab 2018 erfolgen soll.
Schon seit Januar 2014das Weltraumteleskop, das zwei seiner Reaktionsräder verloren hat, arbeitet im degradierten Modus, weil es seine Ausrichtung nicht mehr dauerhaft beibehalten kann. Es nutzt den photonischen Schub, um es zu kontrollieren, aber dieser Kunstgriff erfordert, den beobachteten Raumbereich alle 3 Monate zu ändern. Die Beobachtung von 3 aufeinanderfolgenden Transiten in diesem Zusammenhang ermöglicht nur die Identifizierung von Planeten mit einer sehr kurzen Umlaufzeit (ca. 30 Tage). ImMärz 2018Missionsbeamte glauben, dass das Hydrazin, das von den kleinen Triebwerken verwendet und zur Stabilisierung des Teleskops benötigt wird, zur Neige geht. Aufgrund des Fehlens einer Anzeige in den Tanks ist es jedoch schwierig, das Enddatum der Mission einzuschätzen. Nachdem die NASA jedoch Hinweise auf einen als anormal bezeichneten Kraftstoffdruckabfall in der Sonde erhalten hat, beschließt die NASA,2. JuliStoppen Sie die Kampagne 18 der K2- Mission und versetzen Sie Kepler in den sicheren Modus ohne Treibstoff , um sicherzustellen, dass die2. August die während der ersten 51 Tage dieser Kampagne erfassten Daten 18 (gestartet am 12. Mai). Im Anschluss an diese Übertragung wird dann ein neuer "Gesundheitscheck" durchgeführt, um zu sehen, ob die Kampagne 19, die am starten soll6. August, eingeleitet wird oder nicht.
Beobachtungen stoppenDas 11. Oktober 2018, Kepler , das 170 Millionen Kilometer von der Erde entfernt ist, überträgt Bilder, die in der Weltraumregion um das Sternbild Wassermann aufgenommen wurden . Sobald diese Aufgabe abgeschlossen ist, versuchen die Bodenkontrollkräfte die23. OktoberRichten Sie das Teleskop auf ein neues Ziel aus, aber es gelingt nicht, da sich das Weltraumteleskop nach Erschöpfung aller Treibstoffe automatisch einschläft. Ohne Treibstoffe zum Ausrichten des Teleskops kann die Mission nicht fortgesetzt werden. Die NASA beschließt, dem ein Ende zu setzen, indem sie den Radiosender abschaltet, und formalisiert ihre Entscheidung darüber30. Oktober. Nun wird Kepler auf derselben heliozentrischen Umlaufbahn wie die Erde kreisen und sich immer weiter von ihr entfernen. In 40 Jahren sollte es wieder seinen Höhepunkt erreichen und dieses Ereignis sollte sich über Millionen von Jahren danach wiederholen.
Die meisten vor der Kepler-Mission entdeckten Exoplaneten hatten die Größe von Jupiter oder sogar noch mehr. Kepler zeigte, dass die meisten Exoplaneten tatsächlich kleiner als Jupiter und sogar kleiner als Saturn waren . Die häufigsten Planeten liegen zwischen der Größe der Erde und der von Neptun . Diese Planeten sind entweder Supererden , also Gesteinsplaneten, die größer als die Erde sind, oder Mini-Neptune, also Gasplaneten mit Gesteinskern. Einigen Planetologen zufolge könnten einige dieser Supererden ozeanische Planeten oder Planeten mit einem eisigen oder felsigen Kern sein, der mit Wasser bedeckt ist. Die Kepler-Mission zeigte auch, dass die meisten Planeten eine sehr kurze Umlaufzeit haben, die deutlich unter der von Merkur (88 Tage) liegt, dem sonnennächsten Planeten. Der Planetologe CJ Burke versuchte, eine Verteilung der Planeten zu ermitteln, indem er alle Ergebnisse aus den ersten vier Jahren der Mission zusammenstellte, darunter nur Planeten mit einer Umlaufzeit zwischen 10 und 300 Tagen, und versuchte, etwaige Verzerrungen zu berücksichtigen Nachweismethode verwendet. Er stellte fest, dass das Verhältnis der Anzahl der Planeten zu der der Sterne in der Größenordnung von 1 liegt und dass, wenn wir sie nach Größe geordnet haben, der Anteil der Planeten stark zunimmt, wenn wir unter die Größe von Neptun fallen. Die Jupiter-Klasse (von 5,7 bis 11,3 Erdstrahlen) würde etwas mehr als 5 % der Gesamtheit ausmachen, die der großen Neptun (4 bis 5,7 Erdstrahlen) etwas weniger als 5 %, die des kleinen Neptuns (zwischen drei und vier Erdstrahlen) mehr als 40%, die der Supererden ( erdiger Planet mit zwischen 1,4 und 2 Erdstrahlen) in der Größenordnung von 30% und die der Erde etwa 30%.
