Среди заметных открытий был Corot-7B , обнаруженный в 2009 году, которая стала первой экзопланетой, которая, как показано, имела композицию с доминированием в породе или металле.
Коро был запущен в 14:28:00 UTC 27 декабря 2006 года на Soyuz 2.1b , Rocket [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] Сообщение о первом свете 18 января 2007 года. [ 7 ] Впоследствии, зонд начал собирать научные данные 2 февраля 2007 года. [ 8 ] Коро был первым космическим кораблем, посвященным обнаружению транзитных экстразолярных планет , открыв путь для более продвинутых зондов, таких как Кеплер и Тесс . Он обнаружил свою первую экстразолярную планету Corot-1B , в мае 2007 года, [ 9 ] Спустя всего через 3 месяца после начала наблюдений. Первоначально запланировано на 2,5 года с запуска запланировано на 2,5 года. [ 10 ] Но операции были продлены до 2013 года. [ 11 ] 2 ноября 2012 года Corot потерпел сбой компьютера, который сделал невозможным извлечь какие -либо данные из своего телескопа. [ 12 ] Попытки ремонта были безуспешными, поэтому 24 июня 2013 года было объявлено, что Коро был на пенсии и будет выведен из эксплуатации; понижен на орбите, чтобы он сгорел в атмосфере. [ 13 ]
Оптическая конструкция Corot сводит к минимуму бродячий свет, исходящий от земли, и обеспечил поле зрения 2,7 ° на 3,05 °. Оптический путь корота состоял из афокального телескопа диаметром 27 см (10,6 дюйма) , расположенного в двухступенчатой непрозрачной перегородке, специально предназначенной для блокировки солнечного света, отраженного земной, и камеры, состоящей из диоптрической цели и фокальной коробки . Внутри фокальной коробки был массив четырех детекторов ПЗС , защищенных от радиации путем экранирования алюминия толщиной 10 мм. Асстеросеисмология . CCD отколомируется на 760 мкм в направлении диоптрической цели, чтобы избежать насыщения самых ярких звезд Призма , перед CCD обнаружения планеты дает небольшой спектр предназначенный для более сильно рассеивания на синих длинах волн. [ 14 ]
Фокальная плоскость Коро с четырьмя полнокадными передачами CCD. Темная зона соответствует фоточувствительной области. Два ПЗС посвящены программе Exoplanet, а два других - программе «Астеросеизма.
Четыре детектора CCD являются CCDS Model 4280, предоставленные E2V Technologies . Эти ПЗС представляют собой перенос рамки, истонченные, обработанные проекты в массиве 2048 на 1048 пикселей. Каждый пиксель составляет 13,5 мкм × 13,5 мкм размера, что соответствует угловому размеру пикселя 2,32 дуги. CCD охлаждаются до -40 ° C (233,2 К; -40,0 ° F). Эти детекторы расположены в квадратной схеме с двумя, каждый из которых посвящен планетарному обнаружению и астеросезмологии . Поток вывода данных из CCD подключен в две цепи . Каждая цепочка имеет одну ПЗС -Плантационную ПЗС и одну астосезиисмологию CCD. Поле зрения на планетарное обнаружение составляет 3,5 °. [ 14 ]
Спутник, построенный в космическом центре Канн Манделейу , имел массу запуска 630 кг, длиной 4,10 м, диаметром 1,984 м и работал на двух солнечных панелях. [ 10 ]
Этот раздел должен быть обновлен . Пожалуйста, помогите обновить эту статью, чтобы отразить недавние события или вновь доступную информацию. ( Май 2016 г. )
Спутник, наблюдаемый перпендикулярно его орбитальной плоскости, что означает, что не было заучане , что позволило непрерывному наблюдению до 150 дней. Эти сеансы наблюдения, называемые «длинными пробегами», позволили обнаружить более мелкие и длительные планеты. В течение оставшихся 30 дней между двумя основными периодами наблюдений Корот наблюдал за другими пятнами неба в течение нескольких недель «коротких пробежков», чтобы проанализировать большее количество звезд для астосейстской программы. После потери половины поля зрения из -за неудачи блока № 1 обработки данных в марте 2009 года стратегия наблюдения изменилась на 3 месяца, наблюдая за прогонами, чтобы оптимизировать количество наблюдаемых звезд и эффективности обнаружения.
In order to avoid the Sun entering in its field of view, during the northern summer CoRoT observed in an area around Serpens Cauda, toward the Galactic Center, and during the winter it observed in Monoceros, in the Galactic anticenter. Both these "eyes" of CoRoT have been studied in preliminary observations carried out between 1998 and 2005,[15] allowing the creation of a database, called CoRoTsky,[16] with data about the stars located in these two patches of sky. This allowed selecting the best fields for observation: the exoplanet research program requires a large number of dwarf stars to be monitored, and to avoid giant stars, for which planetary transits are too shallow to be detectable. The asteroseismic program required stars brighter than magnitude 9, and to cover as many different types of stars as possible. In addition, in order to optimize the observations, the fields had to not be too sparse – fewer targets observed – or too crowded – too many stars overlapping.
