Среди примечательных открытий — CoRoT-7b , обнаруженная в 2009 году и ставшая первой экзопланетой, в составе которой доминируют камни или металлы.
CoRoT был запущен в 14:28:00 UTC 27 декабря 2006 года на ракете «Союз-2.1б» [4] [5] [6], сообщив о первом свете 18 января 2007 года. [7] Впоследствии зонд начал собирать научные данные 2 февраля 2007 года. [8] CoRoT был первым космическим аппаратом, предназначенным для обнаружения транзитных экзопланет , открыв путь для более продвинутых зондов, таких как Kepler и TESS . Он обнаружил свою первую экзопланету, CoRoT-1b , в мае 2007 года [9] , всего через 3 месяца после начала наблюдений. Первоначально планировалось, что полеты миссии завершатся через 2,5 года после запуска [10], но операции были продлены до 2013 года. [11] 2 ноября 2012 года CoRoT потерпел компьютерный сбой, из-за которого стало невозможно получить какие-либо данные с его телескопа. [12] Попытки ремонта не увенчались успехом, поэтому 24 июня 2013 года было объявлено, что CoRoT выведен из эксплуатации и будет спущен на орбиту, чтобы сгореть в атмосфере. [13]
Обзор
Проектирование космических аппаратов
Оптическая конструкция CoRoT минимизировала рассеянный свет, исходящий от Земли, и обеспечивала поле зрения 2,7° на 3,05°. Оптический путь CoRoT состоял из внеосевого афокального телескопа диаметром 27 см (10,6 дюйма), размещенного в двухступенчатой непрозрачной перегородке, специально разработанной для блокировки солнечного света, отраженного Землей, и камеры, состоящей из диоптрического объектива и фокальной коробки . Внутри фокальной коробки находился массив из четырех ПЗС- детекторов, защищенных от излучения алюминиевым экраном толщиной 10 мм. Астросейсмологические ПЗС-матрицы расфокусированы на 760 мкм в направлении диоптрического объектива, чтобы избежать насыщения самых ярких звезд. Призма перед ПЗС-матрицами обнаружения планет дает небольшой спектр , предназначенный для более сильного рассеивания в синих длинах волн. [14]
Фокальная плоскость CoRoT с четырьмя полнокадровыми ПЗС-матрицами. Темная зона соответствует светочувствительной области. Две ПЗС-матрицы предназначены для программы экзопланет, а две другие — для программы астросейсмологии.
Четыре детектора ПЗС представляют собой ПЗС модели 4280, предоставленные E2V Technologies. Эти ПЗС представляют собой конструкции с кадровым переносом, утонченные, с задней подсветкой в матрице 2048 на 2048 пикселей. Каждый пиксель имеет размер 13,5 мкм × 13,5 мкм , что соответствует угловому размеру пикселя 2,32 угловых секунд. ПЗС охлаждаются до −40 °C (233,2 K; −40,0 °F). Эти детекторы расположены в квадратной схеме, по два на каждый, предназначенных для обнаружения планет и астросейсмологии . Выходной поток данных с ПЗС соединен в две цепи . Каждая цепь имеет одну ПЗС для обнаружения планет и одну ПЗС для астросейсмологии . Поле зрения для обнаружения планет составляет 3,5°. [14]
Спутник, построенный в Космическом центре Канн-Манделье , имел стартовую массу 630 кг, был 4,10 м в длину, 1,984 м в диаметре и питался от двух солнечных батарей. [10]
Проектирование миссии
Спутник наблюдал перпендикулярно своей орбитальной плоскости, что означало отсутствие затмений Земли , что позволяло вести непрерывное наблюдение в течение 150 дней. Эти сеансы наблюдения, называемые «Long Runs», позволяли обнаруживать меньшие и долгопериодические планеты. В течение оставшихся 30 дней между двумя основными периодами наблюдения CoRoT наблюдал другие участки неба в течение нескольких недель «Short Runs», чтобы проанализировать большее количество звезд для астросейсмической программы. После потери половины поля зрения из-за отказа блока обработки данных № 1 в марте 2009 года стратегия наблюдения была изменена на 3-месячные циклы наблюдения, чтобы оптимизировать количество наблюдаемых звезд и эффективность обнаружения.
Чтобы избежать попадания Солнца в поле зрения, в течение северного лета CoRoT наблюдался в области вокруг Serpens Cauda , в направлении Галактического центра , а в течение зимы он наблюдался в Единороге , в Галактическом антицентре . Оба этих «глаза» CoRoT были изучены в предварительных наблюдениях, проведенных между 1998 и 2005 годами, [15] что позволило создать базу данных , названную CoRoTsky, [16] с данными о звездах, расположенных в этих двух участках неба. Это позволило выбрать лучшие поля для наблюдения: программа исследования экзопланет требует мониторинга большого количества карликовых звезд и избегания гигантских звезд , для которых планетарные транзиты слишком малы, чтобы их можно было обнаружить. Астросейсмическая программа требовала звезд ярче 9-й величины и охватывала как можно больше различных типов звезд . Кроме того, для оптимизации наблюдений поля не должны были быть слишком редкими – меньше наблюдаемых целей – или слишком переполненными – слишком много перекрывающихся звезд. Во время миссии наблюдалось несколько полей: [17]
IRa01 , с 18 января 2007 г. по 3 апреля 2007 г. – наблюдалось 9879 звезд;
SRc01 , с 3 апреля 2007 г. по 9 мая 2007 г. – наблюдалось 6975 звезд;
LRc01 , с 9 мая 2007 г. по 15 октября 2007 г. – наблюдалось 11 408 звезд;
LRa01 , с 15 октября 2007 г. по 3 марта 2008 г. – наблюдалось 11 408 звезд;
SRa01 , с 3 марта 2008 г. по 31 марта 2008 г. – наблюдалось 8150 звезд;
LRc02 , с 31 марта 2008 г. по 8 сентября 2008 г. – наблюдалось 11 408 звезд;
SRc02 , с 8 сентября 2008 г. по 6 октября 2008 г. – наблюдалось 11 408 звезд;
SRa02 , с 6 октября 2008 г. по 12 ноября 2008 г. – наблюдалось 10 265 звезд;
LRa02 , с 12 ноября 2008 г. по 30 марта 2009 г. – наблюдалось 11 408 звезд;
LRc03 , с 30 марта 2009 г. по 2 июля 2009 г. – наблюдалось 5661 звезда;
LRc04 , с 2 июля 2009 г. по 30 сентября 2009 г. – наблюдалось 5716 звезд;
LRa03 , с 30 сентября 2009 г. по 1 марта 2010 г. – наблюдалось 5289 звезд;
SRa03 , с 1 марта 2010 года по 2 апреля 2010 года;
LRc05 , с 2 апреля 2010 г. по 5 июля 2010 г.;
LRc06 , с 5 июля 2010 г. по 27 сентября 2010 г.;
LRa04 , с 27 сентября 2010 г. по 16 декабря 2010 г.;
LRa05 , с 16 декабря 2010 г. по 5 апреля 2011 г.;
LRc07 , с 5 апреля 2011 г. по 30 июня 2011 г.;
SRc03 , с 1 июля 2011 г. по 5 июля 2011 г. – запуск для повторного наблюдения транзита CoRoT-9b ;
LRc08 , с 6 июля 2011 г. по 30 сентября 2011 г.;
SRa04 , с 30 сентября 2011 г. по 28 ноября 2011 г.;
SRa05 , с 29 ноября 2011 г. по 9 января 2012 г.;
LRa06 , с 10 января 2012 г. по 29 марта 2012 г. – запуск, посвященный повторному наблюдению CoRoT-7b ;
LRc09 , с 10 апреля 2012 г. по 5 июля 2012 г.;
LRc10 , с 6 июля 2012 г. по 1 ноября 2012 г. - прерван из-за фатальной аварии, которая привела к завершению миссии.
Космический аппарат следил за яркостью звезд с течением времени, ища небольшое затемнение, которое происходит через регулярные интервалы, когда планеты проходят мимо своей звезды-хозяина. В каждом поле CoRoT зарегистрировал яркость тысяч звезд в диапазоне звездной величины V от 11 до 16 для исследования экзопланет. Фактически, звездные цели ярче 11 переполняли детекторы ПЗС экзопланет, что давало неточные данные, в то время как звезды тусклее 16 не доставляют достаточно фотонов для обнаружения планет. CoRoT был достаточно чувствителен, чтобы обнаружить каменистые планеты с радиусом в два раза больше Земли, вращающиеся вокруг звезд ярче 14; [18] также ожидается, что он обнаружит новые газовые гиганты во всем диапазоне звездной величины. [19]
CoRoT также изучал астросейсмологию . Он может обнаруживать изменения светимости , связанные с акустическими пульсациями звезд. Это явление позволяет вычислить точную массу звезды, ее возраст и химический состав и поможет в сравнении Солнца с другими звездами. Для этой программы в каждом поле зрения была одна главная целевая звезда для астросейсмологии, а также до девяти других целей. Количество наблюдаемых целей сократилось вдвое после потери блока обработки данных № 1.
