CoRoT

CoRoT
CoRoT
칸 탈레스 알레니아 스페이스 통합관에 있는 CoRoT 위성
임무유형우주망원경
교환입니다.CNES / ESA
COSPARID2006-063A Edit this at Wikidata
SATCAT no.29678
웹사이트corot.cnes.fr
임무지속시간계획: 2.5년 + 4년
최종 : 7년 5개월 20일
우주선 특성
제조자CNES
탈레스 알레니아 스페이스
발사질량630kg (1,390lb)
탑재체질량300kg (660 lb)
치수2m x 4m (6.6ft x 13.1ft)
힘≈380W
미션시작
출시일자2006년 12월 27일 14:24 (2006-12-27)UTC 14:24) UTC
로켓소유스 2.1b 프레가트
발사장바이코누르 LC-31/6
청부업자아리안스페이스
스타샘
임무종료
처리.해체됨
비활성화됨2014년 6월 17일 10:27 (2014-06-17)UTC 10:28) UTC[1]
궤도 매개변수
기준계지구중심의
레짐북극의
준장축7,123 km (4,426 mi)[2]
편심0.0203702[2]
페리기 고도607.8 km (377.7 mi)[2]
포지 고도898.1 km (558.1 mi)[2]
성향90.0336도[2]
기간99.7분[2]
RAAN13.64도[2]
근일점 주장148.21도[2]
평균 변칙213.16도[2]
평균운동14.44 rev/day[2]
에포크2016년 3월 8일 11:58:39 UTC[2]
레볼루션47715
주망원경
유형초점을
지름27cm(11in)
초점거리1.1m (43인치)
파장가시광선

CoRoT(프랑스어: 대류, 회전 및 행성 통과)는 2006년부터 2013년까지 운영된 우주 망원경 임무입니다.이 임무의 두 가지 목적은 궤도 주기가 짧은 외계 행성들, 특히 지구 크기가 큰 외계 행성들을 찾는 것과 항성의 태양과 같은 진동을 측정함으로써 항성진학을 수행하는 것이었습니다.[3]이번 임무는 프랑스 우주국(CNES)이 유럽 우주국(ESA)과 다른 국제적 파트너들과 함께 주도했습니다.

주목할 만한 발견 중에는 2009년에 발견된 CoRoT-7b가 있는데, 이는 암석이나 금속이 지배적인 구성을 가지고 있는 것으로 알려진 최초의 외계 행성이 되었습니다.

CoRoT는 2006년 12월 27일 14:28:00 UTC에 소유즈 2.1b 로켓에 탑재되어 발사되었으며,[4][5][6] 2007년 1월 18일 첫 번째 빛을 보고했습니다.[7]그 후, 탐사선은 2007년 2월 2일에 과학 데이터를 수집하기 시작했습니다.[8]CoRoT는 통과하는 외계 행성을 발견하는 데 전념한 최초의 우주선으로 케플러나 TESS와 같은 더 진보된 탐사선을 위한 길을 열었습니다.관측 시작 3개월 만인 2007년 5월, [9]첫 외계 행성 CoRoT-1b를 발견했습니다.임무 비행은 원래 발사로부터[10] 2.5년 후에 끝날 예정이었으나 2013년까지 연장되었습니다.[11]2012년 11월 2일, CoRoT는 망원경에서 어떤 데이터도 가져올 수 없게 만드는 컴퓨터 장애를 겪었습니다.[12]2013년 6월 24일, CoRoT는 폐기되었으며, 대기권에서 연소될 수 있도록 궤도를 낮췄습니다.[13]

개요

우주선 디자인

CoRoT 광학 설계는 지구에서 오는 빛의 산란을 최소화하고 2.7°x3.05°의 시야를 제공했습니다.CoRoT 광 경로는 지구에 반사되는 햇빛을 차단하도록 특별히 설계된 2단계 불투명 배플에 수용된 27cm(10.6인치) 직경의 축외 초점 망원경과 이광학 대물 및 초점 박스로 구성된 카메라로 구성되었습니다.초점 박스 안에는 10mm 두께의 알루미늄 차폐로 방사선으로부터 보호되는 4개의 CCD 검출기가 배열되어 있었습니다.항성진학 CCD는 가장 밝은 별들의 포화를 피하기 위해 이광학적 목적을 향해 760 μm만큼 초점을 맞춥니다.행성 탐지 CCDs 앞에 있는 프리즘은 파란색 파장에서 더 강하게 분산되도록 설계된 작은 스펙트럼을 제공합니다.[14]

4개의 풀 프레임 전송 CCD를 가진 CoRoT의 초점면.다크 존은 광에 민감한 영역에 해당합니다.두 개의 CCD는 외계 행성 프로그램에, 다른 두 개는 성진학 프로그램에 전념하고 있습니다.

4개의 CCD 검출기는 E2V Technologies에서 제공하는 4280 CCD 모델입니다.이 CCD는 프레임 전송, 박판화, 후면 조명 방식의 2,048 x 2,048 픽셀 어레이 디자인입니다.각 픽셀의 크기는 13.5 μm × 13.5 μm로 2.32 arcsec의 각 픽셀 크기에 해당합니다.CCD는 -40°C(233.2K; -40.0°F)까지 냉각됩니다.이 탐지기들은 행성 탐지 및 성층 지진학 전용으로 각각 2개씩 사각형 패턴으로 배열되어 있습니다.CCD의 데이터 출력 스트림은 두 체인으로 연결됩니다.각 체인에는 행성 감지 CCD와 성진 CCD가 하나씩 있습니다.행성 탐지를 위한 시야는 3.5°[14]입니다.칸 만델리외 우주 센터에 세워진 이 위성은 발사 질량이 630kg이고 길이가 4.10m, 지름이 1.984m이며 두 개의 태양 전지판으로 구동되었습니다.[10]

미션디자인

이 위성은 궤도면에 수직으로 관측했는데, 이는 지구의 엄폐 현상이 없었음을 의미하며, 최대 150일 동안 지속적인 관측이 가능했습니다."롱 런"이라고 불리는 이 관측 세션들은 더 작고 긴 주기의 행성들을 발견할 수 있게 해주었습니다.두 개의 주요 관측 기간 사이의 남은 30일 동안, CoRoT는 항성 지진 프로그램을 위해 더 많은 수의 별들을 분석하기 위해 몇 주 동안 다른 하늘 조각들을 관찰했습니다.2009년 3월 1호기 고장으로 시야의 절반이 사라진 후 관측 별의 수와 탐지 효율을 최적화하기 위해 관측 전략을 3개월 관측 주행으로 변경했습니다.

태양이 태양의 시야에 들어오는 것을 피하기 위해, 북여름 동안 CoRoT는 세르펜스 카우다 주변의 은하 중심을 향해, 겨울 동안 은하 중심의 모노케로스에서 관측했습니다.CoRoT의 이러한 "눈"은 1998년에서 2005년 사이에 수행된 예비 관측에서 연구되어 왔으며,[15] 이 두 부분의 하늘에 위치한 별들에 대한 데이터를 [16]가지고 CoRoTsky라고 하는 데이터베이스를 만들 수 있습니다.이것은 관측을 위한 가장 좋은 분야를 선택할 수 있게 해주었습니다: 외계 행성 연구 프로그램은 많은 수의 왜성을 관찰하고, 행성 통과가 너무 얕아서 발견할 수 없는 거대한 별들을 피하기 위해 필요합니다.항성진압 프로그램은 9등급보다 밝은 별들을 필요로 했고, 가능한 한 많은 다른 종류의 별들을 포함해야 했습니다.또한 관측을 최적화하기 위해서는 필드가 너무 희박해서는 안 되며, 관측된 대상이 적거나, 너무 붐벼서는 안 됩니다.임무 수행 중 관찰된 필드는 다음과 같습니다.[17]