Several fields were observed during the mission:[17]
IRa01, from 18 January 2007 to 3 April 2007 – 9,879 stars observed;
SRc01, from 3 April 2007 to 9 May 2007 – 6,975 stars observed;
LRc01, from 9 May 2007 to 15 October 2007 – 11,408 stars observed;
LRa01, from 15 October 2007 to 3 March 2008 – 11,408 stars observed;
SRa01, from 3 March 2008 to 31 March 2008 – 8,150 stars observed;
LRc02, from 31 March 2008 to 8 September 2008 – 11,408 stars observed;
SRc02, from 8 September 2008 to 6 October 2008 – 11,408 stars observed;
SRa02, from 6 October 2008 to 12 November 2008 – 10,265 stars observed;
LRa02, from 12 November 2008 to 30 March 2009 – 11,408 stars observed;
LRc03, from 30 March 2009 to 2 July 2009 – 5,661 stars observed;
LRc04, from 2 July 2009 to 30 September 2009 – 5,716 stars observed;
LRa03, from 30 September 2009 to 1 March 2010 – 5,289 stars observed;
SRa03, from 1 March 2010 to 2 April 2010;
LRc05, from 2 April 2010 to 5 July 2010;
LRc06, from 5 July 2010 to 27 September 2010;
LRa04, from 27 September 2010 to 16 December 2010;
LRa05, from 16 December 2010 to 5 April 2011;
LRc07, from 5 April 2011 to 30 June 2011;
SRc03, from 1 July 2011 to 5 July 2011 – a run made to reobserve the transit of CoRoT-9b;
LRc08, from 6 July 2011 to 30 September 2011;
SRa04, from 30 September 2011 to 28 November 2011;
SRa05, from 29 November 2011 to 9 January 2012;
LRa06, from 10 January 2012 to 29 March 2012 – a run dedicated to reobservation of CoRoT-7b;
LRc09, from 10 April 2012 to 5 July 2012;
LRc10, from 6 July 2012 to 1 November 2012 - interrupted by the fatal failure which ended the mission.
The spacecraft monitored the brightness of stars over time, searching for the slight dimming that happens in regular intervals when planets transit their host star. In every field, CoRoT recorded the brightness of thousands stars in the V-magnitude range from 11 to 16 for the extrasolar planet study. In fact, stellar targets brighter than 11 saturated the exoplanets CCD detectors, yielding inaccurate data, whilst stars dimmer than 16 do not deliver enough photons to allow planetary detections. CoRoT was sensitive enough to detect rocky planets with a radius two times larger than Earth, orbiting stars brighter than 14;[18] it is also expected to discover new gas giants in the whole magnitude range.[19]
CoRoT also studied asteroseismology. It can detect luminosity variations associated with acoustic pulsations of stars. This phenomenon allows calculation of a star's precise mass, age and chemical composition and will aid in comparisons between the sun and other stars. For this program, in each field of view there was one main target star for asteroseismology as well as up to nine other targets. The number of observed targets have dropped to half after the loss of Data Processing Unit No. 1.
The mission began on 27 December 2006 when a Russian Soyuz 2-1b rocket lifted the satellite into a circular polar orbit with an altitude of 827 km . The first scientific observation campaign started on 3 February 2007.[20]
The mission's cost amounted to €170 million, of which 75% was paid by the French space agency CNES and 25% was contributed by Austria, Belgium, Germany, Spain, Brazil and the European Space Agency (ESA).[21]
The primary contractor for the construction of the CoRoT vehicle was CNES,[22] to which individual components were delivered for vehicle assembly. The CoRoT equipment bay, which houses the data acquisition and pre-processing electronics, was constructed by the LESIA Laboratory at the Paris Observatory and took 60 person-years to complete.[22] The design and building of the instruments were done by the Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LESIA) de l'Observatoire de Paris, the Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, the Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) from Orsay, the Centre spatial de Liège (CSL) in Belgium, the IWF in Austria, the DLR (Berlin) in Germany and the ESA Research and Science Support Department. The 30 cm afocal telescope Corotel has been realized by Alcatel Alenia Space in the Centre spatial de Cannes Mandelieu.
Before the beginning of the mission, the team stated with caution that CoRoT would only be able to detect planets few times larger than Earth or greater, and that it was not specifically designed to detect habitable planets. According to the press release announcing the first results, CoRoT's instruments are performing with higher precision than had been predicted, and may be able to find planets down to the size of Earth with short orbits around small stars.[9]
The transit method requires the detection of at least two transits, hence the planets detected will mostly have an orbital period under 75-day. Candidates that show only one transit have been found, but uncertainty remains about their exact orbital period.
CoRoT should be assumed to detect a small percentage of planets within the observed star fields, due to the low percentage of exoplanets that would transit from the angle of observation of the Solar System. The chances of seeing a planet transiting its host star is inversely proportional to the diameter of the planet's orbit, thus close in planets detections will outnumber outer planets ones. The transit method is also biased toward large planets, since their very depth transits are more easily detected than the shallows eclipses induced by terrestrial planets.
On 8 March 2009 the satellite suffered a loss of communication with Data Processing Unit No. 1, processing data from one of the two photo-detector chains on the spacecraft. Science operations resumed early April with Data Processing Unit No. 1 offline while Data Processing Unit No. 2 operating normally. The loss of photo-detector chain number 1 results in the loss of one CCD dedicated to asteroseismology and one CCD dedicated to planet detection. The field of view of the satellite is thus reduced by 50%, but without any degradation of the quality of the observations. The loss of channel 1 appears to be permanent.[23]
The rate of discoveries of transiting planets is dictated by the need of ground-based, follow-up observations, needed to verify the planetary nature of the transit candidates. Candidate detections have been obtained for about 2.3% of all CoRoT targets, but finding periodic transit events isn't enough to claim a planet discovery, since several configurations could mimic a transiting planet, such as stellar binaries, or an eclipsing fainter star very close to the target star, whose light, blended in the light curve, can reproduce transit-like events. A first screening is executed on the light curves, searching hints of secondary eclipses or a rather V-shaped transit, indicative of a stellar nature of the transits. For the brighter targets, the prism in front of the exoplanets CCDs provides photometry in 3 different colors, enabling to reject planet candidates that have different transit depths in the three channels, a behaviour typical of binary stars. These tests allow to discard 83% of the candidate detections,[24] whilst the remaining 17% are screened with photometric and radial velocity follow-up from a network of telescopes around the world. Photometric observations, required to rule out a possible contamination by a diluted eclipsing binary in close vicinity of the target,[25] is performed on several 1 m-class instruments, but also employs the 2 m Tautenburg telescope in Germany and the 3,6 m CFHT/Megacam in Hawaii. The radial velocity follow-up allows to discard binaries or even multiple star system and, given enough observations, provide the mass of the exoplanets found. Radial velocity follow-up is performed with high-precision spectrographs, namely SOPHIE, HARPS and HIRES.[26] Once the planetary nature of the candidate is established, high-resolution spectroscopy is performed on the host star, in order to accurately determine the stellar parameters, from which further exoplanet characteristics can be derived. Such work is done with large aperture telescopes, as the UVES spectrograph or HIRES.