Миссия началась 27 декабря 2006 года, когда российская ракета «Союз 2-1б» вывела спутник на круговую полярную орбиту высотой 827 км. Первая научная наблюдательная кампания началась 3 февраля 2007 года. [20]
Стоимость миссии составила 170 миллионов евро , из которых 75% было оплачено французским космическим агентством CNES, а 25% внесли Австрия, Бельгия, Германия, Испания, Бразилия и Европейское космическое агентство (ЕКА). [21]
Разработка
Основным подрядчиком по строительству аппарата CoRoT был CNES, [22] которому были доставлены отдельные компоненты для сборки аппарата. Отсек оборудования CoRoT, в котором размещается электроника сбора и предварительной обработки данных, был построен лабораторией LESIA в Парижской обсерватории , и на его создание ушло 60 человеко-лет. [22] Проектирование и создание инструментов были выполнены Лабораторией пространственных исследований и астрофизических приборов (LESIA) Парижской обсерватории , Лабораторией астрофизики Марселя, Институтом пространственной астрофизики (IAS) из Орсе, Центром космических исследований Льежа (CSL) в Бельгии, IWF в Австрии, DLR (Берлин) в Германии и Департаментом поддержки исследований и науки ЕКА. 30-сантиметровый афокальный телескоп Corotel был реализован компанией Alcatel Alenia Space в Космическом центре Канн-Мандельё.
Потенциал
Перед началом миссии команда с осторожностью заявила, что CoRoT сможет обнаружить только планеты, в несколько раз больше Земли или больше, и что он не был специально разработан для обнаружения пригодных для жизни планет . Согласно пресс-релизу, объявляющему о первых результатах, инструменты CoRoT работают с более высокой точностью, чем прогнозировалось, и могут быть способны находить планеты размером с Землю с короткими орбитами вокруг небольших звезд. [9]
Метод транзита требует обнаружения по крайней мере двух транзитов, поэтому обнаруженные планеты в основном будут иметь орбитальный период менее 75 дней. Были найдены кандидаты, которые показывают только один транзит, но остается неопределенность относительно их точного орбитального периода.
Следует предположить, что CoRoT обнаруживает небольшой процент планет в пределах наблюдаемых звездных полей из-за низкого процента экзопланет, которые будут проходить транзитом с угла наблюдения Солнечной системы . Шансы увидеть планету, проходящую транзитом мимо своей звезды, обратно пропорциональны диаметру орбиты планеты, таким образом, обнаружение близких планет будет превосходить обнаружение внешних планет. Метод транзита также смещен в сторону больших планет, поскольку их глубинные транзиты легче обнаружить, чем мелкие затмения, вызванные планетами земной группы.
Отказ блока обработки данных № 1
8 марта 2009 года спутник потерял связь с блоком обработки данных № 1, обрабатывающим данные с одной из двух цепей фотодетекторов на космическом аппарате. Научные операции возобновились в начале апреля, блок обработки данных № 1 был отключен, а блок обработки данных № 2 работал в обычном режиме. Потеря цепи фотодетекторов № 1 привела к потере одной ПЗС , предназначенной для астросейсмологии , и одной ПЗС, предназначенной для обнаружения планет. Таким образом, поле зрения спутника сократилось на 50%, но без какого-либо ухудшения качества наблюдений. Потеря канала 1, по-видимому, является постоянной. [23]
Последующая программа
Скорость открытия транзитных планет диктуется необходимостью наземных последующих наблюдений, необходимых для проверки планетарной природы транзитных кандидатов. Обнаружения кандидатов были получены примерно для 2,3% всех целей CoRoT, но обнаружение периодических транзитных событий недостаточно для заявления об открытии планеты, поскольку несколько конфигураций могут имитировать транзитную планету, например, звездные двойные или затмевающая более слабая звезда очень близко к целевой звезде, свет которой, смешанный с кривой блеска, может воспроизводить транзитные события. Первый скрининг выполняется на кривых блеска, ища намеки на вторичные затмения или довольно V-образный транзит, указывающий на звездную природу транзитов. Для более ярких целей призма перед ПЗС экзопланет обеспечивает фотометрию в 3 разных цветах, что позволяет отклонить кандидатов на планеты, которые имеют разные глубины транзита в трех каналах, поведение, типичное для двойных звезд. Эти тесты позволяют отбросить 83% обнаружений кандидатов, [24] в то время как оставшиеся 17% проверяются с помощью фотометрического и лучевого контроля скорости с сети телескопов по всему миру. Фотометрические наблюдения, необходимые для исключения возможного загрязнения разбавленной затменной двойной в непосредственной близости от цели, [25] выполняются на нескольких инструментах класса 1 м, но также используются 2-метровый телескоп Таутенбург в Германии и 3,6-метровый CFHT/Megacam на Гавайях. Контроль лучевой скорости позволяет отбросить двойные или даже кратные звездные системы и, при наличии достаточного количества наблюдений, предоставить массу найденных экзопланет. Контроль лучевой скорости выполняется с помощью высокоточных спектрографов , а именно SOPHIE , HARPS и HIRES . [26] После того, как планетарная природа кандидата установлена, на звезде-хозяине выполняется спектроскопия высокого разрешения , чтобы точно определить звездные параметры, из которых могут быть получены дальнейшие характеристики экзопланеты. Такая работа выполняется с помощью телескопов с большой апертурой, таких как спектрограф UVES или HIRES .
Интересные транзитные планеты можно было бы дополнительно отслеживать с помощью инфракрасного космического телескопа Spitzer , чтобы получить независимое подтверждение на другой длине волны и, возможно, обнаружить отраженный свет от планеты или состав атмосферы. CoRoT-7b и CoRoT-9b уже наблюдались Spitzer .
Были опубликованы статьи, представляющие результаты последующих операций по поиску кандидатов в планеты в полях IRa01, [27] LRc01, [28] LRa01, [29] SRc01 [30] . В апреле 2019 года было опубликовано резюме результатов поиска экзопланет [31] , в котором было подтверждено 37 планет и коричневых карликов, а еще сто кандидатов в планеты еще предстоит проверить. Иногда тусклость целевой звезды или ее характеристики, такие как высокая скорость вращения или сильная звездная активность, не позволяют однозначно определить природу или массу кандидата в планеты.
Открытия
Астросейсмология и звездная физика
Звезды вибрируют в соответствии со многими различными режимами пульсации во многом таким же образом, как музыкальные инструменты издают различные звуки. Прослушивание воздуха на гитаре не оставляет никаких сомнений относительно природы инструмента, и опытный музыкант может даже определить материал и натяжение струн. Аналогично, режимы звездной пульсации характерны для глобальных звездных свойств и внутренних физических условий. Таким образом, анализ этих режимов является способом исследования звездных недр для определения химического состава звезды, профилей вращения и внутренних физических свойств, таких как температура и плотность. Астросейсмология - это наука, которая изучает режимы вибрации звезды. Каждый из этих режимов может быть математически представлен сферической гармоникой степени l и азимутального порядка m. Некоторые примеры представлены ниже с цветовой схемой, в которой синий (красный) обозначает сжимающийся (расширяющийся) материал. Амплитуды пульсации сильно преувеличены.
Применительно к Солнцу эта наука называется гелиосейсмологией и существует уже несколько десятилетий. Впервые было очень точно получено содержание гелия на поверхности Солнца, что определенно показало важность микроскопической диффузии в солнечной структуре. Анализы гелиосейсмологии также раскрыли профиль внутреннего вращения Солнца, точную протяженность конвективной оболочки и местоположение зоны ионизации гелия. Несмотря на огромные технические трудности, было заманчиво применить подобный анализ к звездам. С Земли это было возможно только для звезд, близких к Солнцу, таких как α Центавра, Процион, β Девы... Цель состоит в том, чтобы обнаружить чрезвычайно малые изменения света (до 1 ppm) и извлечь частоты, ответственные за эти колебания яркости. Это дает частотный спектр, типичный для исследуемой звезды. Периоды колебаний варьируются от нескольких минут до нескольких часов в зависимости от типа звезды и ее эволюционного состояния. Для достижения таких показателей требуются длительные периоды наблюдений без смены дня и ночи. Таким образом, космос является идеальной астросейсмической лабораторией. Раскрывая их микропеременность, измеряя их колебания на уровне ppm , CoRoT предоставил новое видение звезд, никогда ранее не достигнутое ни одним наземным наблюдением.