Radius (terrestrische Strahlen) |
Masse (Landmassen) |
Umlaufzeit (Tage der Erde) |
Entfernung von der Sonne (Parsec) |
---|---|---|---|
<1,25 Speichen: 356 0(29) | 1 bis 3 Massen: 20 0(7) | <1 Tag: 78 0(17) | <50 Parsec : 433 (15) |
1,25 2-Speichen: 808 0(91) | 3 bis 10 Massen: 75 (11) | 1 bis 10 Tage: 1.173 (178) | 50 bis 100 Parsec: 228 (13) |
2-6 Speichen: 1237 (149) | 10 bis 30 Massen: 51 (13) | 10 bis 30 Tage: 842 0(91) | 100 bis 500 Parsec: 673 (33) |
6-15 Speichen: 169 0(30) | 30 bis 100 Massen: 34 0(5) | 30 bis 360 Tage: 523 0(20) | 500 bis 1.000 Parsec: 745 0(2) |
> 15 Speichen: 23 0(5) | 100 bis 300 Massen: 45 (12) | 360 bis 720 Tage: 19 0(1) | 1000 bis 2000 Parsec: 401 0(0) |
- | > 300 Massen: 78 (17) | > 720 Tage: 14 0(0) | > 2.000 Parsec: 64 0(0) |
Gesamtzahl der von Kepler entdeckten bestätigten Planeten: 2.342; während der K2-Mission: 307 |
Eine der wichtigsten Entdeckungen der Mission ist die Anwesenheit einer großen Anzahl von Supererden , die größer als die Erde, aber kleiner als Neptun sind. Ihre Struktur und Zusammensetzung sind unbekannt, da diese Art von Planeten im Sonnensystem nicht existiert und für die meisten von ihnen die Masse und Dichte nicht gemessen werden konnte. Es könnten tellurische Planeten wie die Erde sein oder im Gegenteil Planeten aus Eis und Gas wie Neptun und Uranus. Einige von ihnen könnten jedoch aus einem stark komprimierten Eiskern bestehen, der mit einem Ozean und einer auf Wasserdampf basierenden Atmosphäre bedeckt ist.
Kepler entdeckte und ermöglichte die Untersuchung zahlreicher Sonnensysteme mit mehreren Planeten. Laut den durchgeführten Volkszählungen enthalten mehr als 22 % der Sterne mehrere Planeten und fast 40 % der Kandidaten für Exoplaneten sind Teil multiplanetarer Systeme. Diese Proportionen werden zweifellos unterschätzt, da aufgrund der Grenzen der verwendeten Nachweismethode nicht alle Planeten eines Systems systematisch gezählt werden. Planeten mit einer anderen Bahnneigung (der Planet geht von der Erde aus gesehen nicht vor dem Stern vorbei), einer langen Bahnperiode (mehr als ein Jahr) oder einer Größe unterhalb der Erkennungsschwelle werden tatsächlich nicht erkannt. Die Struktur des Sonnensystems mit seinen tellurischen Planeten, die sich in inneren Bahnen, aber in guter Entfernung von der Sonne befinden, seinen Gasplaneten, die mehrere Astronomische Einheiten (AE) von der Sonne entfernt sind, und seinen Planetenbahnen, die durch geringe Exzentrizität (außer Merkur) und Neigung gekennzeichnet sind Orbital gegenüber der Ebene der Ekliptik reduziert, scheint nicht die Norm zu sein, wenn wir es mit den von Kepler beobachteten Sternensystemen vergleichen. Multiplanetare Systeme sind oft sehr kompakt mit eng beieinander liegenden Planeten, eine Anordnung, die bisher von Modellen zur Bildung von Sonnensystemen nicht berücksichtigt wurde, weil sie als instabil galt. Viele Planeten umkreisen ihren Stern innerhalb von 0,1 AE (Erde-Sonne-Abstand: 1 AE) und einige innerhalb von 0,02 AE.
Astronomen des Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) nutzten Daten der Kepler-Mission im Jahr 2013, um zu schätzen, dass sich „mindestens 17 Milliarden“ terrestrische Planeten in der Milchstraße befinden.
Die von Kepler entdeckten Planeten in Juni 2017(in Gelb) im Vergleich zu denen, die auf andere Weise entdeckt wurden (andere Farben), geordnet nach Hauptkategorien (Größe, Umlaufbahn): heiße Jupiter, kalte Jupiter, riesige ozeanische oder gefrorene Planeten, terrestrische Planeten, Lavaplaneten .