Interesting transiting planets could be further followed-up with the infrared Spitzer Space Telescope, to give an independent confirmation at a different wavelength and possibly detect reflected light from the planet or the atmospheric compositions. CoRoT-7b and CoRoT-9b have already been observed by Spitzer.
Papers presenting the results of follow-up operations of planetary candidates in the IRa01,[27] LRc01,[28] LRa01,[29] SRc01[30] fields have been published.
In April 2019, a summary of the exoplanet search results have been published,[31] with 37 planets and brown dwarves confirmed, and a further one hundred planet candidates still to be verified.
Sometimes the faintness of the target star or its characteristics, such as a high rotational velocity or strong stellar activity, do not allow to determine unambiguously the nature or the mass of the planetary candidate.
Stars vibrate according to many different pulsation modes in much the same way that musical instruments emit a variety of sounds. Listening to an air on the guitar does not leave any doubt as to the nature of the instrument, and an experienced musician can even deduce the cords' material and tension. Similarly, stellar pulsation modes are characteristic of global stellar properties and of the internal physical conditions. Analyzing these modes is thus a way of probing stellar interiors to infer stellar chemical composition, rotation profiles and internal physical properties such as temperatures and densities. Asteroseismology is the science which studies the vibration modes of a star. Each of these modes can be mathematically represented by a spherical harmonic of degree l and azimuthal order m. Some examples are presented here below with a color scheme in which blue (red) indicates contracting (expanding) material. The pulsation amplitudes are highly exaggerated.
A few examples of stellar vibration modes
l=1, m=0
l=2, m=0
l=2, m=1
l=4, m=2
When applied to the Sun, this science is called helioseismology and has been ongoing for a few decades by now. The solar surface helium abundance was derived very accurately for the first time, which has definitely shown the importance of microscopic diffusion in the solar structure. Helioseismology analyses have also unveiled the solar internal rotational profile, the precise extent of the convective envelope and the location of the helium ionization zone. Despite enormous technical challenges, it was thus tempting to apply similar analyses to stars. From the ground this was only possible for stars close to the Sun such as α Centauri, Procyon, β Virginis... The goal is to detect extremely small light variations (down to 1 ppm) and to extract the frequencies responsible for these brightness fluctuations. This produces a frequency spectrum typical of the star under scrutiny. Oscillation periods vary from a few minutes to several hours depending on the type of star and its evolutionary state. To reach such performances, long observing times devoid of day/night alternations are required. Space is thus the ideal asteroseismic laboratory. By revealing their microvariability, measuring their oscillations at the ppm level, CoRoT has provided a new vision of stars, never reached before by any ground-based observation.
Dwarf and giant stars observed by CoRoT in the sismo and exo fields with some additional stars observed from the ground. From the work of members of the CoRoT team
At the beginning of the mission, two out of four CCDs were assigned to asteroseismic observations of bright stars (apparent magnitude 6 to 9) in the so-called seismo field while the other CCDs were reserved for exoplanet hunting in the so-called exo field. Albeit with a lower signal to noise ratio, interesting science on stars was also obtained from the exoplanets channel data, where the probe records several thousands of light curves from every observed field. Stellar activity, rotation periods, star spot evolution, star–planet interactions, multiple star systems are nice extras in addition to the main asteroseismic program. This exo field also turned out to be of incalculable richness in asteroseismic discoveries. During the first six years of its mission, CoRoT has observed about 150 bright stars in the seismo field and more than 150 000 weak stars in the exo field. The figure shows where most of them are located in the Hertzsprung–Russell diagram together with some others observed from the ground.
Discoveries were numerous,[32] including the first detection of solar-like oscillations in stars other than the Sun,[33] the first detection of non-radial oscillations in red giant stars,[34] the detection of solar-like oscillations in massive stars,[35][36] the discovery of hundreds of frequencies in δ Scuti stars,[37] the spectacular time evolution of the frequency spectrum of a Be (emission lines B) star during an outburst,[38] the first detection of a deviation from a constant period spacing in gravity modes in an SPB (Slowly Pulsating B) star.[39] Interpreting those results opened new horizons in humanity's vision of stars and galaxies. In October 2009 the CoRoT mission was the subject of a special issue of Astronomy and Astrophysics, dedicated to the early results of the probe.[40] Below are some examples of breakthrough contributions to stellar astrophysics, based on CoRoT's data:
Extension of the chemically mixed zone in main sequence stars
Above the convective core where mixing of chemicals is instantaneous and efficient, some layers can be affected by partial or total mixing during the main sequence phase of evolution. The extent of this extra mixed zone as well as the mixing efficiency are, however, difficult to assess. This additional mixing has very important consequences since it involves longer time scales for nuclear burning phases and may in particular affect the value of the stellar mass at the transition between those stars which end up their life as white dwarfs and those which face a final supernova explosion. The impact on the chemical evolution of the galaxy is obvious. Physical reasons for this extra-mixing are various, either a mixing induced by internal rotation or a mixing resulting from convective bubbles crossing the convective core boundary to enter the radiative zone where they finally lose their identity (overshooting), or even some other poorly known processes.
Solar-like stars: The solar-like star HD 49933 is illustrative of this extra-mixing problem.[41] Its convective envelope is responsible for the presence of solar-like oscillations. Comparing the observed frequency spectrum with that obtained from theoretical models of 1.19 Mʘ computed with and without additional mixing clearly excludes a model without extra mixing.