Карликовые и гигантские звезды, наблюдаемые CoRoT в полях sismo и exo, а также некоторые дополнительные звезды, наблюдаемые с Земли. Из работы членов команды CoRoT
В начале миссии две из четырех ПЗС-камер были назначены на астросейсмические наблюдения ярких звезд (видимая величина от 6 до 9) в так называемом сейсмическом поле , в то время как другие ПЗС-камеры были зарезервированы для поиска экзопланет в так называемом экзополе . Хотя и с более низким отношением сигнал/шум , интересная наука о звездах была также получена из данных канала экзопланет, где зонд регистрирует несколько тысяч кривых блеска из каждого наблюдаемого поля. Звездная активность, периоды вращения, эволюция звездных пятен , взаимодействия звезда-планета, множественные звездные системы являются приятными дополнениями в дополнение к основной астросейсмической программе. Это экзополе также оказалось неисчислимым богатством астросейсмических открытий. За первые шесть лет своей миссии CoRoT наблюдал около 150 ярких звезд в сейсмическом поле и более 150 000 слабых звезд в экзополе . На рисунке показано, где на диаграмме Герцшпрунга–Рассела расположено большинство из них, а также некоторые другие, наблюдаемые с Земли.
Открытия были многочисленны, [32] включая первое обнаружение солнечноподобных колебаний в звездах, отличных от Солнца, [33] первое обнаружение нерадиальных колебаний в красных гигантских звездах, [34] обнаружение солнечноподобных колебаний в массивных звездах, [35] [36] открытие сотен частот в звездах δ Scuti , [37] впечатляющая временная эволюция спектра частот звезды Be (эмиссионные линии B) во время вспышки, [38] первое обнаружение отклонения от постоянного интервала периодов в гравитационных модах в звезде SPB (медленно пульсирующей B). [39] Интерпретация этих результатов открыла новые горизонты в видении человечеством звезд и галактик. В октябре 2009 года миссия CoRoT стала предметом специального выпуска Astronomy and Astrophysics , посвященного ранним результатам зонда. [40] Ниже приведены некоторые примеры прорывного вклада в звездную астрофизику, основанные на данных CoRoT:
Расширение химически смешанной зоны в звездах главной последовательности
Выше конвективного ядра, где смешивание химических веществ происходит мгновенно и эффективно, некоторые слои могут быть затронуты частичным или полным смешением во время фазы главной последовательности эволюции. Однако масштаб этой дополнительной смешанной зоны , а также эффективность смешивания трудно оценить. Это дополнительное смешивание имеет очень важные последствия, поскольку оно включает в себя более длительные временные масштабы для фаз ядерного горения и может, в частности, повлиять на значение звездной массы при переходе между теми звездами, которые заканчивают свою жизнь как белые карлики , и теми, которые сталкиваются с финальным взрывом сверхновой. Влияние на химическую эволюцию галактики очевидно. Физические причины этого дополнительного смешивания различны: либо смешивание, вызванное внутренним вращением, либо смешивание, вызванное конвективными пузырьками, пересекающими границу конвективного ядра, чтобы попасть в лучистую зону, где они в конечном итоге теряют свою идентичность (перелет), или даже некоторые другие плохо известные процессы.
Звезды солнечного типа: Звезда солнечного типа HD 49933 является иллюстрацией этой проблемы дополнительного смешивания. [41] Ее конвективная оболочка ответственна за наличие колебаний солнечного типа . Сравнение наблюдаемого частотного спектра с полученным из теоретических моделей 1,19 M ʘ, вычисленных с дополнительным смешиванием и без него, явно исключает модель без дополнительного смешивания.
Звезды субгиганта: Такое дополнительное смешивание также влияет на структуру более развитых звезд субгиганта , поскольку увеличивается расширение массы гелиевого ядра, образованного во время сгорания водорода в ядре. Звезда субгиганта HD 49385 с массой 1,3 M ʘ была подвергнута тщательному изучению CoRoT, и хотя результаты не полностью окончательны, были введены новые ограничения для моделирования таких звезд. [42]
Звезды SPB: Более массивные звезды SPB (медленно пульсирующие B) показывают частотный спектр, в котором доминируют гравитационные моды высокого порядка, возбуждаемые механизмом κ, работающим в слоях, где ионизация элементов группы железа создает пик непрозрачности. В таких звездах конвективное ядро окружено областью переменного химического состава, так называемой областью μ-градиента, оставленной постепенным удалением конвективного ядра по мере того, как водород превращается в гелий. Эта область довольно тонкая и представляет собой область резкого перехода, которая вызывает очень тонкую сигнатуру в частотном спектре гравитационных мод. Вместо постоянного интервала периода, обнаруженного в однородной звездной модели, в моделях, затронутых областью резкого перехода, ожидаются периодические отклонения от этого постоянного значения. Более того, период отклонений напрямую связан с точным местоположением резкого перехода. [43] Это явление было обнаружено у двух гибридных звезд B (показывающих одновременно акустические моды β Цефея и гравитационные моды SPB): (1) HD 50230 [39] , где при моделировании явно требуется дополнительное смешивание с несколько сглаженной формой, и (2) HD 43317. [44]
Структура поверхностных слоев звезд
Переходные слои в оболочках звезд: Переходные слои, такие как область ионизации гелия или нижняя граница конвективной оболочки в звездах малой массы и красных гигантах, также влияют на частотные спектры. В структуре, лишенной таких разрывов, акустические моды высокого порядка подчиняются некоторым закономерностям в своем распределении частот (большое разделение частот, вторая разность...). Переходные зоны вносят периодические отклонения относительно этих закономерностей, и периоды отклонений напрямую связаны с точным местоположением переходных зон. Эти отклонения были предсказаны теорией и впервые наблюдались на Солнце. [45] Благодаря CoRoT они также были обнаружены в звезде солнечного типа HD 49933 [46] и также в красной гигантской звезде HD 181907. [47] В обоих случаях местоположение зоны ионизации гелия удалось точно определить.
Амплитуды и ширина линий в спектрах колебаний, подобных солнечным: одним из главных успехов космической миссии CoRoT, безусловно, стало обнаружение колебаний, подобных солнечным, в звездах, которые немного горячее Солнца. [33] Как и ранее для Солнца, измерения амплитуд и ширины линий в их частотных спектрах привели к новым ограничениям в моделировании стохастических возбуждений акустических мод турбулентной конвекцией. Частотный спектр HD 49933 [48] был сопоставлен со стохастической моделью возбуждения, разработанной Самади и др. [49] [50] За исключением высоких частот, хорошего согласия можно достичь, приняв металличность в десять раз меньше солнечной металличности. С солнечным значением, наоборот, расхождения в амплитудах могут достигать фактора 2 на низких частотах.
Грануляция: Наличие грануляции было обнаружено в частотном спектре HD 49933. Анализы были выполнены с использованием трехмерной гидродинамической модели атмосферы, рассчитанной при солнечной и в десять раз меньшей металличности, чем солнечная. [51] Здесь снова модель с самой низкой металличностью оказывается ближе к наблюдениям, хотя значительные разногласия все еще остаются.
Красные гиганты и химическая эволюция этой галактики
После истощения водорода в ядре общая структура звезды радикально меняется. Теперь горение водорода происходит в узкой оболочке, окружающей недавно переработанное гелиевое ядро. В то время как гелиевое ядро быстро сжимается и нагревается, слои над оболочкой, в которой горит водород, претерпевают значительное расширение и охлаждение. Звезда становится красным гигантом , радиус и светимость которого со временем увеличиваются. Теперь эти звезды расположены на так называемой ветви красных гигантов диаграммы Герцшпрунга-Рассела ; их обычно называют звездами RGB . Как только их центральная температура достигает 100· 106 К, в ядре начинает гореть гелий. Для звездных масс менее 2 M ʘ это новое горение происходит в сильно вырожденной материи и протекает через гелиевую вспышку . Перестройка, следующая за вспышкой, приводит красный гигант к так называемому красному сгустку (RC) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.
Гистограммы популяции синтетических красных гигантов (красный) и популяции красных гигантов CoRoT (оранжевый). Андреа Мильо и соавторы3D-карта этой галактики по сейсмическим данным красных гигантов, наблюдаемых CoRoT. От Андреа Мильо и соавторов
Будь то RGB или RC, все эти звезды имеют протяженную конвективную оболочку, благоприятную для возбуждения солнечных колебаний. Главным успехом CoRoT стало открытие радиальных и долгоживущих нерадиальных колебаний в тысячах красных гигантов в экзополе. [34] Для каждого из них можно было измерить частоту при максимальной мощности ν max в частотном спектре, а также большое частотное разделение между последовательными модами Δν, [52] [53] определяя своего рода индивидуальный сейсмический паспорт.
