Missão TESS a Caminho: O Que Podemos Aprender?

Título: A Revised Exoplanet Yield from the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)

Autores: Thomas Barclay, Joshua Pepper, Elisa V. Quintana

Instituição do primeiro autor: NASA Goddard Space Flight Center, University of Maryland, Baltimore, USA

Status: Submetido a AAS Journals, Acesso Livre arXiv

No último mês, mais precisamente em 18 de abril de 2018, caçadores de exoplanetas em todo o mundo prenderam a respiração enquanto o satélite espacial Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) da NASA foi ao espaço em mais um lançamento de sucesso da SpaceX.  Durante os primeiros 60 dias de operação no espaço, o satélite que carrega a TESS passará por testes de manobra, engenharia e coleta de dados para verificar a sua funcionalidade. Na última semana, o primeiro teste de imagem foi reportado pela equipe da TESS, no qual temos uma fotografia do campo de observação do satélite apresentado na Figura 1. É particularmente incrível a quantidade de informação na forma de luz que se obtém com apenas dois segundos de exposição. A imagem é centrada na constelação do centauro e revela mais de 200.000 estrelas. A estrela brilhante na parte inferior da imagem é Beta Centauri, que está a “apenas” 390 anos luz de distância da Terra.

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Figura 1: Primeira fotografia de um campo de observação da missão TESS obtida durante o processo de verificação dos dados. Fonte: NASA.

Como já comentado em Atropontos anteriores, a missão TESS irá detectar exoplanetas através do método de trânsito, no qual observa-se pequenas variações do brilho das estrelas como consequência de um eclipse causado pela passagem do exoplaneta em frente da estrela. Neste processo, a TESS vai mapear uma grande parte do nosso céu, diferente da metodologia adotada na missão Kepler que observou apenas uma pequena região. A Figura 2 mostra a cobertura espacial da missão TESS onde vemos na parte esquerda o campo de visão combinado das quatro câmeras da missão TESS. Na parte central da figura vemos a esfera celeste em 26 setores de observação (13 por hemisfério) e na parte direita a cadência das observações levando em conta a sobreposição entre os setores. Podemos ver que regiões mais próximas aos pólos celeste serão as mais visitadas.

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Figura 2: O padrão de observação da missão TESS. Fonte: Missão TESS

Assim, a missão TESS observará 90% do céu para encontrar novos planetas desconhecidos e os astrônomos precisam prever quantos planetas eles esperam encontrar. Os autores do artigo de hoje discutem seu plano de modelagem em três etapas: 1) prever quais estrelas seriam observadas, 2) atribuir aleatoriamente planetas em torno delas e 3) testar se eles podem ser detectados.

1. Estrelas Observadas

Determinar quais estrelas TESS observará é uma tarefa relativamente “simples” graças à Lista de Alvos Candidatos previamente gerada pelos cientistas envolvidos no projeto. Esta lista classifica de 3,8 milhões de estrelas que são mais adequadas para a detecção de planetas pequenos (onde “pequeno” significa um planeta com raio menor que 4 vezes o raio da Terra). Os autores do trabalho de hoje calculam quanto tempo TESS pode observar essas estrelas e seleciona aquelas com maior probabilidade de serem alvos prioritários. Os dados para as observações de alvos prioritários estarão disponíveis a cada dois minutos (com cadência de dois minutos), enquanto que para outras terão dados nas imagens de quadro inteiro, que serão a cada 30 minutos.

2. Atribuição de Planeta

Cada estrela em sua lista recebe 0 ou mais planetas de acordo com uma distribuição de Poisson. Cada planeta recebe então propriedades aleatórias, incluindo inclinação, período orbital e raio, com base nas tendências gerais encontradas pela missão Kepler. Os períodos são extraídos de distribuições entre 0,5 – 85 dias para planetas orbitando estrelas dos tipos A/F/G/K (de temperatura entre 10,000–4,000 K)  e entre 0,5 – 200 dias para planetas que orbitam estrelas do tipo M (de temperatura entre 4,000–2,500 K). O tempo do primeiro trânsito é então sorteado aleatoriamente entre 0 e a duração do período, que pode também ser após o término das observações indicando que nenhum trânsito será observado.

3. Teste de Detecção

Finalmente, os autores testam se o sinal de trânsito é significativamente mais forte que o ruído. A intensidade do sinal é determinada considerando o número de trânsitos, a profundidade e duração do trânsito e a extensão da contaminação de estrelas próximas nas observações. Se o sinal for maior que 7,3 vezes o nível de ruído fotométrico do instrumento (7,3 SNR) e pelo menos dois trânsitos forem vistos, este modelo otimista reivindica a detecção de um exoplaneta.