Sub-giant stars: Such an additional mixing also affects the structure of more evolved sub-giant stars since the mass extension of the helium core formed during core hydrogen burning is increased. The sub-giant star HD 49385 of 1.3 Mʘ was submitted to CoRoT scrutiny and although not fully conclusive, new constraints were brought to the modeling of such stars.[42]
SPB stars: More massive SPB (Slowly Pulsating B) stars show a frequency spectrum dominated by high order gravity modes excited by the κ mechanism at work in layers where ionizations of iron group elements produces an opacity peak. In such stars, the convective core is surrounded by a region of varying chemical composition, the so-called μ-gradient region, left by the progressive withdrawal of the convective core as hydrogen is transformed into helium. This region is rather thin and constitutes a sharp transition region, which induces a very subtle signature in the gravity modes frequency spectrum. Instead of a constant period spacing found in a homogeneous stellar model, periodic deviations from this constant value are expected in models affected by a sharp transition region. Moreover, the period of the deviations is directly related to the precise location of the sharp transition.[43] This phenomenon has been detected in two hybrid B stars (showing at the same time acoustic β Cephei and gravity SPB modes): (1) HD 50230[39] where an extra-mixing with a somewhat smooth shape is clearly required in the modeling and (2) HD 43317.[44]
Transition layers in stellar envelopes: Transition layers such as the helium ionization region or the lower boundary of the convective envelope in low mass and red giant stars also affect frequency spectra. In a structure devoid of such discontinuities, high order acoustic modes obey some regularities in their frequency distribution (large frequency separation, second difference...). Transition zones introduce periodic deviations with respect to these regularities and the periods of the deviations are directly related to the precise location of the transition zones. These deviations were predicted by theory and were first observed in the Sun.[45] Thanks to CoRoT they were also detected in the solar-like star HD 49933[46] and also in the red giant star HD 181907.[47] In both cases the location of the helium ionization zone could be accurately derived.
Amplitudes and line widths in solar-like oscillation spectra: One of the major successes of the CoRoT space mission has definitely been the detection of solar-like oscillations in stars slightly hotter than the Sun.[33] As was previously done for the Sun, measurements of amplitudes and line widths in their frequency spectra resulted in new constraints in the modeling of stochastic excitations of acoustic modes by turbulent convection. The frequency spectrum of HD 49933[48] was confronted to the stochastic excitation model developed by Samadi et al.[49][50] Except at high frequencies, a good agreement can be reached by adopting a metallicity ten times smaller than the solar metallicity. With the solar value on the contrary, disagreements in amplitudes can reach a factor 2 at low frequencies.
Granulation: The presence of granulation was detected in the frequency spectrum of HD 49933. Analyses have been done with 3D hydrodynamical model atmospheres computed at solar and ten times smaller than solar metallicities.[51] Here again the model with the lowest metallicity shows up to be closer to the observations although significant disagreements still remain.
Following exhaustion of hydrogen in the core, the overall stellar structure drastically changes. Hydrogen burning now takes place in a narrow shell surrounding the newly processed helium core. While the helium core quickly contracts and heats up, the layers above the hydrogen-burning shell undergo important expansion and cooling. The star becomes a red giant whose radius and luminosity increase in time. These stars are now located on the so-called red giant branch of the Hertzsprung–Russell diagram; they are commonly named RGB stars. Once their central temperature reaches 100 106 K, helium starts burning in the core. For stellar masses smaller than about 2 Mʘ, this new combustion takes place in a highly degenerate matter and proceeds through a helium flash. The readjustment following the flash brings the red giant to the so-called red clump (RC) in the Hertzsprung-Russell diagram.
Histograms of a synthetic red giant population (in red) and CoRoT red giant population (in orange). From Andrea Miglio and collaborators3D map of this galaxy from seismic data of red giants observed by CoRoT. From Andrea Miglio and collaborators
Whether RGB or RC, these stars all have an extended convective envelope favorable to the excitation of solar-like oscillations. A major success of CoRoT has been the discovery of radial and long-lived non-radial oscillations in thousands of red giants in the exo field.[34] For each of them, the frequency at maximum power νmax in the frequency spectrum as well as the large frequency separation between consecutive modes Δν could be measured,[52][53] defining a sort of individual seismic passport.
Red giant population in this galaxy: Introducing these seismic signatures, together with an estimation of the effective temperature, in the scaling laws relating them to the global stellar properties,[54]gravities (seismic gravities), masses and radii can be estimated and luminosities and distances immediately follow for those thousands of red giants. Histograms could then be drawn and a totally unexpected and spectacular result came out when comparing these CoRoT histograms with theoretical ones obtained from theoretical synthetic populations of red giants in this galaxy. Such theoretical populations were computed from stellar evolution models, with adopting various hypotheses to describe the successive generations of stars along the time evolution of this galaxy.[55]Andrea Miglio and collaborators noticed that both types of histograms were spitting images of one another,[56] as can be seen in the histograms picture. Moreover, adding the knowledge of the distances of these thousands of stars to their galactic coordinates, a 3D map of this galaxy was drawn. This is illustrated in the figure where different colors relate to different CoRoT runs and to Kepler observations (green points).