  • IRA01, 2007년 1월 18일부터 2007년 4월 3일까지 9,879개의 별이 관측되었습니다.
  • SRc01, 2007년 4월 3일부터 2007년 5월 9일까지 6,975개의 별이 관측되었습니다.
  • 2007년 5월 9일부터 2007년 10월 15일까지 LRC01에서 관측된 항성은 11,408개.
  • LRa01, 2007년 10월 15일부터 2008년 3월 3일까지 11,408개의 별이 관측되었습니다.
  • SRa01, 2008년 3월 3일부터 2008년 3월 31일까지 관측된 별은 8,150개였습니다.
  • 2008년 3월 31일부터 2008년 9월 8일까지 LRC02에서 관측된 항성은 11,408개.
  • SRc02 2008년 9월 8일부터 2008년 10월 6일까지 11,408개의 별이 관측되었습니다.
  • SRa02 2008년 10월 6일부터 11월 12일까지 관측된 별은 10,265개였습니다.
  • LRa02, 2008년 11월 12일부터 2009년 3월 30일까지 11,408개의 별이 관측되었습니다.
  • LRC03, 2009년 3월 30일부터 2009년 7월 2일까지 5,661개의 별이 관측되었습니다.
  • LRC04, 2009년 7월 2일부터 2009년 9월 30일까지 항성 5,716개 관측
  • LRa03, 2009년 9월 30일부터 2010년 3월 1일까지 관측된 별은 5,289개였습니다.
  • SRa03, 2010년 3월 1일부터 2010년 4월 2일까지;
  • LRC05, 2010년 4월 2일부터 2010년 7월 5일까지;
  • LRC06, 2010년 7월 5일부터 2010년 9월 27일까지;
  • LRa04, 2010년 9월 27일부터 2010년 12월 16일까지;
  • LRa05, 2010년 12월 16일부터 2011년 4월 5일까지;
  • LRC07, 2011년 4월 5일부터 2011년 6월 30일까지;
  • SRc03, 2011년 7월 1일부터 2011년 7월 5일까지 – CoRoT-9b의 통과를 다시 관찰하기 위한 운행;
  • LRC08, 2011년 7월 6일부터 2011년 9월 30일까지;
  • SRa04, 2011년 9월 30일부터 2011년 11월 28일까지;
  • SRa05, 2011년 11월 29일부터 2012년 1월 9일까지;
  • LRa06, 2012년 1월 10일부터 2012년 3월 29일까지 – CoRoT-7b의 재관찰을 위한 시험 운행;
  • LRC09, 2012년 4월 10일부터 2012년 7월 5일까지;
  • LRC10, 2012년 7월 6일부터 11월 1일까지 - 임무를 종료한 치명적인 실패로 인해 중단되었습니다.

그 우주선은 행성들이 그들의 중심 항성을 통과할 때 규칙적인 간격으로 일어나는 약간의 조광 현상을 찾으면서, 시간이 지남에 따라 별들의 밝기를 관찰했습니다.모든 분야에서 CoRoT는 외계 행성 연구를 위해 11에서 16까지의 V등급 범위에 있는 수천 개의 별들의 밝기를 기록했습니다.실제로 11개보다 밝은 항성 표적은 외계 행성 CCD 탐지기를 포화시켜 부정확한 데이터를 산출하는 반면, 16개보다 어두운 항성은 행성 탐지를 허용할 만큼 충분한 광자를 전달하지 못합니다.CoRoT는 지구보다 2배 큰 반지름을 가진 암석 행성들을 발견할 수 있을 정도로 민감했으며, 14배보다 밝은 별들의 궤도를 돌았습니다.[18] 또한 전 등급 범위에서 새로운 가스 거인들을 발견할 것으로 예상됩니다.[19]

CoRoT는 또한 성진학을 연구했습니다.별의 음향 맥동과 관련된 광도 변화를 감지할 수 있습니다.이 현상은 한 별의 정확한 질량, 나이, 화학적 구성을 계산할 수 있게 해주며 태양과 다른 별들을 비교하는 데 도움이 될 것입니다.이 프로그램의 경우, 각 분야에서 성진학의 주요 표적 별이 1개였고 다른 표적은 최대 9개였습니다.1호기 손실 이후 관측 대상 수가 절반 수준으로 떨어졌습니다.

이 임무는 2006년 12월 27일 러시아 소유즈 2-1b 로켓이 위성을 고도 827km의 원형 극궤도로 들어올렸을 때 시작되었습니다.첫번째 과학 관찰 캠페인은 2007년 2월 3일에 시작되었습니다.[20]

2013년 3월까지 임무 비용은 1억 7천만 유로에 달하며, 이 중 75%는 프랑스 우주국 CNES가, 25%는 오스트리아, 벨기에,[21] 독일, 스페인, 브라질 및 유럽 우주국 ESA가 부담합니다.

발전

CoRoT 차량을 제작하기 위한 주요 계약 업체는 CNES였으며,[22] 차량 조립을 위해 개별 부품을 제공했습니다.데이터 획득 및 전처리 전자 장치를 수용하는 CoRoT 장비 베이는 파리 천문대의 LESIA 연구소에 의해 건설되었으며 완공까지 60년이 걸렸습니다.[22]기구의 설계와 제작은 LESIA(Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique), 마르세유(Lesia), 오르세(Orsay)의 천체물리학 연구소(IAS), 벨기에 리에주(Centre Spatial de Liège), 오스트리아의 IWF가 맡았습니다.독일의 DLR(베를린)과 ESA 연구 및 과학 지원부.30cm 초점 망원경 코로텔은 칸 만델리외 센터 공간에 있는 Alcatel Alenia Space에 의해 실현되었습니다.

잠재적인

임무가 시작되기 전, 연구팀은 CoRoT가 지구보다 몇 배 더 큰 행성만 탐지할 수 있을 것이며, 거주 가능한 행성을 탐지하기 위해 특별히 설계된 것은 아니라고 조심스럽게 말했습니다.첫 번째 결과를 발표한 보도 자료에 따르면, CoRoT의 기구들은 예측했던 것보다 더 높은 정밀도로 성능을 발휘하고 있으며, 작은 별들 주위의 짧은 궤도를 가진 지구 크기의 행성들을 발견할 수 있을지도 모릅니다.[9]통과 방법은 적어도 두 번의 통과를 감지해야 하므로 감지된 행성들은 대부분 75일 이하의 궤도 주기를 가질 것입니다.단지 하나의 통과만을 보여주는 후보들이 발견되었지만, 그들의 정확한 궤도 주기에 대해서는 불확실성이 남아 있습니다.

CoRoT는 태양계 관측 각도에서 통과하는 외계 행성의 비율이 낮기 때문에 관측된 항성장 내에서 소수의 행성을 발견한다고 가정해야 합니다.행성이 모항성을 통과하는 것을 볼 수 있는 가능성은 행성의 궤도 지름에 반비례하기 때문에 행성에서 가까운 탐지는 외부 행성보다 많을 것입니다.통과 방법은 또한 지구형 행성에 의해 유도된 얕은 일식보다 그것들의 바로 그 깊이 통과가 더 쉽게 감지되기 때문에 큰 행성에 치우쳐 있습니다.

정보처리장치 1호기 고장

2009년 3월 8일, 위성은 우주선의 두 개의 광검출기 체인 중 하나에서 데이터를 처리하는 데이터 처리 장치 1번과 통신이 끊겼습니다.지난 4월 초 정보처리장치 1호기가 오프라인 상태로 가동되고, 정보처리장치 2호기가 정상 가동되면서 과학업무가 재개됐습니다.광검출기 체인 1번이 상실되면 성진학 전용 CCD 1개와 행성 탐지 전용 CCD 1개가 손실됩니다.따라서 위성의 시야는 50% 감소하지만 관측의 질은 저하되지 않습니다.채널 1의 손실은 영구적인 것으로 보입니다.[23]

후속 프로그램

통과 행성의 발견 속도는 통과 후보의 행성 특성을 확인하는 데 필요한 지상 기반의 후속 관측의 필요성에 따라 결정됩니다.후보 발견은 모든 CoRoT 표적의 약 2.3%에 대해 얻어졌지만, 주기적인 통과 사건을 발견하는 것은 행성 발견을 주장하기에 충분하지 않습니다. 몇몇 형태들은 항성쌍성이나 빛이 빛 곡선에 섞이는 타겟 항성에 매우 가까운 더 희미한 별이 지나가는 행성을 모방할 수 있기 때문입니다.통과와 같은 사건을 재현할 수 있습니다.빛 곡선에 대한 첫 번째 선별이 수행되어 2차 일식이나 통과의 별의 성질을 나타내는 V자 모양의 통과의 힌트를 검색합니다.더 밝은 표적을 위해, 외계 행성 CCD 앞에 있는 프리즘은 3개의 다른 색으로 광도 측정을 제공하며, 3개의 채널에서 통과 깊이가 다른 행성 후보를 거부할 수 있게 해주는데, 이는 쌍성계의 전형적인 행동입니다.이러한 테스트를 통해 후보 검출의 83%를 폐기할 수 있으며,[24] 나머지 17%는 전 세계 망원경 네트워크에서 광측정 및 방사 속도 추적 검사로 선별됩니다.대상 근처에서 희석된 일식 쌍성에 의한 오염 가능성을 배제하기 위해 필요한 측광 관측은 [25]여러 1m급 장비에서 수행되지만 독일의 2m 타우텐부르크 망원경과 하와이의 3.6m CFHT/메가캠도 사용합니다.반지름 속도 추적을 통해 쌍성계나 심지어 다중 항성계를 버릴 수 있으며, 충분한 관측이 주어지면 발견된 외계 행성의 질량을 제공할 수 있습니다.방사 속도 추적은 고정밀 분광기(SOPE, HARPS 및 HIRES)로 수행됩니다.[26] 후보의 행성 특성이 확립되면 항성 매개 변수를 정확하게 결정하기 위해 호스트 항성에 고해상도 분광기를 수행하고, 이로부터 추가적인 외계 행성 특성을 도출할 수 있습니다.이러한 작업은 UVES 분광기나 HIRES와 같은 대형 조리개 망원경으로 이루어집니다.