Популяция красных гигантов в этой галактике: Вводя эти сейсмические сигнатуры вместе с оценкой эффективной температуры в законы масштабирования, связывающие их с глобальными звездными свойствами, [54] можно оценить гравитацию (сейсмическую гравитацию), массу и радиусы, а также сразу же получить светимости и расстояния для этих тысяч красных гигантов. Затем можно было нарисовать гистограммы , и при сравнении этих гистограмм CoRoT с теоретическими, полученными из теоретических синтетических популяций красных гигантов в этой галактике, получился совершенно неожиданный и впечатляющий результат. Такие теоретические популяции были вычислены из моделей звездной эволюции с принятием различных гипотез для описания последовательных поколений звезд по ходу временной эволюции этой галактики. [55] Андреа Мильо и его коллеги заметили, что оба типа гистограмм были точными копиями друг друга, [56] как можно увидеть на изображении гистограмм. Более того, добавив знания о расстояниях этих тысяч звезд к их галактическим координатам, была нарисована трехмерная карта этой галактики. Это проиллюстрировано на рисунке, где разные цвета относятся к разным запускам CoRoT и к наблюдениям Kepler (зеленые точки).
Соотношение возраста и металличности в этой галактике: возраст красного гиганта тесно связан с его прошлым временем жизни на главной последовательности, которое, в свою очередь, определяется его массой и металличностью. Знание массы красного гиганта равнозначно знанию его возраста. Если известна металличность, неопределенность возраста не превышает 15%! Такие наблюдательные миссии, как APOGEE (Apache Point Observatoty Galactic Evolution Environment), целью которых является измерение металличности 100 000 красных гигантов в этой галактике, GALAH (Galactic Archaeology with HERMES) и GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) , конечно, могли бы извлечь большую пользу из этих сейсмических гравитаций с конечным результатом установления соотношения возраста и металличности в этой галактике. Астросейсмология переступила порог структуры и химической эволюции этой галактики. [57]
Сейсмические сигнатуры и расширение смешанных зон во время горения центрального водорода и гелия: еще большее усиление при анализе частотных спектров CoRoT [58] и Kepler [59] красных гигантов принесло новые важные открытия. Небольшие и тонкие различия в сейсмических сигнатурах позволяют нам отличать звезды RGB от звезд RC, несмотря на их схожую светимость. Теперь это теоретически подтверждено благодаря сложному моделированию красных гигантов. [60] Ожидается, что интервалы между периодами гравитационно-доминируемых мод будут особенно значимыми. Их обнаружение для большого количества красных гигантов может дать нам ключи к установлению протяженности сверхсмешанной области над конвективным ядром во время горения водорода в ядре, а также протяженности сверхсмешанной области во время горения гелия в ядре, причем оба процесса смешивания априори совершенно не связаны. [61]
Массивные звезды
Массивные переменные звезды главной последовательности имеют частотные спектры, в которых доминируют акустические моды, возбуждаемые механизмом κ, работающим в слоях, где частичная ионизация элементов группы железа создает пик непрозрачности. Кроме того, самые продвинутые из этих звезд представляют смешанные моды, т. е. моды с g-характером в глубоких слоях и p-характером в оболочке. Горение водорода происходит в конвективном ядре, окруженном областью переменного химического состава и оболочкой, в основном излучающей, за исключением крошечных конвективных слоев, связанных с частичной ионизацией гелия и/или элементов группы железа. Как и в звездах с меньшей массой, протяженность полностью или частично смешанной области, расположенной чуть выше конвективного ядра (внешняя смешанная зона), является одной из основных неопределенностей, влияющих на теоретическое моделирование.
Звезды β Цефея: Сейсмический анализ звезд β Цефея показывает, что не очевидно, что можно получить однозначную протяженность этой экстра-смешанной зоны. [62] Для моделирования θ Змееносца, по-видимому, требуется довольно большая протяженность [63], в то время как для HD 129929, [64] [65] для β Большого Пса , [66] для δ Кита , [67] и для 12 Ящерицы предпочтительнее гораздо меньшая протяженность . [68] [69] Эта экстра-смешанная зона может даже отсутствовать в структуре V1449 Aquilae (HD 180642) [70] и ν Эридана . [71] [72] Было бы чрезвычайно интересно установить связь между протяженностью этой зоны и скоростью вращения и/или магнитным полем звезды. Сейсмический анализ V2052 Ophiuchi [73] показывает, что эта звезда, хотя и быстро вращается, что благоприятствует дополнительному перемешиванию, может быть лишена такой области. Магнитное поле, обнаруженное в этой звезде, может быть причиной этого отсутствия дополнительного перемешивания.
Be-звезды: Звезды позднего типа Be HD 181231 и HD 175869 вращаются очень быстро, примерно в 20 раз быстрее Солнца. Их сейсмический анализ, по-видимому, требует наличия центральной смешанной зоны примерно на 20% больше, чем ожидается только от конвекции. [74] Другая Be-звезда, HD 49330, преподнесла очень захватывающий сюрприз. Наблюдаемая CoRoT во время выброса материи в сторону ее околозвездного диска, что типично для таких звезд, ее частотный спектр претерпел радикальные изменения. Сначала в спектре доминировали акустические моды, в нем наблюдалось появление гравитационных мод с амплитудами, строго соответствующими выбросу. [75] Такая связь между природой возбужденных мод и динамическим явлением, конечно, является золотой жилой в поисках внутренней структуры Be-звезд.
Звезды O: CoRoT наблюдал множество звезд O. Среди них HD 46150 и HD 46223 (члены галактического скопления NGC 2264), а также HD 46966 (член ассоциации OB Mon OB2), по-видимому, не пульсируют, что согласуется со звездным моделированием звезд с похожими глобальными параметрами. [76] Частотный спектр звезды Пласкетта HD 47129, напротив, показывает пик с шестью гармониками в диапазоне частот, ожидаемом из теоретического моделирования. [77]
Другим неожиданным открытием CoRoT стало наличие солнечных колебаний в массивных звездах. Небольшая конвективная оболочка, связанная с пиком непрозрачности, возникающим в результате ионизации элементов группы железа при температуре около 200 000 К (пик непрозрачности железа), действительно может быть ответственна за стохастическое возбуждение акустических мод, подобных тем, которые наблюдаются на Солнце.
Частота против времени для солнечного режима (вверху) и бета-режима Цефея (внизу) в Химере. От Кевина Белкасема, Фредерика Бодена и соавторов
V1449 Aquilae (HD 180642): Эта цель CoRoT — звезда β Cephei, частотный спектр которой показывает высокочастотные и очень малоамплитудные акустические моды. Тщательный анализ показал, что это были солнечные колебания, возбуждаемые турбулентными пузырьками, возникающими из этой конвективной зоны пика непрозрачности железа или даже из конвективного ядра. [35] Это действительно крупное открытие, поскольку впервые пульсации, возбуждаемые механизмом κ, действующим в зоне пика непрозрачности железа, присутствовали бок о бок в одной и той же звезде с пульсациями, стохастически возбуждаемыми этой же зоной. Вот почему Кевин Белкасем, главный открыватель этих солнечных колебаний в V1449 Aquilae, добавил новое свидетельство о крещении к этой звезде β Cephei и назвал ее Химерой . Рисунок иллюстрирует поведение частоты в зависимости от времени для двух мод в спектре частот Химеры, солнечной моды (вверху) и моды β Цефея (внизу). Стохастическая природа солнечной моды проявляется в нестабильности ее частоты с течением времени и в разбросе частоты на несколько мкГц. Контраст со стабильностью частоты и узким диапазоном частот моды β Цефея разителен.
HD 46149: Позднее колебания, подобные солнечным, были обнаружены даже у более массивной звезды класса О, входящей в двойную систему HD 46149. [36] Ограничения, вытекающие из двойного характера системы, в сочетании с сейсмическими ограничениями привели к определению орбитальных параметров системы, а также глобальных свойств ее членов.
Рассеянное скопление NGC 2264
В течение 23-дневного наблюдательного цикла в марте 2008 года CoRoT наблюдал 636 членов молодого рассеянного скопления NGC 2264. Так называемое скопление рождественской елки расположено в созвездии Единорога относительно близко к нам на расстоянии около 1800 световых лет. Его возраст оценивается в пределах от 3 до 8 миллионов лет. В столь молодом возрасте скопление является идеальной целью для исследования множества различных научных вопросов, связанных с образованием звезд и ранней звездной эволюцией. Данные CoRoT о звездах в NGC 2264 позволяют нам изучать взаимодействие недавно образованных звезд с окружающей их материей, вращение и активность членов скопления, а также их распределение, внутренности молодых звезд с помощью астросейсмологии, а также планетарные и звездные затмения.