Age-metallicity relation in this galaxy: The age of a red giant is closely related to its former main sequence lifetime, which is in turn determined by its mass and metallicity. Knowing the mass of a red giant amounts to knowing its age. If the metallicity is known the uncertainty in age does not exceed 15%! Observational missions such as APOGEE(Apache Point Observatoty Galactic Evolution Environment) whose goal is to measure metallicities for 100 000 red giants in this galaxy, GALAH(Galactic Archaeology with HERMES) and GAIA(Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) could of course widely benefit from these seismic gravities with the ultimate output of establishing the age-metallicity relation in this galaxy. Asteroseismology has crossed the doorstep of the structure and chemical evolution of this galaxy.[57]
Seismic signatures and extension of mixed zones during central hydrogen and helium burning: Increasing even further the scrutiny in analyzing the CoRoT[58] and Kepler[59] frequency spectra of red giants brought new important discoveries. Small and subtle differences in seismic signatures allow us to distinguish RGB from RC stars notwithstanding their similar luminosities. This is now theoretically confirmed thanks to elaborate red giant modeling.[60] The period spacings of gravity-dominated modes are expected to be especially meaningful. Their detection for a large number of red giants could give us clues to establishing the extent of the extra-mixed region above the convective core during core hydrogen burning, but also the extent of the extra-mixed region during core helium burning, both mixing processes being a priori totally unrelated.[61]
Massive variable main sequence stars have frequency spectra dominated by acoustic modes excited by the κ mechanism at work in layers where partial ionization of iron group elements produce a peak in opacity. In addition the most advanced of these stars present mixed modes i.e. modes with a g-character in deep layers and p-character in the envelope. Hydrogen burning takes place in a convective core surrounded by a region of varying chemical composition and an envelope mostly radiative except for tiny convective layers related to partial ionization of helium and/or iron group elements. As in lower mass stars the extent of the fully or partially mixed region located just above the convective core (extra-mixed zone) is one of the main uncertainties affecting theoretical modeling.
β Cephei stars: Seismic analyses of β Cephei stars show that it is not obvious to derive a one-to-one extent of this extra-mixed zone.[62] A rather large extent seems to be required to model θ Ophiuchi[63] while a much smaller one is favored for HD 129929,[64][65] for β Canis Majoris,[66] for δ Ceti,[67] and for 12 Lacertae.[68][69] This extra-mixed zone could even be absent in the structure of V1449 Aquilae (HD 180642)[70] and ν Eridani.[71][72] It would be extremely interesting to establish a relation between the extent of this zone and the rotation velocity and/or the magnetic field of the star. Seismic analysis of V2052 Ophiuchi[73] shows that this star although rapidly rotating, which would favor extra-mixing, could be devoid of such a region. The magnetic field detected in this star could be the reason of this lack of extra-mixing.
Be stars: Late Be type stars HD 181231 and HD 175869 are very rapid rotators, about 20 times more rapid than the Sun. Their seismic analysis seems to require a centrally mixed zone about 20% larger than what is expected from convection only.[74] Another Be star, HD 49330, had a very exciting surprise in store. Observed by CoRoT during an outburst of matter towards its circumstellar disk, which is typical of such stars, its frequency spectrum suffered drastic changes. Firstly dominated by acoustic modes the spectrum showed the appearance of gravity modes with amplitudes strictly in line with the outburst.[75] Such a link between the nature of the excited modes and a dynamical phenomenon is of course a gold mine in the quest for the internal structure of Be stars.
O stars: Many O stars have been observed by CoRoT. Among them HD 46150 and HD 46223 (members of the galactic cluster NGC 2264) and HD 46966 (member of the OB association Mon OB2) do not seem to pulsate, which is in agreement with stellar modeling of stars with similar global parameters.[76] The frequency spectrum of the Plaskett's star HD 47129 on the contrary shows a peak with six harmonics in the frequency range expected from theoretical modeling.[77]
Another unexpected CoRoT discovery was the presence of solar-like oscillations in massive stars. The small convective shell related to the opacity peak resulting from the ionization of iron group elements at about 200 000 K (iron opacity peak) could indeed be responsible for the stochastic excitation of acoustic modes like those observed in the Sun.
Frequency versus time for a solar-like mode (top) and a beta Cephei mode (bottom) in Chimera. From Kevin Belkacem, Frédéric Baudin and collaborators
V1449 Aquilae (HD 180642): This CoRoT target is a β Cephei star whose frequency spectrum reveals high frequency and very small amplitude acoustic modes. A careful analysis has shown that they were solar-like oscillations excited by turbulent bubbles origination from this convective iron opacity peak zone or even from the convective core.[35] This is indeed a major discovery since it was the first time that pulsations excited by the κ mechanism acting in the iron opacity peak zone were present side by side in the same star with pulsations stochastically excited by this very same zone. This is the reason why Kevin Belkacem, main discoverer of these solar-like oscillations in V1449 Aquilae, added a new baptismal certificate to this β Cephei star and named it Chimera. The figure illustrates the behavior of the frequency versus time for two modes in the frequency spectrum of Chimera, a solar-like mode (top) and a β Cephei mode (bottom). The stochastic nature of the solar-like mode reveals itself in the instability of its frequency as time goes on and in the spread in frequency on several μHz. The contrast with the stability in frequency and the narrow frequency range of the β Cephei mode is striking.
HD 46149: Later on solar-like oscillations were even discovered in a more massive O star member of the binary system HD 46149.[36] Constraints coming from the binary nature of the system coupled with seismic constraints led to the determination of the orbital parameters of the system as well as to the global properties of its members.
During a 23-day observing run in March 2008, CoRoT observed 636 members of the young open cluster NGC 2264. The so-called Christmas tree cluster, is located in the constellation Monoceros relatively close to us at a distance of about 1800 light years. Its age is estimated to be between 3 and 8 million years. At such a young age, the cluster is an ideal target to investigate many different scientific questions connected to the formation of stars and early stellar evolution. The CoRoT data of stars in NGC 2264 allow us to study the interaction of recently formed stars with their surrounding matter, the rotation and activity of cluster members as well as their distribution, the interiors of young stars by using asteroseismology, and planetary and stellar eclipses.
The stellar births and the stars' childhoods remain mostly hidden from us in the optical light because the early stars are deeply embedded in the dense molecular cloud from which they are born. Observations in the infrared or X-ray enable us to look deeper into the cloud, and learn more about these earliest phases in stellar evolution.