흥미로운 통과 행성들은 적외선 스피처 우주 망원경을 이용해 다른 파장에서 독립적인 확인을 제공하고 행성이나 대기 구성물에서 반사된 빛을 감지할 수 있습니다.CoRoT-7b와 CoRoT-9b는 이미 스피처에 의해 관측되었습니다.

IRA01,[27] LRc01,[28] LRa01,[29] SRc01[30] 분야에서 행성 후보 물질의 후속 작업 결과를 발표한 논문이 발표되었습니다.2019년 4월, 외계 행성 탐색 결과 요약본이 발표되었으며,[31] 37개의 행성과 갈색 왜성이 확인되었으며, 추가적으로 100개의 행성 후보가 확인되었습니다.때로는 대상 항성의 희미함이나 높은 회전 속도나 강한 항성 활동과 같은 특성이 행성 후보의 성격이나 질량을 명확하게 결정하지 못하게 합니다.

디스커버리

항성진리학과 항성물리학

별들은 악기가 다양한 소리를 내는 것과 거의 같은 방식으로 다양한 맥동 모드에 따라 진동합니다.기타로 공기를 듣는 것은 악기의 본질에 대한 의심을 남기지 않으며 숙련된 음악가는 코드의 재질과 긴장감까지 추론할 수 있습니다.마찬가지로, 항성의 맥동 모드는 전 지구적 항성 특성과 내부 물리적 조건의 특징입니다.따라서 이러한 모드를 분석하는 것은 항성 내부를 탐색하여 항성의 화학적 구성, 회전 프로파일 및 온도와 밀도와 같은 내부 물리적 특성을 추론하는 방법입니다.항성진압학은 항성의 진동모드를 연구하는 과학입니다.이 각각의 모드는 수학적으로 l도 및 방위각 차수 m의 구형 고조파로 표현될 수 있습니다.아래에는 파란색(빨간색)이 수축(확장) 재료를 나타내는 색상 체계가 몇 가지 예시로 제시되어 있습니다.맥동 진폭은 매우 과장되어 있습니다.

항성 진동 모드의 몇 가지 예
l=1, m=0
l=2, m=0
l=2, m=1
l=4, m=2

태양에 적용될 때, 이 과학은 태양 지진학이라고 불리고 지금까지 수십 년 동안 진행되어 왔습니다.태양 표면 헬륨의 풍부함은 처음으로 매우 정확하게 도출되었으며, 이는 태양 구조에서 미세 확산의 중요성을 분명히 보여주었습니다.태양 지진학 분석은 태양 내부 회전 프로파일, 대류 외피의 정확한 범위, 헬륨 이온화 영역의 위치도 밝혀냈습니다.따라서 엄청난 기술적 도전에도 불구하고, 비슷한 분석을 별에 적용하는 것은 유혹적이었습니다.지상에서 이것은 오직 센타우루스자리 α, 프로키온, β Virginis와 같은 태양에 가까운 별들에서만 가능했습니다.목적은 극도로 작은 빛의 변화(최대 1ppm)를 감지하고 이러한 밝기 변화의 원인이 되는 주파수를 추출하는 것입니다.이를 통해 정밀 조사 중인 별의 전형적인 주파수 스펙트럼이 생성됩니다.진동 주기는 항성의 종류와 그 진화 상태에 따라 몇 분에서 몇 시간까지 다양합니다.이러한 성능에 도달하기 위해서는 주/야간 교대가 없는 긴 관찰 시간이 필요합니다.따라서 우주는 이상적인 우주진 실험실입니다.CoRoT는 미세 변동성을 드러냄으로써 ppm 수준에서 진동을 측정함으로써 이전에는 지상 관측으로 도달하지 않았던 별의 새로운 비전을 제공했습니다.

CoRoT에 의해 시스모와 엑소 필드에서 관측된 왜소하고 거대한 별들과 지상에서 관측된 일부 추가적인 별들.CoRoT 팀의 구성원들의 작업으로부터.

임무를 시작할 때, CCD 4개 중 2개는 소위 지진장에서 밝은 별들(명확한 진도 6~9)의 천체 관측에 할당되었고, 나머지 CCD들은 소위 엑소장에서 외계 행성 사냥을 위해 예약되었습니다.신호 대 잡음비가 더 낮긴 하지만, 별에 대한 흥미로운 과학은 탐사선이 관측된 모든 분야에서 수 천 개의 빛 곡선을 기록하는 외계 행성 채널 데이터에서도 얻어졌습니다.항성의 활동, 자전 주기, 항성의 반점 진화, 항성과 행성의 상호작용, 다중 항성계는 주계열성진법 외에도 훌륭한 추가 요소입니다.이 외계인 분야는 또한 천체 지진 발견에서 헤아릴 수 없을 정도로 풍부한 것으로 밝혀졌습니다.임무의 첫 6년 동안, CoRoT는 지진계에서 약 150개의 밝은 별들과 엑소계에서 약 150,000개 이상의 약한 별들을 관측했습니다.그림은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 대부분의 위치를 보여줍니다.

태양이 아닌 다른 별에서 태양과 같은 진동이 최초로 감지된 것, 적색 거성에서 방사형이 아닌 진동이 최초로 감지된 것, 거대한 별에서 태양과 같은 진동이 감지된 것, δ 스쿠티 별에서 수백 개의 진동수가 발견된 것, 주파수 스펙의 놀라운 시간 진화 등 수많은 발견이 있었습니다.폭발하는 동안 Be(방출선 B) 별의 트럼(trum),[38] SPB(Slowly Pulsating B) 별에서 중력 모드의 일정한 주기 간격으로부터의 편차를 최초로 감지했습니다.[39]그 결과를 해석함으로써 인류의 별과 은하에 대한 시야에 새로운 지평을 열었습니다.2009년 10월, CoRoT 임무는 천문학과 천체물리학의 특별호의 주제가 되었으며, 탐사의 초기 결과에 전념했습니다.[40]다음은 CoRoT의 데이터를 기반으로 항성 천체 물리학에 획기적인 기여를 한 몇 가지 예입니다.

주계열성에서 화학적으로 혼합된 영역의 확장

화학물질의 혼합이 순간적이고 효율적인 대류핵 위에서, 일부 층들은 진화의 주요 순서 단계 동안 부분적 또는 전체적 혼합에 영향을 받을 수 있습니다.그러나, 이 추가 혼합 구역의 범위 및 혼합 효율은 평가하기 어렵습니다.이 추가 혼합은 핵 연소 단계에 대한 더 긴 시간 척도를 포함하고 특히 백색 왜성으로 삶을 마감하는 별들과 마지막 초신성 폭발에 직면한 별들 사이의 전이에서 별 질량의 가치에 영향을 미칠 수 있기 때문에 매우 중요한 결과를 가져옵니다.은하의 화학적 진화에 미치는 영향은 분명합니다.이러한 추가 혼합의 물리적인 이유는 다양한데, 내부 회전에 의해 유도된 혼합 또는 대류 기포가 대류 중심 경계를 넘어 복사 영역으로 들어가 최종적으로 정체성을 잃거나(오버슈팅) 다른 잘 알려지지 않은 과정에서 발생하는 혼합입니다.

  1. 태양과 비슷한 별들:태양과 비슷한 별 HD 49933은 이 여분의 혼합 문제를 잘 보여줍니다.[41]그것의 대류 외피는 태양과 같은 진동의 존재를 담당합니다.관찰된 주파수 스펙트럼을 추가 혼합을 사용하거나 사용하지 않고 계산된 1.19 M의ʘ 이론적 모델에서 얻은 주파수 스펙트럼과 비교하면 추가 혼합이 없는 모델은 분명히 제외됩니다.
  2. 거성자리 이하의 별들:이러한 추가 혼합은 중심핵 수소 연소 시 형성되는 헬륨 핵의 질량 확장이 증가하기 때문에 더 진화된 하위 거성의 구조에도 영향을 미칩니다.1.3 M의ʘ 준거성 HD 49385는 CoRoT 정밀 조사에 제출되었으며 완전히 결정적이지는 않지만 그러한 별들의 모델링에 새로운 제약이 제기되었습니다.[42]
  3. SPB 별: 더 무거운 SPB(Slowly Pulsating B) 별은 철기 원소의 이온화가 불투명성 피크를 생성하는 층에서 작업 중인 κ 메커니즘에 의해 흥분된 고차 중력 모드가 지배하는 주파수 스펙트럼을 보여줍니다.이러한 별들에서 대류핵은 다양한 화학적 구성의 영역, 소위 μ-gradient 영역으로 둘러싸여 있으며, 수소가 헬륨으로 변환되면서 대류핵의 점진적인 철수로 인해 남게 됩니다.이 영역은 다소 가늘고 날카로운 전이 영역을 구성하여 중력 모드 주파수 스펙트럼에서 매우 미묘한 신호를 유도합니다.균일한 항성 모델에서 발견되는 일정한 주기 간격 대신, 급격한 전이 영역의 영향을 받는 모델에서는 이 일정한 값으로부터 주기적인 편차가 예상됩니다.또한, 편차의 주기는 급격한 전이의 정확한 위치와 직접적인 관련이 있습니다.[43]이 현상은 (음향 β 세페이와 중력 SPB 모드를 동시에 보여주는) 두 개의 하이브리드 B 별에서 감지되었습니다. (1) 모델링에서 다소 매끄러운 모양을 가진 여분의 혼합이 분명히 필요한 HD[39] 50230과 (2) HD 43317.[44]