Рождение звезд и детство звезд в основном остаются скрытыми от нас в оптическом свете, поскольку ранние звезды глубоко погружены в плотное молекулярное облако, из которого они рождаются. Наблюдения в инфракрасном или рентгеновском диапазоне позволяют нам заглянуть глубже в облако и узнать больше об этих самых ранних фазах звездной эволюции. Поэтому в декабре 2011 года и январе 2012 года CoRoT был частью большой международной наблюдательной кампании, в которой участвовали четыре космических телескопа и несколько наземных обсерваторий. Все инструменты наблюдали около 4000 звезд в молодом скоплении NGC 2264 одновременно в течение примерно одного месяца на разных длинах волн. Канадская космическая миссия MOST нацелилась на самые яркие звезды в скоплении в оптическом свете, в то время как CoRoT наблюдал более слабые члены. MOST и CoRoT непрерывно наблюдали NGC 2264 в течение 39 дней. [78] Спутники НАСА Spitzer и Chandra одновременно измеряли звезды в инфракрасном (в течение 30 дней) и рентгеновском диапазонах (в течение 300 килосекунд). Наземные наблюдения также проводились в то же время, например, с помощью ESO Very Large Telescope в Чили, Канадско-французско-гавайского телескопа на Гавайях, обсерватории Макдональда в Техасе или обсерватории Калар-Альто в Испании.
Наблюдения CoRoT привели к открытию около дюжины пульсирующих звезд δ Scuti до главной последовательности (PMS) и подтверждению существования пульсаций γ Doradus в звездах PMS. [79] Также было подтверждено наличие гибридных пульсаций δ Scuti/γ Doradus у членов NGC 2264. Наблюдения CoRoT также включали хорошо известные пульсаторы до главной последовательности, V 588 Mon и V 589 Mon, которые были первыми обнаруженными членами этой группы звезд. Точность, достигнутая в кривых блеска CoRoT, также выявила важную роль грануляции в звездах до главной последовательности. [80]
Исследование звезд типа T Тельца и их взаимодействия с околозвездным веществом с использованием данных CoRoT выявило существование нового класса объектов типа AA Тельца . [81] До наблюдений CoRoT было известно, что звезды типа T Тельца либо демонстрируют синусоидальные изменения блеска, вызванные пятнами на поверхности звезды, либо полностью нерегулярную изменчивость, вызванную газопылевыми дисками, окружающими молодые звезды. Объекты типа AA Тельца показывают периодически возникающие минимумы, которые различаются по глубине и ширине, поэтому являются полурегулярными переменными. С помощью наблюдений CoRoT этот класс объектов удалось установить. [82] Захватывающие идеи о самых ранних фазах звездной эволюции также получены из сравнения изменчивости, присутствующей в оптическом свете, с изменчивостью в инфракрасном и рентгеновском режимах.
Двоичные системы
CoRoT наблюдал большое количество двойных систем с нерадиально пульсирующими членами. [83] Некоторые из них, которые были затменными двойными с членами типа γ Doradus , были обнаружены во время запусков CoRoT. [84] Явление затмения играет ключевую роль, поскольку глобальные параметры могут следовать немедленно, привнося бесценные ограничения, в дополнение к сейсмическим, в звездное моделирование.
AU Monocerotis : эта полуразделенная двойная система содержит звезду Be, взаимодействующую со своей звездой-компаньоном G. Ее наблюдение с помощью CoRoT дало чрезвычайно высококачественную кривую блеска. Затем глобальные параметры могли быть улучшены, и были получены новые эфемериды для орбитального движения, а также для другой долговременной вариации. Эта долговременная вариация, по-видимому, возникает из-за периодического ослабления света околозвездной пылью. [85]Кривая блеска HD 174884. Верхняя панель показывает полную кривую блеска. Вторая панель — увеличенное изображение, на котором видны крошечные вторичные минимумы (их глубина составляет 1% от более глубокого минимума). Третья панель показывает проекцию на плоскость неба (т.е. как мы видим систему) в разных фазах. От Карлы Мацерони и команды CoRoT binary
HD 174884 : Приливно-индуцированные пульсации были обнаружены в двойной системе HD 174884 с высоким эксцентриситетом (e=0,29) и коротким периодом, состоящей из двух звезд B. [86] Верхняя панель рисунка показывает полную кривую блеска системы. На второй панели видны крошечные вторичные затмения с глубиной около 1% от глубины первичного затмения. На самом деле система образована звездами схожей массы, размера и температуры. Если бы орбита была круговой, затмения были бы схожими по глубине. Однако орбита сильно эксцентрична, и ее ориентация в пространстве по отношению к нам такова, что вторичное затмение происходит, когда звезды находятся на большем расстоянии, чем при первичном затмении. Третья панель рисунка показывает проекцию на плоскость неба (т. е. систему, какой мы ее видим) в различных орбитальных фазах.
CoRoT 102918586 (псевдоним CoRoT Sol 1 ): Относительно яркая затменная система CoRoT 102918586 представляет собой двухлинейную спектроскопическую двойную, наблюдаемую CoRoT, которая выявила явные свидетельства пульсаций типа γ Doradus. В дополнение к фотометрии CoRoT было проведено спектроскопическое наблюдение, которое дало кривые лучевых скоростей, эффективные температуры компонентов, металличность и проецируемые скорости вращения на луч зрения. Анализ кривой блеска затменной двойной системы в сочетании со спектроскопическими результатами предоставил физические параметры системы с точностью 1–2%, в то время как сравнение с эволюционными моделями привело к ограничениям на возраст системы. После вычитания наиболее подходящей модели затменной двойной системы остатки были проанализированы для определения свойств пульсации. Первичная звезда пульсирует с типичными частотами γ Dor и демонстрирует интервал периодов, соответствующий g-модам высокого порядка степени l=1.
HR 6902 : Двойная система HR 6902 , содержащая красный гигант и звезду B, наблюдалась CoRoT в течение двух запусков, что позволило нам полностью охватить как первичное, так и вторичное затмения. Эта система в настоящее время анализируется с конечной целью введения новых ограничений на внутреннюю структуру красного гиганта в частности. [87]
Двойная система с малой массой : одна из двойных систем, наблюдаемых CoRoT, представляет особый интерес, поскольку менее массивный компонент представляет собой позднюю звезду M с массой 0,23 M ⊙ и предполагаемой эффективной температурой около 3000 К. [88] Первичный компонент представляет собой звезду MS с массой 1,5 M ⊙ .
Эффект луча в двойной системе : двойная система, наблюдаемая CoRoT, показала изменения вне затмений, которые были интерпретированы как эффект луча (также называемый усилением Доплера). Этот эффект возникает из-за изменения яркости источника, приближающегося или удаляющегося от наблюдателя, с амплитудой, пропорциональной лучевой скорости, деленной на скорость света. [89] Периодическое изменение скорости вращающейся звезды, таким образом, вызовет периодическое изменение луча в кривой блеска. Такой эффект может подтвердить бинарную природу системы даже без каких-либо обнаруживаемых затмений или транзитов. Одним из главных преимуществ эффекта луча является возможность определения лучевой скорости непосредственно из кривой блеска, но требуются очень разные светимости двойных компонентов, и единая кривая лучевой скорости может быть получена только как в двойной системе SB1. Изменения вне затмений были смоделированы с помощью алгоритма BEER (Beaming Ellipsoidal Reflection). [90]
Для поиска дополнительных солнечных планет CoRoT использует метод обнаружения транзитов. Первичный транзит — это затмение части света от звезды, когда небесный объект, такой как планета, проходит между звездой и наблюдателем. Его обнаружение стало возможным благодаря чувствительности ПЗС к очень малым изменениям светового потока. Corot способен обнаруживать изменения яркости около 1/10 000. Таким образом, ученые могут надеяться найти планеты размером примерно в 2 раза больше Земли с помощью этого метода, класс планет, называемых Суперземлями; обнаружение Corot-7b, радиус которого в 1,7 раза больше радиуса Земли, показало, что эти прогнозы были верны. CoRoT делает экспозицию длительностью 32 секунды, каждые 32 секунды, но изображение не полностью передается на Землю, поскольку поток данных был бы слишком большим. Бортовой компьютер выполняет важную работу по обработке данных: поле вокруг каждой целевой звезды, предварительно выбранное командой по экзопланетам, определяется на определенном количестве пикселей, описанных определенной маской, затем выполняется сумма всех пикселей в пределах маски и добавляется несколько экспозиций (обычно 16, что составляет время интеграции около 8 минут) перед отправкой этой информации на Землю. Для некоторых звезд, считающихся особенно интересными, данные каждой экспозиции передаются каждые 32 секунды. Такая выборка в 32 с или 512 с хорошо подходит для обнаружения планетарного транзита, который длится от чуть менее часа до нескольких часов. Особенностью этого метода является то, что он требует обнаружения по крайней мере трех последовательных транзитов, разделенных двумя равными временными интервалами, прежде чем можно будет рассматривать цель как серьезного кандидата. Планета с орбитальным периодом T должна, по крайней мере, наблюдаться в течение временного интервала между 2 T и 3 T, чтобы иметь шанс обнаружить три транзита. Расстояние от планеты до звезды (которое характеризуется большой полуосью эллиптической орбиты) связано с ее орбитальным периодом по второму закону Кеплера/Ньютона a 3 = T 2 M звезда , используя соответственно в качестве единиц для a , M и T: расстояние от Земли до Солнца (150 млн км), масса Солнца, период обращения Земли (1 год); это означает, что если время наблюдения меньше года, например, то орбиты обнаруживаемых планет будут значительно меньше, чем у Земли. Так, для CoRoT, из-за максимальной продолжительности наблюдения в 6 месяцев для каждого звездного поля, могут быть обнаружены только планеты, находящиеся ближе к своим звездам, чем на 0,3 астрономических единицы (меньше расстояния между Солнцем и Меркурием), поэтому, как правило, не в так называемой обитаемой зоне. Миссия Kepler (NASA) непрерывно наблюдала за одним и тем же полем в течение многих лет и, таким образом, имела возможность обнаруживать планеты размером с Землю, расположенные дальше от своих звезд.