Therefore, in December 2011 and January 2012, CoRoT was part of a large international observing campaign involving four space telescopes and several ground-based observatories. All instruments observed about 4000 stars in the young cluster NGC 2264 simultaneously for about one month at different wavelengths. The Canadian space mission MOST targeted the brightest stars in the cluster in the optical light, while CoRoT observed the fainter members. MOST and CoRoT observed NGC 2264 continuously for 39 days.[78] The NASA satellites Spitzer and Chandra measured at the same time the stars in the infrared (for 30 days) and the X-ray domains (for 300 kiloseconds). Ground-based observations were taken also at the same time, for example, with the ESO Very Large Telescope in Chile, the Canadian-French-Hawaiian Telescope in Hawaii, the McDonald Observatory in Texas, or the Calar Alto Observatory in Spain.
The CoRoT observations led to the discovery of about a dozen pulsating pre-main sequence (PMS) δ Scuti stars and the confirmation of the existence of γ Doradus pulsations in PMS stars.[79] Also the presence of hybrid δ Scuti/γ Doradus pulsations was confirmed in members of NGC 2264. The CoRoT observations included also the well known pre-main sequence pulsators, V 588 Mon and V 589 Mon, which were the first discovered members of this group of stars. The precision attained in the CoRoT light curves also revealed the important role of granulation in pre-main sequence stars.[80]
The investigation of T Tauri stars and their interaction with their circumstellar matter using CoRoT data revealed the existence of a new class, the AA Tauri type objects.[81] Previously to the CoRoT observations, T Tauri stars were known to either show sinusoidal light variations that are caused by spots on the stellar surface, or completely irregular variability that is caused by the gas and dust disks surrounding the young stars. AA Tauri type objects show periodically occurring minima that are different in depth and width, hence are semi-regular variables. With the CoRoT observations this class of objects could be established.[82] Exciting insights into the earliest phases of stellar evolution also come from the comparison of the variability present in the optical light to that in the infrared and the X-ray regime.
A large number of binary systems with non-radially pulsating members were observed by CoRoT.[83] Some of them, which were eclipsing binaries with members of γ Doradus type, were discovered during CoRoT runs.[84] The eclipse phenomenon plays a key role since global parameters can immediately follow, bringing invaluable constraints, in addition to the seismic ones, to stellar modeling.
AU Monocerotis : Эта полуоткрытая бинарная система содержит звезду, взаимодействующую с его компаньоном G Star. Его наблюдение с Коротом обеспечило чрезвычайно качественное Lightcurve. Глобальные параметры могут затем быть улучшены, и были получены новые эфемериды для орбитального движения, а также для другого долгосрочного изменения. Это длительное изменение, по -видимому, происходит от периодического ослабления света в результате термозветинской пыли. [ 85 ] Кривая света HD 174884. На верхней панели показана полная кривая света. Вторая панель-это взорвание, где видны крошечные вторичные минимумы (их глубина составляет 1% от более глубокого минимума). Третья панель показывает проекцию на плоскости неба (то есть, когда мы видим систему) на разных этапах. От Карлы Мацерони и бинарной команды Корота
HD 174884 : Приливные пульсации были обнаружены в высокой эксцентриситете (E = 0,29) и короткой бинарной системе HD 1748844, состоящей из двух звезд B. [ 86 ] Верхняя панель рисунка показывает полную кривую света системы. На второй панели крошечные вторичные затмения видны с глубиной около 1% глубины первичного затмения. На самом деле система состоит из звезд аналогичной массы, размера и температуры. Будучи круговым орбита, затмения были бы похожи на глубину. Однако орбита очень эксцентричная, и ее ориентация в космосе по отношению к нам такова, что вторичное затмение происходит, когда звезды находятся на большем расстоянии, чем при первичном затмении. Третья панель рисунка показывает проекцию на плоскости неба (то есть система, как мы видим) на разных орбитальных фазах.
Corot 102918586 (псевдоним Corot Sol 1 ): относительно яркая система затмения Corot 102918586 является двойным спектроскопическим бинарным бинарником, наблюдаемой COROT, который выявил четкие доказательства пульсации типа γ Doradus. В дополнение к фотометрии Corot была выполнена спектроскопическая наблюдение, которая давала кривые радиальной скорости, эффективные температуры компонента, металличность и проецируемые вращательные скорости линии. Анализ бинарной кривой затмения в сочетании со спектроскопическими результатами обеспечил физические параметры системы с точностью 1–2%, в то время как сравнение с эволюционными моделями привело к ограничениям в возрасте системы. После вычитания наилучшей бинарной модели затмения, остатки были проанализированы, чтобы определить свойства пульсации. Основная звезда пульсирует с типичными частотами γ DOR и показывает расстояние между периодами, соответствующие G-модам высокого порядка степени L = 1.