Kepler fand Sternsysteme mit bis zu sieben oder acht Planeten um die Sterne (Dezember 2017).
Planeten vom terrestrischen Typ (Radius <2 mal dem der Erde), die sich in der bewohnbaren Zone befinden und von Kepler entdeckt wurden. In blau die bestätigten Kandidaten.
Sonnensystem | Planet | Datiert | Beschreibung |
---|---|---|---|
Kepler-4 | Kepler-4b | Januar 2010 | Erste Entdeckungen eines Exoplaneten der Mission. |
Kepler-6 | Kepler-6b | Januar 2010 | Erste Entdeckungen eines Exoplaneten der Mission. |
Kepler-7 | Kepler-7b | Januar 2010 | Planet mit einer dicken Wolkenschicht. |
Kepler-10 | Kepler-10b | Januar 2011 | Kleinster bisher entdeckter terrestrischer Planet . |
Kepler-11 | Kepler-11b - g | Februar 2011 | Stern mit mindestens 6 Planeten. Dreifacher Transit inAugust 2010. |
Kepler-16 | Kepler-16b | September 2011 | Erste Erkennung eines Transits in einem System. |
Kepler-22 | Kepler-22b | Dezember 2011 | Erster Planet in der bewohnbaren Zone. |
Kepler-37 | Kepler-37b | Februar 2013 | Kleinster entdeckter Exoplanet (abAugust 2017) über die Größe des Mondes. |
Kepler-62 | Kepler-62. , f | April 2013 | Zwei erdähnliche Planeten in der bewohnbaren Zone. |
Kepler-69 | Kepler-69c | April 2013 | Planet in der bewohnbaren Zone von der Größe der Erde. |
Kepler-90 | Kepler-90b - 90h | Oktober 2013 | Entdeckung des Sonnensystems mit den meisten Planeten. (Siehe untenDezember 2017) |
Kepler-186 | Kepler-186f | April 2014 | Planet in der bewohnbaren Zone von der Größe der Erde. |
Kepler-10 | Kepler-10c | Juni 2014 | Erster Nachweis eines Mega- Erdplaneten, d. h. eines terrestrischen Planeten, dessen Masse zehn Erdmassen überschreitet und der von der Planeten mit HARPS-N- Theorie nicht vorhergesehen wurde ) |
Kepler-438 | Kepler-438b | Januar 2015 | Zweifellos ein Planet von einer Größe in der Nähe der Erde, der sich in der bewohnbaren Zone befindet. Zeitraum 112 Tage. |
Kepler-442 | Kepler-442b | Januar 2015 | Zweifellos ein Planet von einer Größe in der Nähe der Erde, der sich in der bewohnbaren Zone befindet. |
Kepler-444 | Kepler-444b - f | Januar 2015 | Sonnensystem mit sechs terrestrischen Planeten. Der 1,2 Milliarden Jahre alte Stern ist der älteste der Sterne, um die herum Exoplaneten entdeckt wurden. |
Kepler-452 | Kepler-452b | Juli 2015 | Erster erdnaher Planet in der bewohnbaren Zone eines erdähnlichen Sterns ( Spektralklasse G2). Zeitraum 385 Tage. |
Kepler-1625 | Kepler-1625b | Mai 2016 | Exoplanète mit vielleicht einem Exomoon .. |
Kepler-90 | Kepler-90i | Dezember 2017 | Das Kepler-90-System enthält acht Planeten: Es ist zu diesem Zeitpunkt das einzige extrasolare System, von dem bekannt ist, dass es so viele beherbergt. |
Die ersten wissenschaftlichen Ergebnisse der Kepler- Mission präsentiert die NASA im Rahmen einer Pressekonferenz am6. August 2009. Der Nachweis des bereits bekannten Exoplaneten HAT-P-7b durch Kepler bestätigt die Fähigkeit des Weltraumteleskops, Planeten von terrestrischer Größe zu erkennen. Der Nachweis von Planeten durch Kepler erfordert, dass die Leuchtkraft der Sterne relativ stabil ist, um den Transit identifizieren zu können. Mit den Messungen der ersten Monate identifiziert das wissenschaftliche Team Ende 2009 7.500 veränderliche Sterne . Diese werden aus der Liste der beobachteten Sterne gestrichen und durch andere Kandidaten ersetzt. Die Lichtkurven der verlassenen Sterne werden veröffentlicht.