Умеренное количество экзопланет, открытых CoRoT (34 за 6 лет работы), объясняется тем, что подтверждение должно быть обязательно предоставлено наземными телескопами, прежде чем будет сделано какое-либо объявление. Действительно, в подавляющем большинстве случаев обнаружение нескольких транзитов означает не обнаружение планеты, а обнаружение двойной звездной системы, либо такой, которая соответствует скользящему покрытию звезды другой, либо что система находится достаточно близко к яркой звезде (цель CoRoT), и эффект транзита разбавляется светом этой звезды; в обоих случаях уменьшение яркости достаточно мало, чтобы быть совместимым с таковым при прохождении планеты перед звездным диском. Чтобы исключить эти случаи, проводятся наблюдения с Земли двумя методами: спектроскопией лучевых скоростей и фотометрией изображений с помощью ПЗС-камеры. В первом случае масса двойных звезд обнаруживается немедленно, а во втором случае можно ожидать идентификации в поле двойной системы вблизи целевой звезды, ответственной за оповещение: относительное снижение яркости будет больше, чем увиденное CoRoT, который добавляет весь свет в маску, определяющую поле измерения. В результате команда по изучению экзопланет CoRoT решила публиковать только подтвержденные и полностью охарактеризованные планеты, а не простые списки кандидатов. Эта стратегия, отличная от той, которую придерживается миссия Kepler , где кандидаты регулярно обновляются и становятся доступными для общественности, довольно длительна. С другой стороны, этот подход также увеличивает научную отдачу миссии, поскольку набор опубликованных открытий CoRoT представляет собой некоторые из лучших исследований экзопланет, проведенных до сих пор.
В мае 2008 года ЕКА объявило о двух новых экзопланетах размером с Юпитер , CoRoT-4b и CoRoT-5b , а также о неизвестном массивном небесном объекте, CoRoT-3b .
В феврале 2009 года во время Первого симпозиума CoRoT было объявлено о суперземле CoRoT-7b , которая на тот момент была самой маленькой экзопланетой, диаметр которой был подтвержден, в 1,58 диаметра Земли. На симпозиуме также было объявлено об открытии второй нетранзиторной планеты в той же системе, CoRoT-7c , и нового горячего юпитера, CoRoT-6b .
В марте 2010 года был анонсирован CoRoT-9b . Это долгопериодическая планета (95,3 дня) на орбите, близкой к орбите Меркурия. [94]
В июне 2010 года команда CoRoT объявила [95] о шести новых планетах: CoRoT-8b , CoRoT-10b , CoRoT-11b , CoRoT-12b , CoRoT-13b , CoRoT-14b и коричневом карлике CoRoT -15b . [96] Все объявленные планеты имеют размер Юпитера, за исключением CoRoT-8b , который, по-видимому, находится где-то между Сатурном и Нептуном . Зонд также смог предварительно обнаружить отраженный свет на оптических длинах волн HD46375 b , нетранзиторной планеты. [97]
По состоянию на ноябрь 2011 года около 600 дополнительных кандидатов на экзопланеты проверяются на предмет подтверждения. [99]
Основные результаты
Среди экзопланет, обнаруженных CoRoT, можно выделить подгруппу с наиболее оригинальными особенностями:
CoRot-1b, первая планета, обнаруженная CoRoT, является горячим Юпитером. Дальнейший анализ показал, что CoRoT-1b стала первой экзопланетой, у которой было обнаружено вторичное затмение в оптическом диапазоне [100] благодаря высокоточной кривой блеска, полученной с помощью CoRoT.
CoRoT-3b, с массой 22 M Jup , по-видимому, является «чем-то средним между коричневым карликом и планетой». Согласно определению планеты, предложенному владельцами базы данных exoplanet.eu [101] три года спустя, CoRoT-3b , будучи менее массивным, чем 25 масс Юпитера, классифицируется как экзопланета. В статье от августа 2010 года CoRoT обнаружил эллипсоидальные и релятивистские эффекты излучения в кривой блеска CoRoT-3 . [102]
CoRot-7b с радиусом 1,7 R Земли и массой 7,3 M Земли была первой подтверждённой каменистой планетой с плотностью и составом, близкими к земным.Художественное представление CoRoT-7b, первой каменистой Суперземли, когда-либо обнаруженной благодаря хорошей оценке ее размера и массы, а следовательно, и плотности. На изображении показан океан лавы, который должен существовать на полушарии, обращенном к звезде. Автор: Фабьен КаталаноЕе орбитальный период (т. е. ее местный год) очень короток, так как он длится всего 20,5 ч; поскольку планета находится очень близко к своей звезде (почти солнечного типа звезда), ее орбита составляет всего 6 звездных радиусов. Поскольку планета должна находиться в синхронном вращении со своим орбитальным движением из-за огромных приливных сил, которым она подвергается, она всегда представляет одно и то же полушарие к звезде: как следствие, два полушария, освещенное и темное, демонстрируют экстремальный контраст температур (2200 К против 50 К), и огромный океан лавы должен занимать большую часть горячей стороны. Континент из воды и льдов диоксида азота, вероятно, занимает темную сторону. CoRoT-7b также был первым случаем системы, обнаруженной CoRoT, с двумя суперземлями, одна из которых находится в транзите, а другая нет; измерения лучевой скорости действительно привели к открытию CoRoT-7c, планеты с массой 8,4 M Земли и периодом 3,79 дня. Есть даже подозрения, что существует третья планета.
CoRoT-8b, планета того же класса, что и Нептун, с массой 0,22 M Jup ;
CoRoT-9b, первая планета, получившая прозвище планеты умеренного климата. С массой 80% от массы Юпитера и орбитой, похожей на орбиту Меркурия , это первая транзитная умеренная планета, которая, как известно, похожа на планеты Солнечной системы. На момент открытия это была вторая по длительности периода экзопланета, найденная в транзите, после HD80606 b .
CoRoT-11b и CoRoT-2b, две раздутые планеты, с радиусом 1,4 и 1,5 R Jup соответственно: теория пока не предоставляет непротиворечивой модели для таких объектов;
CoRoT-15b, настоящий коричневый карлик на орбите;
CoRoT-10b, CoRoT-16b, CoRoT-20b, CoRoT-23b — четыре горячих юпитера, которые находятся на эксцентричных орбитах, несмотря на то, что для таких малых орбит теоретически предсказана циркуляризация: это явное ограничение на Q p , параметр, который количественно определяет рассеяние энергии приливными силами;
CoRoT-22b, примечательный своими небольшими размерами, имеет массу менее половины массы Сатурна.
CoRoT-24b и c, вторая планетная система, обнаруженная CoRoT, с двумя небольшими планетами массой 0,10 и 0,17 M Jup . Обе планеты имеют размер Нептуна, вращаются вокруг одной и той же звезды и представляют собой первую множественную транзитную систему, обнаруженную CoRoT.
Список обнаруженных экзопланет
Миссия объявила о следующих транзитных планетах.