HR 6902 : Бинарная система HR 6902 , содержащая красного гиганта и звезда B, наблюдалась COROT во время двух прогонов, что позволило нам полностью покрыть как первичные, так и вторичные затмения. Эта система в настоящее время анализируется с конечной целью обеспечения новых ограничений на внутреннюю структуру красного гиганта, в частности. [ 87 ]
Бинарная бинар с низкой массой : одна из бинарной системы, наблюдаемой с помощью Corot, представляет особый интерес, так как менее массивный компонент - это звезда M -M -M, равная 0,23 м ⊙ с предполагаемой эффективной температурой около 3000 К. [ 88 ] Основным компонентом является 1,5 м. звезда MS
Эффект луча в бинарном языке : бинарная система, наблюдаемая с помощью Corot, показала вариации затмений, которые были интерпретированы как эффект луча (также называемый допплеровским повышением). Этот эффект является результатом изменения яркости источника, приближающегося или отъезда от наблюдателя, с амплитудой, пропорциональной радиальной скорости, деленной на скорость света. [ 89 ] Таким образом, периодическое изменение скорости эрбитинговой звезды приведет к периодическому изменению пучка в кривой света. Такой эффект может подтвердить бинарный характер системы даже без каких -либо обнаруживаемых затмений и транзитов. Одним из основных преимуществ эффекта луча является возможность определить радиальную скорость непосредственно из кривой света, но требуется очень разные светимости бинарных компонентов, и одна кривая радиальной скорости может быть получена только в бинарной системе SB1. Изменения вне затмения были смоделированы с помощью алгоритма пива (сияющий эллипсоидальный отражение). [ 90 ]
Чтобы найти дополнительные солнечные планеты, Коро использует метод обнаружения транзитов. Основным транспортом является оккультирование доли света от звезды, когда небесный объект, такой как планета, проходит между звездой и наблюдателем. Его обнаружение стало возможным благодаря чувствительности ПЗС к очень небольшим изменениям потока света. Коро может обнаружить изменения в яркости около 1/10000. Таким образом, ученые могут надеяться найти планеты размером примерно в 2 раза больше, чем на Земле с этим методом, классом планеты под названием Super-Larth; Обнаружение Corot-7B, радиус которого в 1,7 раза больше, чем у Земли, показало, что эти прогнозы были правильными. Коро проходит от 32 секунд, каждые 32 секунды, но изображение не полностью передается на Землю, потому что поток данных будет слишком большим. Встроенный компьютер выполняет важную работу по сокращению данных: поле вокруг каждой целевой звезды, ранее выбранное командой Exoplanets, определяется на определенном количестве пикселей, описанных конкретной маской, затем выполняется сумма все пиксели в маске и и Добавлено несколько экспозиций (обычно 16, что составляет время интеграции около 8 минут) перед отправкой этой информации на землю. Для некоторых звезд, которые считаются особенно интересными, данные каждого воздействия передаются каждые 32 секунды. Такая выборка 32 -х или 512S хорошо подходит для обнаружения планетарного транспорта, который длится от чуть менее часа до нескольких часов.
Особенностью этого метода является то, что необходимо обнаружить как минимум три последовательных транзита, разделенных двумя равными интервалами времени, прежде чем можно рассматривать цель в качестве серьезного кандидата. Планета орбитального периода T следует, по крайней мере, наблюдать в течение некоторого интервала между 2 T и 3 T , чтобы иметь шанс обнаружить три транзита. Расстояние планеты на звезду (которая характеризуется полу -мажорской осью эллиптической орбиты) связано с его орбитальным периодом вторым законом Кеплера / Ньютона А 3 = Т 2 M Star , используя соответственно в качестве единиц для A , M и T : расстояние от земли до солнца (150 миллионов км), масса солнца, орбитальный период Земли (1 год); Это подразумевает, что если время наблюдения составляет меньше года, например, орбиты обнаруживаемых планет будут значительно меньше, чем у Земли.
Таким образом, для Корота, из -за максимальной продолжительности 6 месяцев наблюдения для каждого звездного поля, планеты ближе к их звездам, чем 0,3 астрономических единиц (меньше расстояния между солнцем и ртути), поэтому обычно не в Так называемая обитаемая зона. Миссия Кеплера (НАСА) постоянно наблюдала за той же полем в течение многих лет и, следовательно, обладала способностью обнаруживать планеты размера земли, расположенные дальше от их звезд.
Умеренное количество экзопланет, обнаруженных Коротом (34 в течение 6 лет работы), объясняется тем фактом, что подтверждение должно быть абсолютно предоставлено наземными телескопами, прежде чем будет сделано любое объявление. Действительно, в подавляющем большинстве случаев обнаружение нескольких транзитных Система достаточно близко к яркой звезде (цель корота), а эффект транзита разбавляется светом этой звезды; В обоих случаях снижение яркости достаточно низкое, чтобы быть совместимым с уменьшением планеты, проходящей перед звездным диском. Чтобы устранить эти случаи, можно выполнять наблюдения из земли, используя два метода: спектроскопия радиальной скорости и фотометрия визуализации с помощью CCD -камеры. В первом случае масса бинарных звезд обнаруживается немедленно, и во втором случае можно ожидать идентифицировать в поле бинарной системой вблизи целевой звезды, ответственной за предупреждение: относительное снижение яркости будет больше, чем та. Виден Коротом, который добавляет весь свет в маску, определяющую поле измерения. В результате научная команда Corot Exoplanet решила опубликовать подтвержденные и полностью охарактеризованные только планеты, а не простые списки кандидатов. Эта стратегия, отличная от той, которая преследует Миссия Кеплера , где кандидаты регулярно обновляются и предоставляются общественности, довольно длинная. С другой стороны, этот подход также увеличивает научное возвращение миссии, поскольку набор опубликованных открытий Корота представляет собой одни из лучших экзопланетарных исследований, проведенных до сих пор.
В феврале 2009 года, во время первого симпозиума Корота, было объявлено о супер-земляном Corot-7B , которая в то время была самой маленькой экзопланетой, которая подтвердила диаметр при 1,58 диаметрах Земли. Обнаружения второй нерушительной планеты в той же системе, Corot-7C и нового горячего Юпитера, Corot-6B , также были объявлены на симпозиуме.
В марте 2010 года Corot-9B был объявлен. Это планета длительного периода (95,3 дня) на орбите, близкой к орбите Меркурия. [ 94 ]
Среди обнаруженных коротов экзопланет можно выделить подмножество с наиболее оригинальными функциями:
Corot-1B, первая планета, обнаруженная Corot, является горячим Юпитером. При дальнейшем анализе Corot-1b стал первыми экзопланетами, которые были обнаружены вторичным затмением в оптическом, [ 100 ] Благодаря высокой точке Lightcurve, доставленной Corot.