Am Ende der ersten sechs Wochen werden fünf bisher unbekannte Planeten und alle sehr nah an ihren Sternen entdeckt. Unter den bemerkenswerten Ergebnissen war einer der damals entdeckten Planeten mit geringerer Dichte, zwei massearme Weiße Zwerge , von denen ursprünglich berichtet wurde, dass sie Mitglieder einer neuen Klasse von stellaren Objekten waren, und ein gut charakterisierter Planet, der ihn umkreist .
2010Das 4. Januar 2010, geben die Missionsleiter bekannt, dass Kepler seine ersten fünf Exoplaneten entdeckt hat, nämlich die Planeten der Sterne Kepler-4 bis Kepler-8. Das15. Juni 2010, stellt das Kepler- Missionsteam den Forschern die gesammelten Daten von rund 156.000 Sternen zur Verfügung, also all denen, deren Beobachtung bis auf 400 geplant war. Bei 706 dieser Sterne wurden Kandidaten für Exoplaneten identifiziert. Ihre Größe liegt zwischen der der Erde und der des Jupiter. Die Identität und Eigenschaften von 306 dieser Exoplaneten werden kommuniziert. Fünf der identifizierten Sonnensysteme beherbergen mehrere Planeten. Daten für die verbleibenden 400 Ziele mit planetarischen Kandidaten sollten in . veröffentlicht werdenFebruar 2011(Einzelheiten zu dieser neuesten Veröffentlichung finden Sie unten in den Missionsergebnissen 2011 ). Dennoch implizierten Keplers Ergebnisse , basierend auf den Kandidaten aus der 2010 veröffentlichten Liste, dass die meisten dieser Planeten Radien von weniger als der Hälfte des Jupiters hatten. Diese Ergebnisse implizierten auch, dass kleine Kandidatenplaneten mit Perioden von weniger als 30 Tagen viel häufiger vorkamen als große Kandidatenplaneten mit ähnlichen Perioden und dass Entdeckungen von bodengestützten Observatorien eine Stichprobe der häufigsten Population lieferten , die größten Planeten in der Größenverteilung. Dies widersprach älteren Theorien, denen zufolge kleine Planeten und solche vom terrestrischen Typ relativ selten vorkommen würden. Basierend auf Keplers damals untersuchten Daten könnte eine Schätzung von etwa 100 Millionen bewohnbaren Planeten in unserer Galaxie realistisch sein. Einige Medienberichte über die TED-Konferenz, die zu dieser Information geführt haben, haben jedoch zu Missverständnissen geführt, offenbar teilweise aufgrund von Verwirrung über den Begriff "similar to Earth" ( Erd-like in Englisch). Zur Klarstellung ein Schreiben des Direktors des Ames Research Center der NASA an den Kepler Science Council vom Science2. August 2010, stellt fest, dass: " Keplers Analyse der aktuellen Daten unterstützt nicht die Behauptung, dass Kepler einen erdähnlichen Planeten gefunden hat."
Im Jahr 2010 identifizierte Kepler zwei Sonnensysteme mit Objekten, die kleiner, aber heißer waren als ihre jeweiligen Elternsterne: KOI-74 (en) und KOI-81 (en) . Bei diesen Objekten handelt es sich wahrscheinlich um schwach massereiche Weiße Zwerge, die durch frühere Massentransfervorgänge in ihren Systemen entstanden sind. Im selben Jahr veröffentlichte Keplers Team eine wissenschaftliche Arbeit, die Daten für 312 extrasolare Planetenkandidaten um 306 verschiedene Sterne lieferte. Für die meisten Kandidaten standen nur 33,5 Tage Daten zur Verfügung. Die NASA gab außerdem bekannt, dass die Daten von weiteren 400 Kandidaten zurückgehalten wurden, um Mitgliedern von Keplers Team zusätzliche Beobachtungen zu ermöglichen. Die Daten dieser Kandidaten wurden schließlich veröffentlicht am2. Februar 2011.
2011Das 10. Januar 2011, der kleinste damals bekannte Exoplanet , Kepler-10b , ein terrestrischer Planet, wurde mit Keplers Beobachtungen entdeckt; anschließend werden mehrere Exoplaneten von vergleichbarer Größe oder sogar kleiner als die Erde identifiziert, wie Kepler-20 f , Kepler-20 e , sowie wahrscheinliche Körper, die in . entdeckt wurdenJanuar 2012B. Kepler-42b , Kepler-42c und Kepler-42d . Letzterer ist kaum größer als der Mars .