Número de planetas: hipótese otimista

O modelo otimista identifica cerca de 4500 planetas ao redor das estrelas na Lista de Alvos Candidatos, divididos em raio planetário como apresentado na Figura 3. Para estrelas com magnitude V maior que 12, os autores prevêem a detecção de 1317 planetas pequenos. Se 20% destes forem passíveis de acompanhamento de velocidade radial, isto já triplicaria o número de planetas pequenos com massas medidas e excederia o objetivo principal da ciência do TESS, que é identificar 50 planetas pequenos com massas mensuráveis.

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Figura 3: Números de planetas detectados por raio usando o modelo otimista. As barras vermelhas indicam o número de planetas detectados usando dados de cadência de 2 minutos. Os números acima das barras azuis mostram o o combinado de planetas encontrados em imagens de cadência de 2 minutos ou de quadro inteiro. Observe a escala logarítimica do número de planetas. Da Figura 5 no artigo de hoje.

Predizer o número de planetas significa que os astrônomos podem planejar a quantidade de observações necessárias para confirmar se os sinais observados são de fato de exoplanetas. Por exemplo, nem todos os sinais de trânsito serão devidos a planetas em trânsito; eles podem ser causados por efeitos instrumentais ou falsos positivos astrofísicos, como de estrelas em sistemas binários, especialmente com múltiplas estrelas no mesmo pixel. O artigo de hoje prevê também que, para cada planeta verdadeiro encontrado haverá um falso-positivo astrofísico nos dados de cadência de 2 minutos e 5,5 falsos positivos astrofísicos nas imagens de fotogramas completos.

Número de planetas: hipótese mais conservadora

Identificar planetas com base em menos de três trânsitos e com SNR ≥ 7,3 é muito difícil. Com a missão K2 (sucessora da Kepler), foi possível identificar planetas de um ou dois trânsito, mas isto em casos onde outros planetas já tinham sido descobertos em torno desta mesma estrela. A análise dos dados do Kepler revelou que abaixo de SNR = 8-10; havia muitas detecções de falso-positivos, então, tipicamente, somente alvos com SNR> 12 eram acompanhados.

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Figura 4: Números de planetas detectados por raio usando um modelo conservador. Barras verdes indicam o número de planetas detectados usando dados de cadência de 2 minutos. Os números acima das barras laranja mostram o número combinado de planetas encontrados em imagens de cadência de 2 minutos ou de quadro inteiro. Observe a escala logarítimica do número de planetas. Da Figura 12 no artigo de hoje.

Em seu modelo conservador, a remoção de planetas com menos de três trânsitos ou SNR <10 reduziu o número de planetas detectados em 60% (1800), como visto na Figura 4. O número de pequenos planetas detectados em estrelas mais brilhante do que V = 12 reduziu para 621 e número de planetas na zona habitável e que são menores que 2 raios da terrestres cai para apenas 6.

Adicionando aos alvos do Telescópio Espacial James Webb

Qualquer pequeno planeta detectado pela TESS pode compor a lista de novos alvos para caracterização atmosférica com o Telescópio Espacial James Webb (JWST). A Figura 5 mostra que os planetas simulados aumentam significamente o número de pequenos planetas próximos conhecidos, alguns dos quais devem ser passíveis de caracterização atmosférica. Os autores estimam que cerca de dez planetas terrestres podem ser encontrados ao redor de estrelas do tipo M3 brilhantes e na zona habitável, somando-se à amostra de mundos temperados da JWST.

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Figura 5: Simulação de pequenos planetas que o TESS pode encontrar (laranja) como uma função da distância da estrela para a Terra. Os candidatos a planeta pela missão Kepler são mostrados em azul e os planetas detectados por outros telescópios em preto. O tamanho do círculo é proporcional à profundidade de trânsito. Figura 14 do artigo de hoje.

Conclusões

O artigo de hoje será útil para planejar estratégias de acompanhamento e para identificar o número potencial de planetas encontrados em dados de cadência de 2 minutos da missão TESS e em imagens de quadro inteiro. Este é o primeiro artigo a prever a detecção de exoplanetas baseados nas estrelas mais prováveis de serem observadas da Lista de Alvos Candidatos, em vez de populações de estrelas simuladas. Os autores também consideraram que as estrelas mais quentes, mais tênues, gigantes ou em regiões de maior aglomeração que a TESS observaria (excluídas da Lista de Alvos Candidatos), neste grupo as estimativas do número de planetas aumentaram para 16.000. No entanto, a maior dificuldade de trabalho para acompanhar em conjunto com taxas muito mais altas de falsos positivos significam que poucos deles serão confirmados.


Foi utilizado como base o texto em inglês: Predicting the number of planets from TESS, Autor: Emma Foxell

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