Observaciones complementarias

Se realizan observaciones complementarias de seguimiento en todos los casos de tránsitos candidatos para confirmar que los tránsitos son producidos por planetas y para aprender más acerca de las características de las estrellas progenitoras y los sistemas planetarios. Eliminación de los candidatos no planetarios Las enanas blancas tienen radios similares al de la Tierra y pueden producir una curva de luz que imita el tránsito de un planeta terrestre. También el eclipse rasante de una compañera estelar puede imitar un tránsito. En ambos casos, las compañeras estelares tienen masas en general de >>100 MJ. Las variaciones de velocidad radial inducidas por estas compañeras son típicamente >>>1 km/s y pueden ser detectadas fácilmente, como por ejemplo con el Indicador de Velocidad Digital SAO disponible para Latham (1992). Por lo tanto, los tránsitos candidatos en los que la compañera es estelar pueden ser eliminados. En forma similar, las enanas marrones (10 Mj < M < 100 Mj, R ~1Rj) pueden distinguirse de los planetas gigantes.
Observatorio MMT 6,5m del Instituto Smithsoniano y la Universidad de Arizona Detección de planetas gigantes como compañeros Los datos de la velocidad radial también sirven para explorar o delinear la estructura de los sistemas planetarios por medio de la detección de planetas gigantes que no se ven en los tránsitos o por luz reflejada. Normalmente, dichos datos solo aportan la cantidad, M sini, donde M es la masa planetaria e i es la inclinación orbital. La presencia de tránsitos implica que i ~90º, lo que establece la masa del planeta. Tomando algunas muestras del corrimiento Doppler durante una órbita, se pueden determinar completamente los parámetros orbitales de los planetas que muestran tránsitos y se establece la masa del planeta dentro del 3%. La masa (mediante espectroscopia) y el radio del planeta (mediante fotometría) dan la densidad del planeta. Marcy, miembro del equipo Keppler ha desarrollado una técnica para medir velocidades de 3m/s en Keck (Marcy y otros, 2000). Los miembros del equipo Keppler también tienen acceso institucional al probado Hamilton Echelle (Barsi) y a los nuevos espectrómetros del Telescopio Hobby-Eberly (Cochran) y el Observatorio MMT (Latham) todos con una capacidad de <10m/s.
Observatorio McDonald: Telescopio Hobby-Eberly Masa, tamaño y metalicidad Otras restricciones al radio de la estrella progenitora y demás propiedades se obtienen por medio de las oscilaciones del modo-p (por ejemplo, Brown y Gilliland, 1994) utilizando el modo de muestreo de 1 minuto de Keppler. En el Sol se excitan una serie de modos con períodos de aproximadamente 3 minutos e igual espaciado en el dominio de frecuencia a un nivel de aproximadamente 3 ppm en luz blanca. Este nivel de precisión requiere la detección de al menos 1012 fotones. Keppler proporciona los niveles necesarios de fotones en un mes para las 3.600 estrellas enanas más brillantes que mv =11,4 en el campo de visión. Dos miembros del equipo Keppler tienen considerable experiencia e interés científico en esta clase de sismología estelar que puede realizarse con Keppler (Gilliland y Brown). Observaciones astrométricas Cuando Keppler encuentre un planeta, se puede utilizar SIM para calcular las masas (si son jovianos o más grandes) o establecer topes máximos a las masas de los planetas detectados. Los datos de SIM completan los datos Doppler ya que no se puede utilizar la espectrocopía Doppler para las estrellas más calientes que F5. También se puede utilizar SIM para buscar planetas gigantes adicionales en grandes órbitas. Por ejemplo, SIM puede detectar un planeta 0,4 Mj en una órbita de 4 años alrededor de una estrella del tipo solar a una distancia de 500 pc. Utilizando paralaje, se puede determinar la distancia geométrica de un sistema a 500 pc en 0,2%, colocando todas las inter-comparaciones de sistemas planetarios descubiertos sobre una base firme. Dos de los miembros del equipo Keppler (Latham y Boss) son también miembros del equipo de propuesta de proyectos claves de SIM para el estudio de sistemas planetarios. El campo de consideración puntual de SIM de 15 grados es casi idéntico al de Keppler y es un uso altamente eficiente del tiempo de observación de SIM. Otras observaciones SOFIA : Observatorio estratosférico para astronomía infrarroja Mediante las mediciones en infrarrojo realizadas con SOFIA o NGST todo exceso o falta de IR indicará la fracción de sistemas con planetas terrestres que se encuentra o no incrustada en el polvo zodiacal extrasolar.