Das 2. Februar 2011, gibt das Kepler- Team die Ergebnisse der Analysen der zwischen den Jahren gesammelten Daten bekannt2. Mai und der 16. September 2009. Sie fanden 1.235 Planetenkandidaten, die sich um 997 Wirtssterne drehen. (Die folgenden Zahlen gehen davon aus, dass die Kandidaten wirklich Planeten sind, obwohl offizielle wissenschaftliche Arbeiten sie nur als Kandidaten bezeichnen. Unabhängige Analysen haben ergeben, dass mindestens 90% von ihnen echte Planeten und keine Fälschungen sind. -positiv). 68 Planeten waren ungefähr so groß wie die Erde (eigentlich Radius <1,25 Rt mit Rt = Erdradius), 288 waren so groß wie eine Supererde , 662 so groß wie Neptun, 165 so groß wie Jupiter und 19 bis zu doppelt so groß Größe des Jupiters. 54 Planeten befanden sich in der bewohnbaren Zone , von denen 5 weniger als doppelt so groß wie die Erde waren. Im Gegensatz zu früheren Arbeiten zum Auffinden von Exoplaneten waren etwa 74 % der damals von Kepler entdeckten Planeten kleiner als Neptun, wahrscheinlich weil frühere Arbeiten größere Planeten leichter gefunden haben als kleine.
Als Teil der Mission wird die Größe einer Supererde zwischen 1,25 Rt und 2 Rt (oder sogar „1,25 Erdradien <Radius <2 Erdradien“ im Referenzdokument) definiert). Sechs Kandidatenplaneten dieses Typs [nämlich: KOI 326.01 (Rp = 0.85), KOI 701.03 (Rp = 1.73), KOI 268.01 (Rp = 1.75), KOI 1026.01 (Rp = 1.77), KOI 854.01 (Rp = 1.91), KOI 70,03 (Rp = 1,96)] befinden sich im Wohnbereich. Eine neuere Studie zeigte später, dass einer dieser Kandidaten (KOI 326.01) tatsächlich viel größer und heißer ist als ursprünglich vorgeschlagen.
Diese 2. Februar 2011die Zahl der bekannten extrasolaren Planeten in der bewohnbaren Zone hat sich daher auf 54 erhöht. Bis dahin wurden nur zwei Planeten in der bewohnbaren Zone entdeckt, so dass diese Neuentdeckungen eine spektakuläre Zunahme der Zahl der Planeten darstellen, die Lebensformen beherbergen können (Planeten, die kann von einer Temperatur profitieren, die es dem Wasser ermöglicht, in flüssigem Zustand zu existieren). Alle bisher entdeckten Kandidaten für bewohnbare Zonen kreisen um Sterne, die deutlich kleiner und kühler als die Sonne sind (bewohnbare Kandidaten um sonnenähnliche Sterne brauchten noch einige Jahre, um die drei für ihre Entdeckung notwendigen Transite zu akkumulieren).
Die Häufigkeit planetarischer Beobachtungen war bei Exoplaneten, die zwei- oder dreimal so groß wie die Erde waren, höher und nahm dann umgekehrt proportional zur Planetenoberfläche ab. Die beste Schätzung (inMärz 2011), war nach Berücksichtigung der Beobachtungsverzerrung, dass 5,4% der Sterne erdgroße Planeten beherbergen, 6,8% Supererd-Kandidaten, 19,3% erdgroße Kandidaten der Größe von Neptun und 2,55% willkommene Kandidaten der Größe von Jupiter oder größer . Systeme mit mehreren Planeten sind üblich; 17% der Wirtssterne haben mehrere Kandidatensysteme und 33,9% aller Planeten befinden sich in mehreren Planetensystemen.
. Zum5. Dezember, gibt Keplers Team die Entdeckung von 2.326 Planetenkandidaten bekannt, von denen 207 erdähnlich sind, 680 vom Supererdtyp sind, 1.181 so groß wie Neptun, 203 so groß wie Jupiter und 55 größer als Jupiter sind. Im Vergleich zu den Zahlen von 2011 ist die Zahl der erdgroßen oder supererdgroßen Planeten um 200 % bzw. 140 % gestiegen. Darüber hinaus wurden 48 Planetenkandidaten in den bewohnbaren Zonen der untersuchten Sterne gefunden, was einen Rückgang gegenüber den Zahlen für Februar bedeutet. Dies war auf das strengere Kriterium zurückzuführen, das in den Dezember-Daten verwendet wurde. Das20. Dezember 2011, Das Kepler - Team kündigt die Entdeckung der ersten terrestrischen Exoplaneten , Kepler-20e und Kepler-20f , in der Umlaufbahn um einen Stern ähnlich wie die Sonne , Kepler-20 .