Corot-3b, с массой 22-метровой JUP , кажется, «что-то между коричневым карлом и планетой». Согласно определению планеты, предложенной владельцами базы данных Exoplanet.eu [ 101 ] Три года спустя Corot-3B , менее массивный, чем 25 масс Юпитера, классифицируется как экзопланета. В статье в августе 2010 года Коро обнаружил эллипсоидальные и релятивистские эффекты луча в световой концерте Corot-3 . [ 102 ]
Corot-7b, с радиусом 1,7 r Земли и массой 7,3 М Земли , был первой подтвержденной скалистой планетой с плотностью и композицией, которые близки к плоти земли. Впечатление художника о Corot-7B, первом скалистом супер-земле, когда-либо обнаружившемся благодаря хорошей оценке его размера и массы и, следовательно, его плотности. Изображение показывает океан лавы, который должен существовать в полушарии, которое сталкивается с звездой. Автор: Fabien Catalano Его орбитальный период (то есть его местный год) очень короткий, так как он длится всего 20,5 ч; Поскольку планета очень близка к своей звезде (почти солнечная звезда), ее орбита - всего 6 звездных радиусов. Поскольку планета должна находиться в синхронном вращении с его орбитальным движением из -за огромных приливных сил, которые она подвергается, она всегда представляет собой одно и то же полушария на звезду: как следствие, два полушария, просвещенные и темные, демонстрируют экстремальный контраст в Температура (2200 тыс. против 50 тысяч) и огромный океан лавы должны занимать большую часть горячей стороны. Континент водоневой кости воды и азота, вероятно, занимает темную сторону. Corot-7b был также первым случаем системы, обнаруженной Коротом, с двумя супер-земными, одно в транзите другого, а не; Измерения радиальной скорости действительно привели к обнаружению Corot-7C, планеты 8,4 м Земли и периоду 3,79 дня. Третья планета даже подозревается.
Corot-8b, планета того же класса, что и Neptune, с массой 0,22 м JUP ;
Corot-9b, первая планета, которая заработала эпитет умеренной планеты. С 80% массы Юпитера и орбитой, похожей на ртуть , это первая транстизитная умеренная планета, известная как аналогичная таковой в солнечной системе. Во время открытия это была вторая самая длинная экзопланета, обнаруженная в транзите, после HD80606 b .
COROT-11B и COROT-2B, две завышенные планеты, с RADIUS 1,4 и 1,5 R JUP соответственно: теория еще не обеспечивает последовательную модель для таких объектов;
Corot-15b, добросовестный коричневый карлик на орбите;
Corot-10B, Corot-16b, Corot-20b, Corot-23b, четыре горячие юпитеры, которые находятся на эксцентричных орбитах, несмотря на то, что циркуляризация теоретически предсказывается для таких небольших орбит: это четкое ограничение на Q P , параметр, который количественно определяет рассеяние энергии приливными силами;
Corot-22b, известный своим небольшим размером, имея менее половины массы Сатурна.
Corot-24b и C, вторая планетарная система, обнаруженная Corot, с двумя небольшими планетами 0,10 и 0,17 м JUP . Две планеты имеют размер Нептуна и орбит одну и ту же звезду и представляют первую многочисленную систему транспортировки, обнаруженную Коротом.
Распределение планет коротов (красные круги) в радиус / массовой диаграмме. Желтые символы - это другие планеты, обнаруженные методами транзита Диаграмма массы звезды как функция планетарной массы для планет коротов (красный) и других планет, обнаруженных методом транзита (желтый). Линия через данные Корота указывает на тренд: массивные планеты встречаются вокруг массивных звезд.
Все планеты Корота были обнаружены в течение долгих пробежек, т.е. не менее 70 дней. Команда обнаружения обнаружила в среднем от 200 до 300 случаев периодических событий для каждого прогона, что соответствует 2–3% контролируемых звезд. Из них только 530 были отобраны в качестве кандидатских планет (223 в направлении галактического антицентра и 307 по отношению к центру). Только 30 из них, наконец, были обнаружены настоящими планетами, то есть около 6%, в других случаях затмевают двоичные файлы (46%) или неразрешенные случаи (48%). [ 136 ]
Рис. D. Время и глубина транзита всех кандидатов на планету Корота (любезно предоставлено Сантерн). Размер символов указывает на кажущуюся яркость его родительской звезды (небольшое значение обморожено).
Возможности обнаружения Корота иллюстрируются рисунком D, показывающей глубину транзитов, измеренных для всех кандидатов, в зависимости от периода и яркости звезды: действительно есть лучшая способность обнаруживать небольшие планеты (до 1,5 r Земля ) в течение коротких периодов (менее 5 дней) и ярких звезд.
Планеты Корота охватывают широкий спектр свойств и особенностей, обнаруженных в разрозненных семействах экзопланет: например, массы планет Корота охватывают диапазон почти четыре порядка, как показано на рисунке.
Отслеживание массы планеты по сравнению с массой звезды (рисунок), можно обнаружить, что набор данных Корота с его более низким рассеянием, чем другие эксперименты, указывает на четкую тенденцию, что массивные планеты имеют тенденцию орбит массивные звезды, что согласуется с Наиболее часто принятые модели планетарного образования.
^ Отдел, IAS IT. "Corot N2 Public Archive" . idoc-corotn2-public.ias.u-psud.fr . Архивировано из оригинала 18 августа 2011 года . Получено 10 апреля 2011 года .
^ Csizmadia, Sz.; и др. (2015). «Транзитные экзопланеты из космосной миссии: XXVIII. Corot-33B, объект в пустыне коричневого карла с соразмерностью 2: 3 с ее звездой-хозяином». Астрономия и астрофизика . 584 : A13. Arxiv : 1508.05763 . doi : 10.1051/0004-6361/201526763 . ISSN 0004-6361 .
Launches are separated by dots ( • ), payloads by commas ( , ), multiple names for the same satellite by slashes ( / ). Crewed flights are underlined. Launch failures are marked with the † sign. Payloads deployed from other spacecraft are (enclosed in parentheses).
Arc.Ask3.Ru Номер скриншота №: fd6a711ea91d5e21a92d157d5e35c415__1726445040 URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/fd/15/fd6a711ea91d5e21a92d157d5e35c415.html Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1: CoRoT - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)
СМИ, связанные с Коротом в Wikimedia Commons 