표면 항성층의 구조

  1. 항성 외피 내 전이층:헬륨 이온화 영역이나 저질량 및 적색 거성의 대류 외피의 하부 경계와 같은 전이층도 주파수 스펙트럼에 영향을 미칩니다.그러한 불연속성이 없는 구조에서, 고차 음향 모드는 주파수 분포에서 몇 가지 규칙을 따릅니다(큰 주파수 분리, 두 번째 차이...).전이 영역은 이러한 규칙성과 관련하여 주기적인 편차를 도입하고 편차의 주기는 전이 영역의 정확한 위치와 직접적으로 관련되어 있습니다.이러한 편차는 이론에 의해 예측되었고 태양에서 처음 관측되었습니다.[45]CoRoT 덕분에 이들은 태양과 비슷한 별 HD 49933과[46] 적색 거성 HD 181907에서도 발견되었습니다.[47]두 경우 모두 헬륨 이온화 영역의 위치를 정확하게 도출할 수 있습니다.
  2. 태양과 유사한 진동 스펙트럼의 진폭 및 선폭:CoRoT 우주 임무의 주요한 성공 중 하나는 분명히 태양보다 약간 뜨거운 별에서 태양과 같은 진동을 감지한 것입니다.[33]이전에 태양에서 수행된 것처럼 주파수 스펙트럼의 진폭과 선폭 측정은 난류 대류에 의한 음향 모드의 확률적 여기 모델링에 새로운 제약을 초래했습니다.HD 49933의[48] 주파수 스펙트럼은 Samadi 등에 의해 개발된 확률적 여기 모델에 직면했습니다.[49][50]높은 주파수를 제외하고는 태양 금속성보다 10배 작은 금속성을 채택함으로써 좋은 합의에 도달할 수 있습니다.태양의 값과 반대로, 진폭의 차이는 낮은 주파수에서 2인자에 이를 수 있습니다.
  3. 과립화:과립의 존재는 HD 49933의 주파수 스펙트럼에서 검출되었습니다.태양에서 계산된 태양 금속성보다 10배 작은 3D 유체역학 모델 대기로 분석이 수행되었습니다.[51]여기서도 금속성이 가장 낮은 모형은 여전히 상당한 의견 차이가 남아 있지만 관측치에 더 근접한 것으로 나타납니다.

적색 거성과 이 은하의 화학적 진화

중심핵에서 수소가 고갈된 후, 전체적인 항성 구조는 급격하게 바뀝니다.수소 연소는 이제 새로 처리된 헬륨 핵을 둘러싸고 있는 좁은 껍질에서 이루어집니다.헬륨 코어가 빠르게 수축하고 가열되는 동안 수소 연소 껍질 위의 층들은 중요한 팽창과 냉각 과정을 거칩니다.별은 시간이 지남에 따라 반지름과 광도가 증가하는 적색 거성이 됩니다.이 별들은 현재 헤르츠스프룽-러셀 도표의 소위 적색 거성 가지에 위치해 있으며, 일반적으로 RGB 별이라고 불립니다.중심 온도가 100 106 K에 도달하면 중심핵에서 헬륨이 연소되기 시작합니다.약 2 M보다ʘ 작은 항성 질량의 경우, 이 새로운 연소는 매우 퇴화된 물질에서 일어나고 헬륨 섬광을 통해 진행됩니다.플래시 다음의 재조정은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 적색 거성을 소위 적색 덩어리(RC)로 가져옵니다.

빨간색으로 표시된 합성 적색 거성 개체수와 주황색으로 표시된 CoRoT 적색 거성 개체수의 히스토그램Andrea Millio와 협력자들로부터
CoRoT가 관측한 적색 거성의 지진 데이터로부터 이 은하의 3차원 지도.Andrea Millio와 협력자들로부터

RGB든 RC든 이 별들은 모두 태양과 같은 진동의 들뜸에 유리한 확장된 대류 외피를 가지고 있습니다.CoRoT의 주요한 성공은 엑소 필드의 수천 개의 적색 거성에서 방사형 및 수명이 긴 비 방사형 진동을 발견한 것입니다.[34]이들 각각에 대해 주파수 스펙트럼에서 최대 전력 ν에서의 주파수와 연속 모드 간의 큰 주파수 분리 δ ν을 측정할 수 있으며, 이는 일종의 개별 지진 여권을 정의할 수 있습니다.

  1. 이 은하계의 적색 거성군:이러한 지진 기호를 유효 온도 추정과 함께 도입하면 지구 항성 특성,[54] 중력(지진 중력), 질량 및 반지름과 관련된 스케일링 법칙에서 추정할 수 있으며 수천 개의 적색 거성에 대해 광도와 거리가 즉시 뒤따릅니다.그러면 히스토그램이 그려질 수 있고, 이 CoRoT 히스토그램을 이 은하계의 적색 거성의 이론적 합성 모집단에서 얻은 이론적 결과와 비교했을 때 전혀 예상치 못한 화려한 결과가 나왔습니다.그러한 이론적 집단은 이 은하의 시간 진화를 따라 이어지는 별들의 연속적인 세대를 설명하기 위해 다양한 가설을 채택하여 항성 진화 모델로부터 계산되었습니다.[55]Andrea Miglio와 공동 연구자들은 히스토그램 사진에서 볼 수 있듯이 [56]두 종류의 히스토그램이 서로의 침을 뱉는 이미지라는 것을 알아차렸습니다.게다가, 이 수천 개의 별들의 거리에 대한 지식을 은하좌표에 더해서, 이 은하의 3D 지도가 그려졌습니다.이는 다양한 색상이 다양한 CoRoT 런 및 케플러 관측치(녹색 점)와 관련된 그림에 설명되어 있습니다.
  2. 이 은하의 나이-금속성 관계:적색 거성의 나이는 이전의 주계열성 수명과 밀접한 관련이 있으며, 이 수명은 질량과 금속성에 의해 결정됩니다.적색 거성의 질량을 아는 것은 나이를 아는 것과 마찬가지입니다.금속성을 알고 있는 경우, 연령의 불확실성은 15%를 초과하지 않습니다.APOGEE(Apache Point Observatoty Galactic Evolution Environment)와 같은 관측 임무는 이 은하에 있는 10만개의 적색 거성에 대한 금속성을 측정하는 것입니다.GALAH(은하 고고학 with HERMS)와 GAIA(Global Astrometric Interferometer for Astrophysics)는 물론 이 은하에서 연령-금속성 관계를 확립하는 궁극적인 결과로 이러한 지진 중력으로부터 광범위한 혜택을 받을 수 있습니다.천체 지진학은 이 은하의 구조와 화학적 진화의 문을 넘었습니다.[57]
  3. 중심 수소 및 헬륨 연소 시 지진 서명 및 혼합 구역 확장:적색 거성의 CoRoT와[58] 케플러[59] 주파수 스펙트럼을 분석하는 데 있어 더 많은 정밀 조사가 새로운 중요한 발견을 가져왔습니다.지진 서명의 작고 미묘한 차이는 유사한 광도에도 불구하고 RGB와 RC 별을 구별할 수 있게 해줍니다.이것은 정교한 적색 거성 모형 덕분에 이론적으로 확인되었습니다.[60]중력이 지배하는 모드의 주기 간격은 특히 의미가 있을 것으로 예상됩니다.적색 거성들의 수가 많이 발견됨으로써 우리는 중심핵 수소 연소 시 대류 중심핵 위의 추가 혼합 영역의 범위를 설정할 수 있는 단서를 얻을 수 있을 뿐만 아니라 중심핵 헬륨 연소 시 추가 혼합 영역의 범위를 설정할 수 있습니다. 두 혼합 과정은 선험적으로 전혀 관련이 없습니다.[61]

질량이 큰 별

거대한 가변 주계열성은 철기 원소의 부분 이온화가 불투명성의 정점을 만드는 층에서 κ 메커니즘에 의해 흥분된 음향 모드에 의해 지배되는 주파수 스펙트럼을 가지고 있습니다.또한 이러한 별들 중 가장 진보된 별들은 혼합 모드, 즉 깊은 층에 g 문자가 있고 외피에 p 문자가 있는 모드를 나타냅니다.수소 연소는 헬륨 및/또는 철기 원소의 부분 이온화와 관련된 작은 대류층을 제외하고는 주로 방사적인 복사층과 다양한 화학적 조성의 영역으로 둘러싸인 대류핵에서 발생합니다.저질량 별에서와 마찬가지로 대류핵 바로 위에 위치한 완전 또는 부분적으로 혼합된 영역의 범위는 이론 모델링에 영향을 미치는 주요 불확실성 중 하나입니다.