Basierend auf Keplers Erkenntnissen schätzte der Astronom Seth Shostak 2011, dass es in einem Radius von tausend Lichtjahren um die Erde mindestens 30.000 bewohnbare Planeten gibt. Auch aus diesen Erkenntnissen schätzt Keplers Team , dass es „mindestens 50 Milliarden Planeten in der Milchstraße“ gibt, von denen „mindestens die Hälfte in der bewohnbaren Zone liegt “. ImMärz 2011Astronomen des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA schätzen, dass etwa „1,4 bis 2,7 Prozent“ aller sonnenähnlichen Sterne wahrscheinlich erdähnliche Planeten „in der bewohnbaren Zone ihrer Häuser“ haben. Das bedeutet, dass es allein in unserer Galaxie, der Milchstraße, „zwei Milliarden“ dieser „Erdanaloga“ gibt. JPL-Astronomen weisen auch darauf hin, dass es "50 Milliarden andere Galaxien" gibt, was möglicherweise mehr als eine Billion "erdähnliche Planeten" ergibt, wenn alle Galaxien eine Reihe von Planeten haben, die denen der Milchstraße ähnlich sind.
2012Im Januar 2012veröffentlicht ein internationales Astronomenteam eine Studie, der zufolge jeder Stern der Milchstraße "im Durchschnitt ... mindestens 1,6 Planeten" beherbergen könnte, was darauf hindeutet, dass in unserer Galaxie mehr als 160 Milliarden Planeten existieren könnten, von denen jeder einen Stern umkreist allein. Kepler hat auch entfernte Superstellareruptionen aufgezeichnet , von denen einige 10.000 Mal stärker waren als der außergewöhnliche Carrington-Sturm . Super-Eruptionen könnte ausgelöst werden durch Jovian Planeten in der Nähe von ihrem Stern umkreisen. Die Technik der Variation der Transitzeit (TTV für Transit Timing Variation in English), mit der Kepler-9d entdeckt wurde, gewinnt als Bestätigungsmethode für entdeckte Exoplaneten an Popularität. Auch die Entdeckung eines Planeten in einem System mit vier Sternen ist bestätigt. Dies ist die erste Entdeckung eines solchen Systems.
2012 gab es insgesamt 2.321 Kandidatenplaneten . Von diesen sind 207 erdähnlich, 680 sind so groß wie Supererden, 1.181 sind so groß wie Neptun, 203 so groß wie Jupiter und 55 größer als Jupiter. Darüber hinaus wurden 48 Kandidatenplaneten in den bewohnbaren Zonen der untersuchten Sterne gefunden. Das Team von Kepler fand heraus, dass 5,4 % aller Sterne Heimatplaneten von der Größe der Erde sind und 17 % aller Sterne mehrere Planeten haben. ImDezember 2011, zwei der Kandidaten für terrestrische Planeten , Kepler-20e und Kepler-20f , wurden als Planeten bestätigt , die einen Zwilling der Sonne umkreisen : Kepler-20 .
2013Laut einer in veröffentlichten Studie Januar 2013Laut Astronomen des Caltech enthält die Milchstraße mindestens einen Planeten pro Stern, der 100 bis 400 Milliarden Exoplaneten induziert . Die Studie, die auf Planeten basiert, die Kepler-32 (in) umkreisen , legt nahe, dass Planetensysteme um Sterne in unserer Galaxie häufig vorkommen. Die Entdeckung von 461 zusätzlichen Planeten wurde am . bekannt gegeben7. Januar 2013. Je länger Kepler beobachtet, desto mehr Planeten kann er mit langen Umlaufzeiten entdecken. Seit Keplers letzter Katalog iner erschienen istFebruar 2012, hat sich die Zahl der in Keplers Daten entdeckten Kandidaten um 20 Prozent erhöht und beträgt nun 2.740 potenzielle Planeten, die 2.036 Sterne umkreisen.
Ein neuer Kandidatenplanet wird angekündigt am 7. Januar 2013unter dem Namen KOI-172.02. Bestätigt drei Monate später, die18. April 2013, es wird dann in Kepler-69 c umbenannt . Es handelt sich um ein Super-Erde einen umkreisen Sterne ähnlich der Sonne in der bewohnbaren Zone und die „ein perfekter Kandidat , um Schutz könnte außerirdischem Leben “. Am selben Tag von18. April 2013, werden zwei weitere bemerkenswerte Planeten angekündigt: Kepler-62 e und sein Nachbar Kepler-62 f . Beide kreisen in der bewohnbaren Zone ihres Sterns Kepler-62 , 1200 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Dies sind wiederum Supererden, die das 1,6- bzw. 1,4-fache des Erdradius messen. Sie sind Teil eines Systems von fünf Planeten und könnten beide vollständig von einem Ozean bedeckt sein.
