Detección de Planetas Gigantes

Planetas gigantes en órbitas exteriores Se esperan aproximadamente 30 tránsitos simples de planetas gigantes en órbitas exteriores (a >1,6 UA) durante la observación de 100.000 estrellas de la secuencia principal en cuatro años. La probabilidad de que un planeta en una órbita joviana (12 años) produzca un tránsito es de sólo 3x10^-4 . La probabilidad de 1 tránsito en 4 años es de 3x10^-4 dando un resultado de 30 detecciones, si cada sistema tiene en promedio un planeta gigante exterior.| Estos planetas tienen períodos orbitales demasiado largos como para ser re-observados durante la misión, pero los tránsitos individuales son inconfundibles con una importancia de aproximadamente 400 sigma para planetas de tamaño joviano o 40 sigma para planetas del tamaño de Urano. Los tránsitos subsiguientes pueden ser detectados desde laTierra. Se pueden realizar mediciones con el espectrocopio Doppler en aquellas estrellas más frías que el tipo espectral F5 a fin de determinar la órbita y la masa planetaria, ya que existe poca incertidumbre acerca de la inclinación orbital. Se puede utilizar el SIM para las estrellas más calientes que F5. Debido a que se conoce el tamaño a partir de la profundidad de la órbita, se puede calcular la densidad de cada planeta, tal como se hizo en el caso de HD209458b. Esta información básica es necesaria para comprender la estructura del sistema planetario. Planetas gigantes en órbitas interiores La Misión Keppler fácilmente registra la modulación de la luz reflejada por aproximadamente 870 planetas gigantes interiores a medida que cambian sus fases entre la conjunción superior y la inferior. En períodos entre uno y cinco días, la fracción de luz reflejada para un planeta del tamaño joviano cae de 10-4 a 10-5. A pesar de que las amplitudes son pequeñas, la naturaleza periódica de la señal y los cientos de repeticiones observadas durante los cuatro años de la misión permite que se detecten estas señales con una importancia estadística mayor a 6 sigma en estrellas no más ruidosas que el Sol y para períodos orbitales menores a siete días. En el caso de planetas más grandes o estrellas más apacibles, se pueden detectar planetas con períodos aún mayores. Se puede realizar una confirmación subsiguiente utilizando el espectroscopio Doppler. El descubrimiento de planetas gigantes en órbitas de períodos cortos con la técnica del espectroscopio Doppler muestra que aproximadamente el 1% de las estrellas que monitorean Marcy y Butler (1996) tiene planetas gigantes con períodos orbitales menores a una semana (a£0,1 UA).En el caso de la Misión Keppler aproximadamente 1000 de nuestras estrellas meta tendrían planetas gigantes interiores. Tomando en cuenta que aleatoriamente los polos orbitales del 87% de los 1000 planetas estimados se encuentran más allá de los 60º de la línea de visión y poseen una modulación detectable, se pueden detectar cerca de 870 planetas gigantes por la luz reflejada. Variación de la velocidad radial de 51 Peg (Otras curvas de velocidad Doppler de Marcy y Butler) Esta misión proporciona información importante acerca de los albedos geométricos de los planetas extrasolares. Se espera que alrededor de 100 de los planetas detectados mediante luz reflejada muestren tránsitos, ya que la probabilidad de alineación del tránsito de los 1000 gigantes interiores esperados, d*/2ª, es del 10%. Los albedos planetarios pueden derivarse del área del planeta, el eje semi-mayor y la cantidad de luz reflejada. Además de definir el albedo del planeta, la firma de la luz reflejada contiene información de diagnóstico de la función de fase de dispersión de sus constituyentes atmosféricos. Si la atmósfera contiene aerosoles, el pico de dispersión de la función de fase del planeta probablemente sea pronunciado (Goody y Yung, 1989). Hay aproximadamente 35.000 estrellas en el campo de visión entre los tipos espectrales F5 y K5 con un brillo mayor a mv=14 que resultan adecuadas para realizar las mediciones con el espectrocopio Doppler. Para el 0,1% de estas estrellas que muestran tránsitos de planetas gigantes interiores, los miembros del equipo Cochran, Latham y Marcy tienen la experiencia y el acceso al equipo para determinar la masa del planeta. De esa forma se pueden determinar las densidades de aproximadamente 35 planetas gigantes. Además del cerca del 1% de las estrellas con planetas gigantes con órbitas <1 semana, existe un número comparable de planetas con órbitas entre 1 semana y 1 mes (a ~0,2) y entre 1 mes y 1 año (a ~0,5) (ver esta figura, Marcy y Butler, 2000). Para estos dos casos, las probabilidades de alineación son de 2,5% y 1% respectivamente. Por lo tanto, estos dos casos arrojan un resultado de 25 y 10 detecciones adicionales de planetas interiores para un total de 135 planetas gigantes interiores estimados. En la próxima sección se expone un resumen de los resultados potenciales de la misión incluidos los de los planetas gigantes.