Светло-зеленые ряды указывают на то, что планета вращается вокруг одной из звезд в двойной звездной системе.
Другие открытия
В следующей таблице показаны коричневые карлики, обнаруженные CoRoT, а также нетранзиторные планеты, обнаруженные в последующей программе:
Глобальные свойства экзопланет, обнаруженных CoRoT
Распределение планет CoRoT (красные круги) на диаграмме Радиус/Масса. Желтые символы — другие планеты, открытые транзитными методамиДиаграмма массы звезды как функции планетарной массы для планет CoRoT (красный) и других планет, открытых транзитным методом (желтый). Линия, пересекающая данные CoRoT, указывает на тенденцию: массивные планеты обнаруживаются вокруг массивных звезд.
Все планеты CoRoT были обнаружены в течение длительных циклов, т.е. не менее 70 дней. Команда обнаружения обнаружила в среднем от 200 до 300 случаев периодических событий для каждого цикла, что соответствует 2–3% отслеживаемых звезд. Из них только 530 были отобраны в качестве кандидатов на планеты (223 в направлении галактического антицентра и 307 в направлении центра). Только 30 из них в конечном итоге оказались истинными планетами, т.е. около 6%, остальные случаи были затменными двойными (46%) или неразрешенными случаями (48%). [136]
Рис. D. Время и глубина транзита всех кандидатов на планету CoRoT (предоставлено А. Сантерном). Размер символов указывает на видимую яркость ее родительской звезды (маленький означает слабый).
Возможности обнаружения Коро иллюстрируются рисунком D, на котором показана глубина транзитов, измеренная для всех кандидатов, в зависимости от периода и яркости звезды: действительно, существует лучшая способность обнаруживать малые планеты (до 1,5 R Земли ) в течение коротких периодов (менее 5 дней) и яркие звезды.
Планеты CoRoT охватывают широкий спектр свойств и особенностей, обнаруженных в разрозненном семействе экзопланет: например, массы планет CoRoT охватывают диапазон почти четырех порядков величины, как показано на рисунке.
Прослеживая массу планеты в зависимости от массы звезды (рисунок), можно обнаружить, что набор данных CoRoT, с его меньшим разбросом, чем в других экспериментах, указывает на четкую тенденцию, согласно которой массивные планеты имеют тенденцию вращаться вокруг массивных звезд, что согласуется с наиболее общепринятыми моделями формирования планет.
^ "Архив событий: Последняя телекоманда отправлена на спутник Corot". CNES. 17 июня 2014 г. Получено 10 июля 2018 г.
^ abcdefghijk "COROT Satellite details 2006-063A NORAD 29678". N2YO. 8 марта 2016 г. Получено 16 июня 2015 г.
^ "Европа отправляется на поиски каменистых планет" (пресс-релиз). ESA . 26 октября 2006 г. Архивировано из оригинала 9 декабря 2012 г. Получено 3 августа 2008 г.
^ "Успешный запуск спутника CoRoT, 27 декабря 2006 года". События COROT 2006. CNES . 24 мая 2007. Получено 2 августа 2008 .
^ Кларк, С. (27 декабря 2006 г.). "Запущен космический телескоп для поиска планет". SpaceflightNow.com . Архивировано из оригинала 17 мая 2008 г. Получено 2 августа 2008 г.
^ Бергин, К. (27 декабря 2006 г.). «Soyuz 2-1B launches with CoRoT». NASASpaceFlight.com . Архивировано из оригинала 29 июня 2008 г. . Получено 3 августа 2008 г. .
^ Hellemans, A. (18 января 2007 г.). "COROT видит первый свет". Physics World . Архивировано из оригинала 17 мая 2008 г. Получено 2 августа 2008 г.
^ "COROT готов к началу научной миссии". CNES . 2 февраля 2007 г. Получено 6 февраля 2016 г.
^ abc "COROT открывает свою первую экзопланету и застает ученых врасплох" (пресс-релиз). ESA. 3 мая 2007 г. Получено 2 августа 2008 г.
^ "Миссия CoRoT продлена до 2013 года". SpaceDaily.com . 29 октября 2009 г. Получено 30 октября 2009 г.
^ Hand, E. (16 ноября 2012 г.). «Охотник за экзопланетами приближается к концу». Nature News . doi :10.1038/nature.2012.11845. S2CID 124190084.
^ "Отставка космического зонда, охотящегося за планетами". SpaceDaily.com . 24 июня 2013 г. Получено 6 февраля 2016 г.
^ ab Auvergne, M.; et al. (2009). «Спутник CoRoT в полете: описание и характеристики». Astronomy and Astrophysics . 506 (1): 411–424. arXiv : 0901.2206 . Bibcode : 2009A&A...506..411A. doi : 10.1051/0004-6361/200810860. S2CID 118466787.
^ "Экзопланеты - Accueil" . media4.obspm.fr .
^ "CoRoTsky Tool". smsc.cnes.fr .
^ отдел, IAS IT. "CoRoT N2 Public Archive". idoc-corotn2-public.ias.u-psud.fr . Архивировано из оригинала 18 августа 2011 г. Получено 10 апреля 2011 г.
^ Делей, М.; Муту, К.; Борде, П. (2011). «Программа CoRoT Exoplanet: статус и результаты». EPJ Web of Conferences . 11 : 01001. arXiv : 1105.1887 . Bibcode : 2011EPJWC..1101001D. doi : 10.1051/epjconf/20101101001.
^ P. Bordé; D. Rouan; A. Léger (2003). "Возможности обнаружения экзопланет космической миссией CoRoT" (PDF) . Astronomy and Astrophysics . 405 (3): 1137–1144. arXiv : astro-ph/0305159 . Bibcode :2003A&A...405.1137B. doi :10.1051/0004-6361:20030675. S2CID 15577360. Архивировано из оригинала (PDF) 25 октября 2007 г.
^ "Первые научные наблюдения Коро" (пресс-релиз) (на французском). CNES. 5 февраля 2007 г. Архивировано из оригинала 15 июня 2008 г. Получено 2 августа 2008 г.
^ "CoRoT: Брошюра миссии – Охота на планеты в космосе" (PDF) . DLR Немецкий аэрокосмический центр . DLR Институт планетарных исследований. Февраль 2011 г. Архивировано из оригинала (PDF) 24 октября 2013 г. . Получено 16 октября 2012 г. .
^ ab "Завершение и поставка отсека оборудования и камеры в CNES знаменуют собой важную веху проекта" (пресс-релиз). Observatoire de Paris, CNES и CNRS-INSU. 30 июня 2005 г. Архивировано из оригинала 29 июня 2008 г. Получено 3 августа 2008 г.
^ "CoRoT снова на ходу, 7 апреля 2009 г." . Получено 27 февраля 2011 г.
^ Альменара, Дж. М.; и др. (2009). «Частота и природа ложных срабатываний при поиске экзопланет CoRoT». Астрономия и астрофизика . 506 (1): 337–341. arXiv : 0908.1172 . Bibcode : 2009A&A...506..337A. doi : 10.1051/0004-6361/200911926. S2CID 44068547.
^ Deeg, HG; et al. (2009). «Наземная фотометрия транзитных обнаружений на основе космоса: фотометрическое продолжение миссии CoRoT». Astronomy and Astrophysics . 506 (1): 343–352. arXiv : 0907.2653 . Bibcode :2009A&A...506..343D. doi :10.1051/0004-6361/200912011. S2CID 14949658.
^ Santerne, A.; et al. (CoRoT radiale velocity team) (2011). "Radial speed follow-up of CoRoT transiting exoplanets". EPJ Web of Conferences . 11 : 02001. arXiv : 1101.0463 . Bibcode : 2011EPJWC..1102001S. doi : 10.1051/epjconf/20101102001. S2CID 54062564.
^ Moutou, C.; et al. (2009). «Планетарные транзитные кандидаты в начальном запуске CoRoT: определение их природы». Astronomy and Astrophysics . 506 (1): 321–336. Bibcode :2009A&A...506..321M. doi : 10.1051/0004-6361/200911911 . hdl : 10036/87276 .
^ Кабрера, Дж.; и др. (2009). «Планетарные транзитные кандидаты в поле CoRoT-LRc01». Астрономия и астрофизика . 506 (1): 501–517. arXiv : 1110.2384 . Bibcode : 2009A&A...506..501C. doi : 10.1051/0004-6361/200912684.
^ Carone, L.; et al. (2012). "Планетарные транзитные кандидаты в поле CoRoT LRa01". Астрономия и астрофизика . 538 : A112. arXiv : 1110.2384 . Bibcode : 2012A&A...538A.112C. doi : 10.1051/0004-6361/201116968. S2CID 23202373.