Das 15. Mai 2013, berichtet die NASA, dass Kepler durch den Ausfall eines Reaktionsrades gelähmt ist , das ihn in die richtige Richtung hält. Ein zweites Rad war zuvor ausgefallen, und das Raumfahrzeug benötigt drei Räder (von insgesamt vier), um betriebsbereit zu sein. Weitere Tests im Juli und August ergaben, dass Kepler zwar seine beschädigten Düsenräder verwenden, aber keine neuen wissenschaftlichen Daten sammeln konnte. Wissenschaftler des Kepler- Projekts sagten, dass sie noch viele Daten zu analysieren haben und in den nächsten zwei Jahren noch neue Entdeckungen gemacht werden könnten. Obwohl seit dem Vorfall in keine neuen wissenschaftlichen Daten gesammelt wurden15. Mai, 63 neue Kandidaten werden in bekannt gegeben Juli 2013basierend auf zuvor gesammelten Beobachtungen. Die Ergebnisse umfassten die mittlere Größe von Kandidatenplaneten, die im Vergleich zu Anfang 2013 immer kleiner wurden, vorläufige Ergebnisse zur Entdeckung einiger zirkumbinärer Objekte und Planeten in der bewohnbaren Zone .
2014Das 13. Februar, gibt die NASA die Entdeckung von 530 Kandidatenplaneten bekannt, die Teil eines einfachen Planetensystems sind. Einige von ihnen haben fast die Größe der Erde und befinden sich im Wohnbereich . Diese Zahl wird um 400 Zoll erhöhtJuni 2014. Das26. Februar, geben Wissenschaftler bekannt, dass Keplers Daten die Existenz von 715 neuen Exoplaneten bestätigen. Eine neue statistische Bestätigungsmethode namens "Multiplizitätsüberprüfung", die auf der Anzahl der Planeten um mehrere Sterne basiert, sind in der Tat reale Planeten. Dies ermöglichte eine schnellere Bestätigung vieler Kandidaten, die Teil mehrerer Planetensysteme sind. 95 % der entdeckten Exoplaneten sind kleiner als Neptun und vier, darunter Kepler-296 f, sind im Verhältnis 2,5 kleiner als die der Erde und befinden sich in der bewohnbaren Zone, in der die Oberflächentemperaturen das Wasser theoretisch in flüssiger Form zulassen .
Eine im März veröffentlichte Studie zeigt, dass kleine Planeten mit einer Umlaufzeit von weniger als 1 Tag in der Regel von mindestens einem weiteren Planeten mit einer Umlaufzeit zwischen 1 und 50 Tagen begleitet werden. Diese Studie gibt an, dass Planeten mit ultrakurzen Rotationsperioden fast immer weniger als 2 Erdradien haben, es sei denn, sie sind vom Typ " heißer Jupiter " falsch ausgerichtet. Keplers Daten haben Wissenschaftlern auch geholfen, Supernovae zu beobachten und zu verstehen ; Messungen wurden jede halbe Stunde gesammelt, daher waren Lichtkrümmungen besonders nützlich, um diese Art von astronomischen Ereignissen zu untersuchen.
Das 17. April, gibt das Kepler- Team die Entdeckung von Kepler-186 f bekannt , dem ersten Planeten vergleichbarer Größe mit der Erde, der sich in der bewohnbaren Zone befindet. Dieser Planet kreist um einen Roten Zwerg . Im Juli wurden die ersten Entdeckungen mit bereits von Kepler gesammelten Daten in Form von Doppelsternen gemeldet . Diese Ergebnisse wurden aus einem technischen Datensatz von Kepler gewonnen, der vor Kampagne 0 in Vorbereitung der Hauptmission K2 gesammelt worden war. Das23. September 2014, sagte die NASA, die K2-Mission habe Kampagne 1 abgeschlossen, die erste offizielle Reihe wissenschaftlicher Beobachtungen, und Kampagne 2 sei im Gange.
2015Das 27. Januar, entdecken Wissenschaftler ein 11,2 Milliarden Jahre altes Planetensystem mit fünf Exoplaneten, die sich um einen sonnenähnlichen Stern drehen. Das Kepler-444-System ist bis heute das älteste identifizierte System in der Milchstraße, außerdem findet man sie in der bewohnbaren Zone .
Obwohl Kepler für den Nachweis von Exoplaneten entwickelt wurde, ermöglichen seine Fähigkeit, einen bestimmten Stern über einen langen Zeitraum zu beobachten, und die geringen Schwankungen seiner Leuchtkraft, ihn in anderen Bereichen, insbesondere in der Asteroseismologie, zu verwenden . Kepler ermöglichte insbesondere die erstmalige Beobachtung eines Phänomens der differentiellen Rotation für andere Sterne als die Sonne.