  1. β 세페우스자리 별:β 세페우스자리 별의 지진 분석 결과, 이 추가 혼합 영역의 일대일 범위를 도출하는 것은 확실하지 않음을 보여줍니다.[62]θ 오피우치를 모형화하기 위해서는 다소 큰 폭이 필요한 것으로 보이며, 훨씬 작은 것은 HD 129929, β 큰개자리 β, 고래자리 δ, 그리고 12개의 라케르테에 선호됩니다.이 여분의 혼합 구역은 V1449 아퀼래(HD 180642)와 ν 에리다니의 구조에도 없을 수 있습니다.이 영역의 범위와 별의 회전 속도 및/또는 자기장 사이의 관계를 설정하는 것은 매우 흥미로운 일입니다.V2052 오피우치의[73] 지진 분석에 따르면 이 별은 빠르게 회전하고 있기는 하지만 추가 혼합을 선호할 수 있는 영역이 없을 수 있습니다.이 별에서 검출된 자기장이 추가 혼합이 부족한 이유일 수 있습니다.
  2. Be stars: Late Be type stars HD 181231과 HD 175869는 매우 빠른 회전체로, 태양보다 약 20배 더 빠릅니다.지진 분석에는 대류에서만 예상되는 것보다 약 20% 더 큰 중앙 혼합 영역이 필요한 것으로 보입니다.[74]또 다른 Be 스타 HD 49330은 매우 흥미로운 놀라움을 선사했습니다.CoRoT가 별 주위 원반을 향해 물질이 폭발하는 동안 관측한 것은 이러한 별들의 전형적인 현상으로 주파수 스펙트럼은 급격한 변화를 겪었습니다.음향 모드에 의해 처음 지배된 스펙트럼은 폭발과 정확히 일치하는 진폭을 가진 중력 모드의 모습을 보여주었습니다.[75]들뜬 모드의 본질과 동적 현상 사이의 이러한 연관성은 Be 항성의 내부 구조를 탐구하는 데 있어 물론 금광입니다.
  3. 별:CoRoT는 많은 O별들을 관측해왔습니다.그 중 HD 46150과 HD 46223(은하성단 NGC 2264의 구성원), HD 46966(OB 결합 Mon OB2의 구성원)은 맥동하지 않는 것으로 보이며, 이는 비슷한 글로벌 매개변수를 가진 별들의 항성 모델링과 일치합니다.[76]반대로 플라스케트의 항성 HD 47129의 주파수 스펙트럼은 이론적 모델링에서 예상되는 주파수 범위에서 6개의 조화로 최고점을 보여줍니다.[77]

예상치 못한 또 다른 CoRoT 발견은 거대한 별들에 태양과 같은 진동이 존재한다는 것입니다.약 200,000 K(철 불투명도 피크)에서 철기 원소의 이온화로 인한 불투명도 피크와 관련된 작은 대류 껍질은 태양에서 관측된 것과 같은 음향 모드의 확률적 여기에 실제로 책임이 있을 수 있습니다.

키메라에서 태양과 같은 모드(위)와 베타 세페이 모드(아래)에 대한 주파수 대 시간.케빈 벨카셈, 프레데릭 보댕 및 협력자들로부터
  1. V1449 아퀼래 (HD 180642):이 CoRoT 타겟은 주파수 스펙트럼이 고주파수와 매우 작은 진폭의 음향 모드를 나타내는 β Cephei 별입니다.면밀한 분석을 통해 이들은 대류 철 불투명도 피크대 또는 심지어 대류 중심핵에서 비롯된 난류 기포에 의해 들뜬 태양과 같은 진동이었음이 밝혀졌습니다.[35]이는 철 불투명성 피크대에서 작용하는 κ 메커니즘에 의해 들뜬 맥동이 동일한 항성에 나란히 존재하는 것이 처음이었기 때문에 실제로 중요한 발견입니다.이것이 V1449 아퀼래에서 태양과 같은 진동을 발견한 주요한 사람인 케빈 벨카셈이 이 β 세페이 별에 새로운 세례 증명서를 추가하고 키메라라고 이름 붙인 이유입니다.그림은 태양과 유사한 모드(위)와 β Cephei 모드(아래)의 주파수 스펙트럼에서 두 모드에 대한 주파수 대 시간의 거동을 보여줍니다.태양과 유사한 모드의 확률적 특성은 시간이 지남에 따라 주파수의 불안정성과 수 μHz의 주파수 확산에서 드러납니다.β Cephei 모드의 주파수 안정성과 좁은 주파수 범위와 대조적입니다.
  2. HD 46149: 나중에 태양과 비슷한 진동이 쌍성계 HD 46149의 좀 더 무거운 O별 멤버에서 발견되기도 했습니다.[36]지진 제약과 결합된 시스템의 이진성에서 오는 제약은 시스템의 궤도 매개 변수와 구성원의 전역적 특성을 결정하게 했습니다.

산개성단 NGC 2264

2008년 3월 23일간의 관측 기간 동안, CoRoT는 젊은 산개성단 NGC 2264의 636개의 멤버들을 관측했습니다.이른바 크리스마스 트리 성단이라고 불리는 이 성단은 우리와 비교적 가까운 외뿔소자리에 위치해 있으며, 약 1800광년 거리에 있습니다.이것의 나이는 3백만 년에서 8백만 년 사이로 추정됩니다.그렇게 어린 나이에 성단은 항성의 형성과 초기 항성진화와 관련된 다양한 과학적 질문들을 조사하기에 이상적인 목표입니다.NGC 2264에 있는 별들의 CoRoT 데이터를 통해 최근에 형성된 별들과 주변 물질의 상호작용, 성단 구성원들의 회전과 활동, 분포, 성단의 지진학을 사용하여 젊은 별들의 내부, 행성 및 별의 일식을 연구할 수 있습니다.

초기의 별들은 그들이 태어난 밀집한 분자 구름 속에 깊이 박혀 있기 때문에 별들의 탄생과 어린 시절은 대부분 광학적 빛으로 우리에게 숨겨져 있습니다.적외선 또는 엑스선의 관측을 통해 구름을 더 깊이 들여다 볼 수 있으며, 항성 진화의 초기 단계에 대해 더 자세히 알 수 있습니다.따라서 2011년 12월과 2012년 1월, CoRoT는 4개의 우주 망원경과 여러 개의 지상 관측소를 포함하는 대규모 국제 관측 캠페인의 일부였습니다.모든 천체들은 약 한 달 동안 NGC 2264의 젊은 성단에서 약 4000개의 별들을 서로 다른 파장으로 동시에 관측했습니다.캐나다 우주 미션은 광학적 빛으로 성단에서 가장 밝은 별들을 가장 많이 목표로 삼았고, CoRoT는 더 희미한 구성원들을 관찰했습니다.MOST와 CoRoT는 NGC 2264를 39일 동안 연속적으로 관측했습니다.[78]나사의 위성 스피처와 찬드라는 적외선 영역(30일)과 엑스선 영역(300킬로초)의 별을 동시에 측정했습니다.칠레의 ESO 초대형 망원경, 하와이의 캐나다-프랑스-하와이 망원경, 텍사스의 맥도날드 천문대, 스페인의 칼라 알토 천문대 등 지상 관측도 동시에 이뤄졌습니다.

CoRoT 관측은 약 12개의 주계열성(PMS) δ 스쿠티 별의 맥동을 발견하고 PMS 별에서 γ 도라두스 맥동의 존재를 확인하게 했습니다.또한 NGC 2264의 구성원들에게서 잡종 δ 스쿠티/γ 도라두스 맥동의 존재가 확인되었습니다.CoRoT 관측에는 주계열 전 펄세이터인 V 588 Mon과 V 589 Mon도 포함되어 있는데, 이 펄세이터들은 이 별 그룹에서 처음으로 발견된 멤버들입니다.CoRoT 빛 곡선에서 얻은 정밀도는 주계열 전별에서 과립화의 중요한 역할을 드러냈습니다.[80]

T형 황소자리 별의 연구와 CoRoT 데이터를 이용한 그들의 주변 물질과의 상호작용은 새로운 부류인 AA형 황소자리 천체의 존재를 밝혀냈습니다.[81]이전에 CoRoT 관측에 따르면 T Tauri 별들은 항성 표면의 점들에 의해 발생하는 사인모양의 빛 변화를 보이거나 젊은 별들을 둘러싸고 있는 가스와 먼지 원반들에 의해 발생하는 완전히 불규칙한 변화를 보이는 것으로 알려져 있었습니다.AA Tauri 형태의 천체는 주기적으로 발생하는 최소값이 깊이와 폭이 다르므로 반규칙적인 변수입니다.CoRoT 관측을 통해 이러한 종류의 객체를 설정할 수 있습니다.[82]항성 진화의 초기 단계에 대한 흥미로운 통찰은 또한 광학광에 존재하는 변동성을 적외선 및 X선 영역에 존재하는 변동성과 비교하는 것에서 비롯됩니다.

