Kepler telescopio espacial planetas no detectados

El telescopio espacial Kepler detecta planetas en función de la disminución del brillo causada por los planetas que pasan por la estrella.

¿No significaría eso que hay una cantidad desconocida de planetas que tienen una órbita que no se detectaría porque sus órbitas no cruzan ese camino entre la estrella y el telescopio?

Así es. La inclinación del plano orbital alrededor de las estrellas se considera aleatoria en toda la galaxia, por lo tanto, los planetas que podemos detectar por el método de tránsito son solo una pequeña fracción de los planetas que deberíamos esperar en nuestro vecindario estelar.

El método de tránsito permite la detección planetaria solo cuando la línea de visión desde la Tierra al sistema está contenida, o casi contenida, en el plano orbital del planeta. Esto significa que solo un pequeño rango de inclinaciones orbitales en cada estrella son buenas para la detección.

¿Por qué dije casi? Porque hay cierto rango de inclinaciones que aún producirían un tránsito. Este rango no es fijo, y depende de la distancia del planeta a su estrella anfitriona. Como puede ver en este diagrama:

El planeta A está más cerca de la estrella y, por lo tanto, crea una sombra más amplia. Si un observador se encuentra en esa región sombreada muy lejos, puede detectar el planeta A. El planeta B, en cambio, está más lejos de la estrella y, por lo tanto, su sombra es más estrecha. Es interesante notar que, incluso si ambos planetas aquí comparten exactamente el mismo plano orbital, hay lugares desde donde solo detectaría el planeta A y nunca detectaría el planeta B (vea las flechas verdes). Esta es la razón por la que tenemos un sesgo hacia los planetas que orbitan más cerca de su estrella.

De hecho, este efecto es bastante fuerte: considere nuestro Sistema Solar desde una perspectiva exoplanetaria. Si estuvieras ubicado en una estrella aleatoria en el cielo, ¿cuáles son las posibilidades de que veas un tránsito de la Tierra? Bueno, resulta que es mucho más probable detectar un tránsito de Mercurio, incluso si Mercurio es el planeta más pequeño, solo por su proximidad al Sol. Un artículo reciente mostró este diagrama de las regiones del cielo donde algunos habitantes extraterrestres detectarían un tránsito para cada uno de nuestros planetas:

$a$

$R_s$$R_p$

$R_p$$R_s$$a$

$P \sim (R_s+R_p)/a$

Esta relación impone varios sesgos de observación. Podemos ver exoplanetas que son grandes y más cercanos a su estrella, pero no podemos ver planetas que son pequeños y más lejanos. Esa es la razón por la que los primeros exoplanetas detectados son los llamados Júpiter calientes : planetas gigantes mucho más cercanos a sus estrellas que Mercurio al Sol. Este diagrama muestra todas las detecciones de exoplanetas trazadas en tamaño versus distancia orbital:

Como puede ver, los planetas pequeños solo son detectables si tienen órbitas muy pequeñas alrededor de sus estrellas. Todavía tenemos que encontrar un planeta del tamaño de la Tierra (bastante pequeño) y con un período orbital de 365 días (1 distancia de AU) utilizando el método de tránsito. No hay razón para pensar que esto sea representativo de la población general de planetas. La región negra de la trama probablemente esté llena de puntos, pero nuestros instrumentos aún no pueden explorar esa región.

$0.8\;\%$

La verdad es que este número es demasiado pequeño, porque Kepler tiene varios sesgos más. Por ejemplo, Kepler solo confirmó planetas después de detectar tres tránsitos. Como la misión de Kepler duró cuatro años y cuatro meses, podemos decir que, en el mejor de los casos, Kepler pudo detectar un planeta con un período orbital de hasta dos años y dos meses, pero este no es el caso desde entonces. para que ocurriera un tránsito debería haberse detectado justo al comienzo de la misión, a mitad de camino y al final exacto, y esta coincidencia no sucedió. Por lo tanto, Kepler no tuvo la oportunidad de descubrir ningún planeta con períodos superiores a dos años (suficiente para la Tierra, pero no lo suficiente para nuestro Júpiter, por ejemplo), incluso si la inclinación orbital coincidía perfectamente para el tránsito. Por lo tanto, puede esperar más tránsitos posibles que los realmente retratados por el telescopio Kepler.

$10\;\%$$0.47 \;\%$$0.8\;\%$

$0.47\;\%$

Este tipo de razonamiento se ha ampliado. Tenemos muchas dificultades para detectarlos, pero si modela matemáticamente esa dificultad y los sesgos correspondientes asociados con los instrumentos conocidos y asume configuraciones aleatorias, puede ver que cada descubrimiento produce significación estadística para la cantidad de planetas posibles que realmente existen. . Hay tantas detecciones ahora que finalmente podemos establecer con confianza estadística que hay más planetas que estrellas en nuestra galaxia (incluso si hemos sondeado una fracción infinitesimal de toda la población), incluso si esto fuera algo que podría esperarse que tengamos ahora una fuerte evidencia de eso gracias a Kepler. Esto significa que podría haber alrededor de un billón o más de plantas solo en la Vía Láctea. Ahora también podemos establecer algunas restricciones estadísticas sobre la ocurrencia de planetas similares a la Tierra (orbitando en la zona habitable de su estrella similar al sol) gracias a Kepler. Probablemente hay alrededor de 11 mil millones de planetas en nuestra galaxia con estas especificaciones .

TL; DR

Hay muchos más planetas que los que podemos detectar por el método de tránsito, entre 10 y 100 veces más, dependiendo del tamaño y el período orbital del planeta que está buscando.

Si.

$r/a$$r$$a$ es el radio de la órbita planetaria.

$a/r$ planetas en realidad.

$r \ll a$ y donde el radio planetario es mucho más pequeño que el radio estelar. Se requieren expresiones mucho más complicadas (y, por supuesto, utilizadas) en los análisis de población de planetas.

$(1 - e^2)$$a$ es ahora el eje semi-mayor de la órbita.

El último detalle que no puede ser capturado por una ecuación simple son las posibilidades de capturar el tránsito debido a la cadencia limitada o el ciclo de trabajo de las observaciones.

Incluso para una misión como Kepler, existe un límite cuando la duración del tránsito solo puede cubrir uno o dos puntos de observación, y se hace difícil discernir un tránsito. Lo mismo, por supuesto, si la duración de la misión solo cubre un solo tránsito para que la naturaleza planetaria no pueda confirmarse.

Este tipo de efectos son importantes a mayor$a$ , donde los planetas tienen períodos orbitales más cortos y tránsitos.

Finalmente, debe tener en cuenta la relación señal / ruido de las observaciones. Los planetas más pequeños alrededor de estrellas más débiles producen señales de tránsito que son más difíciles de detectar.

Estos problemas solo pueden (y se tratan) haciendo simulaciones de los datos de observación.