Keplers Team hatte angekündigt, die im Rahmen der Mission gesammelten Daten nach einem Jahr Beobachtungen veröffentlichen zu wollen. Dieser Zeitplan wurde jedoch nach der Einführung geändert, wobei ein Zeitplan für die Veröffentlichung von Daten bis zu drei Jahre nach der Erhebung verlängert wurde. Dies führte zu erheblicher Kritik, die Keplers Wissenschaftsteam dazu veranlasste, das dritte Quartal ihrer Daten ein Jahr und sechs Monate nach der Erhebung freizugeben. Daten bisSeptember 2010 (Quartale 4, 5 und 6) wurden veröffentlicht in Januar 2012.
In regelmäßigen Abständen veröffentlicht das Kepler- Team eine Liste von Kandidatenplaneten (genannt Kepler Objects of Interest oder KOIs für Kepler's Objects of Interest ). Mit diesen Informationen sammelte ein Team von Astronomen im Jahr 2010 mit dem SOPHIE-Spektrographen Daten zur Radialgeschwindigkeit , um die Existenz des Kandidatenplaneten KOI-428b zu bestätigen . Im Jahr 2011 bestätigte dasselbe Team den Planetenkandidaten KOI-423b .
Schon seit Dezember 2010, Daten der Kepler- Mission wurden für das Zooniverse-Projekt „Planethunters.org“ verwendet , das es Freiwilligen ermöglicht, in den Lichtkurven von Kepler- Bildern nach Transiten zu suchen , um Planeten zu identifizieren, die computerisierten Algorithmen fehlen könnten. Ungefähr im MonatJuni 2011hatten Benutzer 69 potenzielle Kandidatenplaneten gefunden, die zuvor vom Kepler- Missionsteam nicht erkannt worden waren . Das Team plant, Enthusiasten, die solche Planeten entdecken, öffentlich zu loben.
Im Januar 2012Das Programm der BBC namens Stargazing Live (in) (auf Englisch: Watching Live Star) hat einen öffentlichen Aufruf an Freiwillige veröffentlicht, die Daten von Planethunters.org auf der Suche nach potenziellen neuen Exoplaneten zu analysieren. Dies führte zur Entdeckung eines neuen Planeten in der Größe von Neptun durch zwei Amateurastronomen. Dieser Planet trägt ihren Namen und wird deshalb Threapleton Holmes B genannt . Laut einigen Quellen waren am Ende 100.000 weitere Freiwillige an der Forschung von Planethunters.org beteiligtJanuar 2012, analysiert über eine Million Bilder von Kepler .
PlanetQuest , ein verteiltes Computerprojekt , das die BOINC - Plattform verwendet , soll auch die von Kepler gesammelten Daten analysieren .
Neben der Entdeckung von Hunderten von Kandidaten für Exoplaneten meldete der Kepler- Satellit auch 26 Exoplaneten in 11 Systemen, die noch nicht in die Extrasolar Planet Database aufgenommen wurden . Exoplaneten, die aus Keplers Daten entdeckt , aber von externen Forschern bestätigt wurden, umfassen KOI-423b , KOI-428b , KOI-196b (en) , KOI-135b (en) KOI-204b (en) KOI-254b KOI- 730 (in) und Kepler-42 (KOI-961) . Das Akronym „KOI“ zeigt an, dass der Stern ist ein K epler O bject von I nterest , das in englischer Sprache ein sagen ist Keplers Objekt von Interesse .
Sowohl CoRoT als auch Kepler haben das von Planeten reflektierte Licht gemessen. Diese Planeten waren jedoch bereits bekannt, da sie vor ihrem Stern vorbeiziehen. Keplers Daten ermöglichten die erste Entdeckung von Planeten mit dieser Methode: KOI 55.01 und 55.02.
Der Kepler-Eingabekatalog (oder KIC) bezieht sich auf den Kepler-Eingabekatalog . Es handelt sich um eine öffentlich durchsuchbare Datenbank mit etwa 13,2 Millionen Zielen, die für das Kepler Spectral Classification Program und die Kepler Mission verwendet werden . Der Katalog allein wird nicht verwendet, um Ziele für Kepler zu finden , da nur ein Teil der aufgeführten Sterne (oder etwa ein Drittel des Katalogs) vom Schiff selbst beobachtet werden kann.
Die Kepler Objects of Interest (KOI) bilden eine Untermenge des Kepler Input Catalog (KIC). Um ein KOI zu sein, muss ein Stern einen periodischen Verlust an Leuchtkraft aufweisen.
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