이진법

CoRoT는 방사상으로 진동하지 않는 부재를 가진 다수의 이진 시스템을 관찰했습니다.[83]이들 중 일부는 γ 도라두스형의 천체들과 함께 일식을 하는 쌍성계로 CoRoT가 진행되는 동안 발견되었습니다.일식 현상은 지구 매개 변수가 즉시 따라올 수 있기 때문에 중요한 역할을 하며, 지진적인 것 외에도 귀중한 제약 조건을 항성 모델링에 가져다 줍니다.

  1. AU 모노케로티스:이 반분리 쌍성계는 G별 동반성과 상호작용하는 Be별을 포함하고 있습니다.CoRoT에 의한 관찰은 매우 높은 품질의 빛 곡선을 제공했습니다.그러면 전역 매개변수가 개선될 수 있고 궤도 운동과 또 다른 장기적 변화에 대한 새로운 덧셈이 도출됩니다.이 긴 주기 변화는 항성 주위 먼지에 의한 주기적인 빛 감쇠에서 비롯된 것으로 보입니다.[85]
    HD 174884의 빛 곡선.상단 패널에는 전체 광 곡선이 표시됩니다.두 번째 패널은 작은 2차 최소값(깊이는 최소값의 1%)이 보이는 블로우업입니다.세 번째 패널은 서로 다른 위상에서 하늘의 평면(즉, 시스템을 볼 때)에 투영된 모습을 보여줍니다.Carla Maceroni와 CoRoT 바이너리 팀으로부터
  2. HD 174884: 두 개의 B별로 구성된 높은 이심률(e=0.29)과 짧은 주기의 쌍성계 HD 174884에서 조수에 의한 맥동이 감지되었습니다.그림의 위쪽 패널은 시스템의 전체 빛 곡선을 보여줍니다.두 번째 패널에서는 작은 2차 일식이 1차 일식 깊이의 약 1%의 깊이로 관측됩니다.실제로 계는 비슷한 질량, 크기, 온도의 별들로 이루어져 있습니다.만약 궤도가 원형이라면, 일식의 깊이는 비슷할 것입니다.그러나 궤도는 매우 이심률이 높으며 우리에 대한 우주에서의 방향은 별들이 1차 일식 때보다 더 먼 거리에 있을 때 2차 일식이 일어나는 것입니다.그림의 세 번째 패널은 서로 다른 궤도상에서 하늘의 평면(즉, 우리가 보는 시스템)에 투영된 모습을 보여줍니다.
  3. CoRoT 102918586 (일명 CoRoT Sol 1):비교적 밝은 일식계 CoRoT 102918586은 이중선 분광쌍성으로 CoRoT에 의해 관측되었으며, 이는 γ 도라두스형 맥동의 명백한 증거를 밝혀냈습니다.CoRoT 측광법 외에도 방사 속도 곡선, 성분 유효 온도, 금속성 및 시선 투영 회전 속도를 산출하는 분광 추적이 수행되었습니다.분광학적 결과와 결합된 이항성 광 곡선 분석은 1-2%의 정확도로 시스템 물리적 매개 변수를 제공하는 반면 진화 모델과의 비교는 시스템의 연령에 제약을 초래했습니다.가장 적합한 일식 이진법 모형을 뺀 후 잔차를 분석하여 맥동 특성을 결정했습니다.주성은 전형적인 γ Dor 주파수로 맥동하며 l=1도의 고차 g-modes와 일치하는 주기 간격을 보여줍니다.
  4. HR 6902:적색 거성과 B별을 포함하는 쌍성계 HR 6902는 두 번의 주행 동안 CoRoT에 의해 관측되었으며, 이를 통해 1차 및 2차 일식을 완전히 커버할 수 있었습니다.이 시스템은 특히 적색 거성의 내부 구조에 새로운 제약을 가져오는 것을 궁극적인 목표로 하여 현재 분석되고 있습니다.[87]
  5. 질량이 작은 이진법:CoRoT에 의해 관측된 쌍성계 중 하나는 질량이 덜한 구성 요소가 약 3000 K의 유효 온도로 추정되는 0.23⊙ M의 후기 M 항성이기 때문에 특히 관심이 있습니다.[88]주성분은 1.5M⊙ 별 MS 별이다.
  6. 이진법에서 비밍 효과: CoRoT에 의해 관측된 이진 시스템은 비밍 효과(도플러 부스팅이라고도 함)로 해석되는 일식 변형을 보여주었습니다.이 효과는 광원의 밝기 변화가 관찰자에게 접근하거나 멀어지는 것에서 비롯되며, 반지름 속도에 비례하는 진폭을 빛의 속도로 나눈 것입니다.[89]따라서 궤도를 도는 별의 속도의 주기적인 변화는 빛 곡선의 주기적인 빛의 변화를 만들어 낼 것입니다.이러한 효과는 감지 가능한 일식이나 전이가 없어도 계의 이진성을 확인할 수 있습니다.빔 효과의 주요 장점 중 하나는 광 곡선에서 직접 반경 속도를 결정할 수 있다는 것이지만 이진법 성분의 매우 다른 광도가 필요하며 SB1 이진법 시스템에서와 같이 단일 반경 속도 곡선만 얻을 수 있습니다.일식 외 변화는 BEER(Beaming Olipsoidal Reflection) 알고리즘을 사용하여 모델링되었습니다.[90]

외계 행성

라 신라 천문대에서 행성 사냥꾼 두 명이 사진을 찍었습니다.[91]

여분의 태양계 행성을 찾기 위해 CoRoT는 통과 탐지 방법을 사용합니다.주요 통과는 행성과 같은 천체가 별과 관측자 사이를 통과할 때 별에서 나오는 빛의 일부가 가려지는 것입니다.광속의 아주 작은 변화에 대한 CCD의 민감도에 의해 감지가 가능합니다.코로는 약 1/10,000의 밝기 변화를 감지할 수 있습니다.따라서 과학자들은 슈퍼 지구라고 불리는 행성의 종류인 이 방법으로 지구의 약 2배 크기의 행성을 발견하기를 희망합니다; 지구의 1.7배 반경의 코로-7b를 발견한 것은 이러한 예측이 옳았음을 보여주었습니다.CoRoT는 32초 동안(매 32초) 노출되지만, 데이터 흐름이 너무 크기 때문에 이미지가 지구로 완전히 전송되지는 않습니다.온보드 컴퓨터는 데이터 감소의 중요한 작업을 수행합니다: 이전에 외계 행성 팀에 의해 선택된 각 대상 별 주위의 필드는 특정 마스크에 의해 설명된 특정 픽셀 수에 정의되고, 그 다음 마스크 내의 모든 픽셀의 합이 수행되고 여러 노출이 추가됩니다(보통 16,이 정보를 지상으로 전송하기 전에 통합 시간(약 8분)에 해당합니다.특히 관심 있는 것으로 간주되는 일부 별의 경우 각 노출 데이터가 32초마다 전송됩니다.이러한 32초 또는 512초의 샘플링은 1시간 미만에서 수시간까지 지속되는 행성 통과를 감지하는 데 매우 적합합니다.이 방법의 특징은 두 개의 동일한 시간 간격으로 분리된 최소 세 개의 연속적인 전송을 감지해야 목표물을 심각한 후보로 간주할 수 있다는 것입니다.궤도 주기 T의 행성은 적어도 2T와 3T 사이의 시간 간격 동안 관측되어야만 3개의 통과를 탐지할 수 있습니다.행성에서 별까지의 거리(타원궤도의 준장축으로 특징지어짐)는 케플러/뉴턴 a = T M의 제2법칙에 의해 공전주기와 연결되어 있으며, 각각 a, M, T의 단위로 사용됩니다: 지구에서 태양까지의 거리(1억 5천만 km), 태양의 질량, 지구의 공전주기(1억 5천만 km).1년); 예를 들어 관측 시간이 1년 미만일 경우, 감지 가능한 행성의 궤도는 지구의 궤도보다 상당히 작아질 것임을 의미합니다.따라서 CoRoT의 경우, 각 항성장별 관측 기간이 최대 6개월이기 때문에 항성에 가까운 0.3 천문단위(태양과 수성 사이의 거리보다 작음) 이상의 행성만 관측할 수 있으며, 따라서 일반적으로 소위 생명체 거주가능 영역에서는 관측할 수 없습니다.케플러 우주비행(NASA)은 수년간 같은 분야를 지속적으로 관찰해 왔으며, 따라서 자신들의 별에서 더 멀리 위치한 지구 크기의 행성들을 발견할 수 있는 능력을 가지고 있었습니다.

CoRoT(운영 6년 동안 34개)가 발견한 외계 행성의 적당한 수는 발표하기 전에 반드시 지상 망원경으로 확인을 해야 한다는 사실로 설명됩니다.실제로, 대부분의 경우, 여러 번의 통과를 발견하는 것은 행성을 발견하는 것을 의미하는 것이 아니라, 쌍성계, 즉 다른 하나의 항성에 의한 방목잠식에 해당하는 것입니다.또는 계가 밝은 별에 충분히 가깝고(CoRoT 타겟) 통과의 효과는 이 별의 빛에 의해 희석됩니다. 두 경우 모두 밝기의 감소는 항성 원반 앞을 지나가는 행성의 그것과 양립할 수 있을 정도로 충분히 낮습니다.이러한 경우를 제거하기 위해 CCD 카메라를 이용한 방사 속도 분광법과 영상 측광법의 두 가지 방법을 사용하여 지상에서 관측을 수행합니다.첫번째 경우에는쌍성의 질량은 즉시 감지되고 두 번째 경우에는 경보를 담당하는 대상 별 근처의 쌍성계를 현장에서 확인할 수 있습니다. 상대적인 밝기 감소는 측정 분야를 정의하는 마스크의 모든 빛을 추가하는 CoRoT에 의해 보이는 것보다 클 것입니다.그 결과, CoRoT 외계 행성 과학팀은 단순한 후보 목록이 아닌 확인되고 완전한 특징을 지닌 행성만을 발표하기로 결정했습니다.후보자들이 정기적으로 업데이트되고 대중에게 공개되는 케플러 임무가 추구하는 것과는 다른 이 전략은 상당히 장기적입니다.다른 한편으로, 이 접근법은 발표된 CoRoT 발견 세트가 지금까지 수행된 최고의 외계 행성 연구 중 일부를 구성하기 때문에 임무의 과학적 반환을 증가시킵니다.

행성 발견 연대표

CoRoT는 2007년 처음으로 뜨거운 목성 CoRoT-1b와 CoRoT-2b 두 행성을 발견했습니다.[9][92]성진학에 대한 연구 결과는 같은 해에 발표되었습니다.[93]

2008년 5월, 목성 크기의 새로운 외계 행성 두 개, CoRoT-4b와 CoRoT-5b, 그리고 알려지지 않은 거대 천체인 CoRoT-3b가 ESA에 의해 발표되었습니다.

2009년 2월, 제1회 CoRoT 심포지엄에서 슈퍼지구 CoRoT-7b가 발표되었는데, 당시 지름이 확인된 외계 행성 중 가장 작은 행성은 지구 지름 1.58이었습니다.같은 계에서 두 번째 통과하지 않는 행성인 CoRoT-7c와 새로운 뜨거운 목성인 CoRoT-6b의 발견도 심포지엄에서 발표되었습니다.

2010년 3월에 CoRoT-9b가 발표되었습니다.이 행성은 수성과 가까운 궤도에 있는 긴 주기의 행성(95.3일)입니다.[94]

2010년 6월, CoRoT 팀은 6개의 새로운 행성, CoRoT-8b, CoRoT-10b, CoRoT-11b, CoRoT-12b, CoRoT-13b, CoRoT-14b, 갈색 왜성 CoRoT-15b를 발표했습니다[95].[96]발표된 모든 행성들은 토성과 해왕성 사이에 어느 정도 있는 것으로 보이는 CoRoT-8b를 제외하고 목성 크기입니다.이 탐사선은 비투과성 행성인 HD46375 b의 광학 파장에서 반사되는 빛을 잠정적으로 감지할 수 있었습니다.[97]

2011년 6월, 제2차 CoRoT 심포지엄에서 탐사선은 10개의 새로운 천체를 외계 행성 목록에 추가했습니다.[98]CoRoT-16b, CoRoT-17b, CoRoT-18b, CoRoT-19b, CoRoT-20b, CoRoT-21b, CoRoT-22b, CoRoT-23b, CoRoT-24b, CoRoT-24c.

2011년 11월 현재 약 600개의 후보 외계 행성이 추가로 확인을 위해 심사되고 있습니다.[99]

주요결과

탐지된 외계 행성 CoRoT 중에서 가장 독창적인 특징을 가진 부분 집합을 강조할 수 있습니다.

  • CoRot-1b, CoRot에 의해 발견된 첫 행성은 뜨거운 목성입니다.추가 분석으로 CoRoT-1b는 CoRoT에 의해 전달되는 높은 정밀도의 빛 곡선 덕분에 광학에서 [100]2차 일식이 감지된 최초의 외계 행성이 되었습니다.
  • 질량 22M의Jup CoRoT-3b는 "갈색 왜성과 행성 사이의 무언가"로 보입니다.3년 후 exoplanet.eu 데이터베이스 소유자들이 제안한 행성의 정의에 따르면, 질량이 목성의 25배 미만인 CoRoT-3b는 외계 행성으로 분류됩니다.2010년 8월 논문에서 CoRoT는 CoRoT-3 광곡선에서 타원체 효과와 상대론적 빔 효과를 감지했습니다.[102]
  • 반지름 1.7REarth, 질량 7.3M의Earth CoRot-7b는 지구와 비슷한 밀도와 조성을 가진 최초의 암석 행성이었습니다.
    크기와 질량, 그리고 따라서 밀도에 대한 정확한 추정 덕분에 발견된 최초의 바위투성이 슈퍼 지구인 CoRoT-7b에 대한 아티스트의 인상.그 이미지는 그 별을 마주하고 있는 반구에 반드시 존재해야 하는 용암의 바다를 보여줍니다.작성자 : 파비앙 카탈라노
    공전 주기는 20.5시간밖에 되지 않기 때문에 매우 짧습니다; 이 행성은 항성(거의 태양형 항성)에 매우 가깝기 때문에, 공전 궤도는 단지 6 항성 반지름입니다.행성이 받는 거대한 조석력 때문에 궤도 운동과 동시에 회전해야 하기 때문에, 행성은 항상 같은 반구를 별에 제시합니다: 결과적으로 두 개의 반구, 깨달음을 얻은 자와 어둠,온도에서 극심한 대조를 보이며(2200K 대 50K) 거대한 용암 바다가 뜨거운 쪽의 큰 부분을 차지해야 합니다.물과 이산화질소로 이루어진 대륙은 아마도 어두운 면을 차지하고 있을 것입니다.CoRoT-7b는 CoRoT에 의해 발견된 계의 첫 번째 사례이기도 하며, 두 개의 슈퍼지구가 존재하며, 하나는 통과 중이고 다른 하나는 통과 중이 아닙니다. 반지름 속도 측정 결과 8.4 M의Earth 행성이자 3.79일의 주기를 가진 CoRoT-7c가 발견되었습니다.제3의 행성은 심지어 의심받고 있습니다.
  • 해왕성과 같은 등급의 행성으로 질량이 0.22M인 CoRoT-8bJup;
  • 온대 행성이라는 별명을 얻은 최초의 행성, CoRoT-9b.목성 질량의 80%, 수성과 비슷한 궤도를 가진 이 행성은 태양계 내의 행성과 비슷한 것으로 알려진 최초의 통과 온대 행성입니다.발견 당시 이 행성은 HD80606 b에 이어 두 번째로 긴 주기를 가진 외계 행성이었습니다.
  • CoRoT-11b와 CoRoT-2b는 각각 반지름이 1.4, 1.5 R인Jup 팽창된 두 행성입니다.
  • CoRoT-15b, 궤도에 있는 진짜 갈색 왜성;
  • CoRoT-10b, CoRoT-16b, CoRoT-20b, CoRoT-23b, 이론적으로 이러한 작은 궤도에 대해 원형화에도 불구하고 편심 궤도에 있는 4개의 뜨거운 목성: 이것은 조석력에 의한 에너지 소산을 정량화하는 매개 변수인 Q에p 대한 명확한 제약입니다.
  • 작은 크기로 유명한 CoRoT-22b는 토성의 절반 이하의 질량을 가지고 있습니다.
  • CoRoT-24b와 c는 CoRoT에 의해 발견된 두 번째 행성계로, 0.10과 0.17M의Jup 두 개의 작은 행성을 가지고 있습니다.두 행성은 해왕성 크기이며, 같은 별 주위를 돌고 있으며 CoRoT에 의해 발견된 최초의 다중 통과 시스템을 나타냅니다.

발견된 외계 행성 목록

다음과 같은 통과 행성들이 미션에 의해 발표되었습니다.

연두색 행들은 이 행성이 쌍성계에 있는 별들 중 하나를 돌고 있다는 것을 나타냅니다.

별 콘스텔레이션 맞다
승천 		점괘 앱.
까칠까칠한 		거리 (ly) 스펙트럼
유형 		행성 덩어리
(MJ) 		반지름
(RJ) 		오비탈
기간을
(d) 		준장조
축.
(AU) 		오비탈
괴이한 일 		성향
(°) 		디스커버리
연도		 참조
CoRoT-1 외뿔소속 06h 48m 19s −03° 06′ 08″ 13.6 1,560 G0V b 1.03 1.49 1.5089557 0.0254 0 85.1 2007 [103]
CoRoT-2 아퀼라 19h 27m 07s +01° 23′ 02″ 12.57 930 G7V b 3.31 1.465 1.7429964 0.0281 0 87.84 2007 [104]
CoRoT-3 아퀼라 19h 28m 13.265s +00° 07′ 18.62″ 13.3 2,200 F3V b 21.66 1.01 4.25680 0.057 0 85.9 2008 [105]
CoRoT-4 외뿔소속 06h 48m 47s −00° 40′ 22″ 13.7 F0V b 0.72 1.19 9.20205 0.090 0 90 2008 [106]
CoRoT-5 외뿔소속 06h 45mm 07ss +00° 48′ 55″ 14 1,304 F9V b 0.459 1.28 4.0384 0.04947 0.09 85.83 2008 [107]
CoRoT-6 오피우쿠스 18h 44m 17.42s +06° 39′ 47.95″ 13.9 F5V b 3.3 1.16 8.89 0.0855 < 0.1 89.07 2009 [108]
CoRoT-7 외뿔소속 06h 43m 49.0s −01° 03′ 46.0″ 11.668 489 G9V b 0.0151 0.150 0.853585 0.0172 0 80.1 2009 [109]
CoRoT-8 아퀼라 19h 26m 21s +01° 25′ 36″ 14.8 1,239 K1V b 0.22 0.57 6.21229 0.063 0 88.4 2010 [110]
CoRoT-9 세르펜스 18h 43m 09s +06° 12′ 15″ 13.7 1,500 G3V b 0.84 1.05 95.2738 0.407 0.11 >89.9 2010 [111]
CoRoT-10 아퀼라 19h 24m 15s +00° 44 ′ 46″ 15.22 1,125 K1V b 2.75 0.97 13.2406 0.1055 0.53 88.55 2010 [112]
CoRoT-11 세르펜스 18h 42m 45s +05° 56′ 16″ 12.94 1,826 F6V b 2.33 1.43 2.99433 0.0436 0 83.17 2010 [113]
CoRoT-12 외뿔소속 06h 43m 04s −01° 17′ 47″ 15.52 3,750 지투브이 b 0.917 1.44 2.828042 0.04016 0.07 85.48 2010 [114]
CoRoT-13 외뿔소속 06h 50m 53s −05° 05′ 11″ 15.04 4,272 G0V b 1.308 0.885 4.03519 0.051 0 88.02 2010 [115]
CoRoT-14 외뿔소속 06h 53m 42s −05° 32′ 10″ 16.03 4,370 F9V b 7.58 1.09 1.51215 0.027 0 79.6 2010 [116]
CoRoT-16 스커텀 18h 34m 06s −06° 00′ 09″ 15.63 2,740 G5V b 0.535 1.17 5.3523 0.0618 0.33 85.01 2011 [117]
CoRoT-17 스커텀 18h 34m 47s −06° 36′ 44 ″ 15.46 3,001 지투브이 b 2.43 1.02 3.768125 0.0461 0 88.34 2011 [118]
CoRoT-18 외뿔소속 06h 32m 41s −00° 01′ 54″ 14.99 2,838 G9 b 3.47 1.31 1.9000693 0.0295 <0.08 86.5 2011 [119]
CoRoT-19 외뿔소속 06h 28m 08s −00° 01′ 01″ 14.78 2,510 F9V b 1.11 1.45 3.89713 0.0518 0.047 87.61 2011 [120]
CoRoT-20 외뿔소속 06h 30m 53s +00° 13′ 37″ 14.66 4,012 지투브이 b 4.24 0.84 9.24 0.0902 0.562 88.21 2011 [121]
CoRoT-21 외뿔소속 16 F8IV b 2.26 1.30 2.72474 0.0417 0 86.8 2,011 [122]
CoRoT-22 세르펜스 18h 42m 40s +06° 13′ 08″ 11.93 2,052 G0IV b < 0.15 0.52 9.7566 0.094 < 0.6 89.4 2011
CoRoT-23 세르펜스 18h 39m 08s +04° 21′ 28″ 15.63 1,956 G0V b 2.8 1.05 3.6314 0.0477 0.16 85.7 2011 [123]
CoRoT-24 외뿔소속 06h 47m 41s −03° 43′ 09″ 4,413 b < 0.1 0.236 5.1134 2011
c 0.173 0.38 11.749 2011
CoRoT-25 오피우쿠스 18h 42m 31.120s +06° 30′ 49.74″ 15.02 3,711 F9V b 0.27 1.08 4.86 0.0578 84.5 2011
CoRoT-26 오피우쿠스 18h 39m 00.0s +06° 58′ 12.00″ 15.76 5,446 G8IV b 0.5 1.26 4.204 0.0526 0 86.8 2012
CoRoT-27 세르펜스 18h 33m 59.00s +05° 32′ 18.32″ 15.77 4413 지투 b 10.39±0.55 1.01±0.04 3.58 0.048 <0.065 2013 [124][125]
CoRoT-28 오피우쿠스 18h 34m 45.0s +05° 34′ 26″ 13.47 1826 G8/9IV b 0.484±0.087 0.9550±0.0660
CoRoT-29 오피우쿠스 18h 35m 36.50s +06° 28′ 46.68″ 15.56 2,683 K0V b 0.84 0.90 2.85 0.039 <0.12 87.3 2015 [126]

[127]

[128]

CoRoT-30 오피우쿠스 18h 30m 24.28s +06° 50′ 09.36″ 15.65 3,461 G3V b 0.84 (± 0.34) 1.02 (± 0.08) 9.06005 (± 0.00024) 0.084 (± 0.001) 0.007 (+0.031 -0.007) 90.0 (± 0.56) 2017 [129]
CoRoT-31 외뿔소속 06h 19m 16.97s −04° 25′ 20.16″ 15.7 6,940 G2IV b 2.84 (± 0.22) 1.46 (± 0.3) 4.62941 (± 0.00075) 1.46 (± 0.3) 0.02 (+0.16 -0.02) 83.2 (± 2.3) 2017 [130]
CoRoT-32 외뿔소속 06h 40m 46.84s +09° 15′ 26.69″ 13.72 1,912 G0VI b 0.15±0.1 0.57±0.06 6.72

기타 발견

다음 표는 CoRoT에 의해 발견된 갈색왜성과 후속 프로그램에서 발견된 통과하지 않는 행성을 보여줍니다.

별 콘스텔레이션 맞다
승천 		점괘 앱.
까칠까칠한 		거리 (ly) 스펙트럼
유형 		물건 유형 덩어리
(MJ) 		반지름
(RJ) 		오비탈
기간을
(d) 		준장조
축.
(AU) 		오비탈
괴이한 일 		성향
(°) 		디스커버리
연도		 참조
CoRoT-7 외뿔소속 06h 43m 49.0s −01° 03′ 46.0″ 11.668 489 G9V c 행성 0.0264 – 3.69 0.046 0 – 2009 [131]
CoRoT-15 외뿔소속 06h 28m 27.82s +06° 11′ 10.47″ 16 4,140 F7V b 갈색왜성 63.3 1.12 3.06 0.045 0 86.7 2010 [132]

CoRoT가 발견한 외계 행성의 지구적 특성

반지름/질량 다이어그램에서 CoRoT 행성(빨간색 원) 분포.노란색 기호는 통과 방법에 의해 발견된 다른 행성들입니다.
CoRoT 행성(빨간색)과 통과 방법(노란색)으로 발견된 다른 행성의 행성 질량 함수로서 별의 질량을 나타낸 도표입니다.CoRoT 데이터의 선은 거대한 행성이 거대한 별 주위에서 발견된다는 추세를 나타냅니다.

모든 CoRoT 행성들은 적어도 70일 이상의 장기간에 걸쳐 발견되었습니다.탐지 팀은 매 주행마다 평균 200~300건의 주기적인 사건을 발견했는데, 이는 관찰된 별의 2~3%에 해당합니다.이 중 530개만이 후보 행성(은하 반중심 방향 223개, 중심 방향 307개)으로 선정되었습니다.그 중 30개만이 최종적으로 진정한 행성으로 밝혀졌습니다. 즉, 약 6%, 다른 경우는 일식 쌍성(46%) 또는 해결되지 않은 경우(48%).[133]

그림 D. 모든 CoRoT 행성 후보의 시간 및 통과 깊이(접객 A)샌터네).기호의 크기는 모항성의 겉보기 밝기를 나타냅니다(작은 의미는 희미합니다).

코로의 탐지 능력은 주기와 별의 밝기에 따라 모든 후보에 대해 측정된 통과 깊이를 보여주는 그림 D에 의해 설명됩니다. 실제로 짧은 기간(5일 미만) 동안 작은 행성(최대 1.5R)과 밝은 별을 탐지하는 능력이 더 뛰어납니다.

CoRoT 행성은 서로 다른 외계 행성 계열에서 발견되는 광범위한 특성과 특징을 포함합니다. 예를 들어, 그림에서 볼 수 있듯이, CoRoT 행성의 질량은 거의 4배의 크기 범위를 포함합니다.

행성의 질량 대 별의 질량(그림)을 추적해 보면, 다른 실험보다 낮은 산란을 가진 CoRoT 데이터 세트가 거대한 행성이 거대한 별 주위를 도는 경향이 있다는 것을 알 수 있으며, 이는 가장 일반적으로 받아들여지는 행성 형성 모델과 일치합니다.

참고 항목

참고문헌

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