^ Эриксон, А.; и др. (2012). "Планетарные транзитные кандидаты в поле CoRoT-SRc01". Астрономия и астрофизика . 539 : A14. Bibcode : 2012A&A...539A..14E. doi : 10.1051/0004-6361/201116934 .
^ Делей, Магали; Фридлунд, Малкольм (2018). «CoRoT: Первое космическое транзитное обследование для изучения популяции близких планет». Справочник по экзопланетам . С. 1135–1158. arXiv : 1904.10793 . doi : 10.1007/978-3-319-55333-7_79. ISBN978-3-319-55332-0. S2CID 129946089.
^ ab Michel, E.; et al. (2008). "CoRoT Measures Solar-Like Oscillations and Granulation in Stars Hotter Than the Sun". Science . 322 (5901): 558–560. arXiv : 0812.1267 . Bibcode :2008Sci...322..558M. doi :10.1126/science.1163004. PMID 18948534. S2CID 14181048.
^ ab De Ridder, J.; et al. (2009). «Нерадиальные моды колебаний с большим временем жизни в гигантских звездах». Nature . 459 (7245): 398–400. Bibcode :2009Natur.459..398D. doi :10.1038/nature08022. PMID 19458716. S2CID 4394571.
^ ab Belkacem, K.; et al. (2009). «Осцилляции солнечного типа в массивной звезде». Science . 324 (5934): 1540–1542. arXiv : 0906.3788 . Bibcode :2009Sci...324.1540B. doi :10.1126/science.1171913. hdl :2268/76337. PMID 19541991. S2CID 6950829.
^ ab Degroote, P.; et al. (2010). "Обнаружение частотных интервалов в молодой двойной системе HD 46149 типа O по фотометрии CoRoT". Астрономия и астрофизика . 519 : A38. arXiv : 1006.3139 . Bibcode : 2010A&A...519A..38D. doi : 10.1051/0004-6361/201014543. S2CID 2827129.
^ Poretti, E.; et al. (2009). "HD 50844: новый взгляд на звезды δ Scuti по данным космической фотометрии CoRoT". Astronomy and Astrophysics . 506 (1): 85–93. Bibcode :2009A&A...506...85P. doi : 10.1051/0004-6361/200912039 .
^ Хуат, А.-Л.; и др. (2009). "Цель B0.5IVe CoRoT HD 49330". Астрономия и астрофизика . 506 (1): 95–101. Bibcode : 2009A&A...506...95H. doi : 10.1051/0004-6361/200911928 .
^ ab Degroote, P.; et al. (2010). «Отклонения от равномерного периодического интервала гравитационных мод в массивной звезде». Nature . 464 (7286): 259–261. Bibcode :2010Natur.464..259D. doi :10.1038/nature08864. hdl : 2268/117827 . PMID 20220844. S2CID 9172411.
^ "Космическая миссия CoRoT: первые результаты". Астрономия и астрофизика . 506 (1). Октябрь 2009.
^ Беномар, О.; и др. (2010). «Анализ спектра и сейсмическая интерпретация пульсатора солнечного типа (HD 49933), наблюдаемого CoRoT». Astronomische Nachrichten . 331 (9–10): 956–960. Bibcode : 2010AN....331..956B. doi : 10.1002/asna.201011435.
^ Deheuvels, S.; et al. (2010). "Сейсмическая и спектроскопическая характеристика пульсирующей солнечной цели CoRoT HD 49385". Астрономия и астрофизика . 515 : A87. arXiv : 1003.4368 . Bibcode : 2010A&A...515A..87D. doi : 10.1051/0004-6361/200913490 .
^ Miglio, A.; et al. (2008). «Исследование свойств конвективных ядер через g-моды: g-моды высокого порядка в звездах SPB и γ Doradus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (3): 1487–1502. arXiv : 0802.2057 . Bibcode : 2008MNRAS.386.1487M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13112.x . S2CID 746435.
^ Papics, PI; et al. (2012). "Гравито-инерциальные и барометрические моды, обнаруженные в цели B3 IV CoRoT HD 43317". Астрономия и астрофизика . 542 : A55. arXiv : 1203.5231 . Bibcode : 2012A&A...542A..55P. doi : 10.1051/0004-6361/201218809. S2CID 55834143.
^ Роксбург, И. В.; Воронцов, С. В. (1998). «О диагностических свойствах акустических мод низкой степени». Астрофизика и космическая наука . 261 : 21–22. Bibcode :1998Ap&SS.261...21R. doi :10.1023/a:1002016703076. S2CID 189820974.
^ Мазумдар, А.; и др. (2012). "Сейсмическое обнаружение акустических острых особенностей в цели CoRoT HD 49933". Астрономия и астрофизика . 540 : 31. arXiv : 1202.2692 . Bibcode : 2012A&A...540A..31M. doi : 10.1051/0004-6361/201118495. S2CID 55844243.
^ Miglio, A.; et al. (2010). "Доказательства резкого изменения структуры внутри красной гигантской звезды". Astronomy and Astrophysics . 520 : 6. arXiv : 1009.1024 . Bibcode : 2010A&A...520L...6M. doi : 10.1051/0004-6361/201015442. S2CID 54850954.
^ Беномар, О.; и др. (2009). "Новый взгляд на сейсмический спектр HD49933: анализ 180 дней фотометрии CoRoT". Астрономия и астрофизика . 507 (1): L13. arXiv : 0910.3060 . Bibcode : 2009A&A...507L..13B. doi : 10.1051/0004-6361/200913111. S2CID 56458774.
^ Samadi, R.; et al. (2010). "Цель CoRoT HD 49933". Астрономия и астрофизика . 509 : A15. arXiv : 0910.4027 . Bibcode : 2010A&A...509A..15S. doi : 10.1051/0004-6361/200911867.
^ Samadi, R.; et al. (2010). "Цель CoRoT HD 49933". Астрономия и астрофизика . 509 : A16. arXiv : 0910.4037 . Bibcode : 2010A&A...509A..16S. doi : 10.1051/0004-6361/200911868. S2CID 54511502.
^ Людвиг, Х.-Г.; и др. (2009). «Гидродинамическое моделирование микропеременности звезд, связанной с конвекцией». Астрономия и астрофизика . 506 (1): 167–173. arXiv : 0905.2695 . Bibcode : 2009A&A...506..167L. doi : 10.1051/0004-6361/200911930. S2CID 464559.
^ Хеккер, С.; и др. (2009). «Характеристики солнечно-подобных колебаний в красных гигантах, наблюдаемых в поле экзопланет CoRoT». Астрономия и астрофизика . 506 (1): 465–469. arXiv : 0906.5002 . Bibcode : 2009A&A...506..465H. doi : 10.1051/0004-6361/200911858. S2CID 16920418.
^ Моссер, Б. (2010). «Сейсмические свойства красных гигантов, проанализированные с помощью CoRoT». Астрономия и астрофизика . 517 : A22. arXiv : 1004.0449 . Bibcode : 2010A&A...517A..22M. doi : 10.1051/0004-6361/201014036. S2CID 27138238.
^ Кьельдсен, Х.; Беддинг, ТР (1995). «Амплитуды звездных колебаний: значение для астросейсмологии». Астрономия и астрофизика . 293 : 87. arXiv : astro-ph/9403015 . Bibcode : 1995A&A...293...87K.
^ Жирарди, Л.; и др. (2005). «Количество звезд в Галактике». Астрономия и астрофизика . 436 (3): 895–915. arXiv : astro-ph/0504047 . Bibcode : 2005A&A...436..895G. doi : 10.1051/0004-6361:20042352. S2CID 5310696.
^ Miglio, A.; et al. (2009). "Исследование популяций красных гигантов в галактическом диске с помощью CoRoT". Astronomy and Astrophysics . 503 (3): L21. arXiv : 0908.0210 . Bibcode :2009A&A...503L..21M. doi :10.1051/0004-6361/200912822. S2CID 16706004.
^ Miglio, A.; et al. (2013). «Галактическая археология: картографирование и датирование звездных популяций с помощью астросейсмологии красных гигантских звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 429 (1): 423–428. arXiv : 1211.0146 . Bibcode : 2013MNRAS.429..423M. doi : 10.1093/mnras/sts345 . S2CID 55522551.
^ Mosser, B (2011). "Смешанные режимы в красных гигантских звездах, наблюдаемые с помощью CoRoT". Астрономия и астрофизика . 532 : A86. arXiv : 1105.6113 . Bibcode : 2011A&A...532A..86M. doi : 10.1051/0004-6361/201116825. S2CID 119248533.
^ Bedding, T.; et al. (2011). «Гравитационные моды как способ различения красных гигантских звезд, сжигающих водород и гелий». Nature . 471 (7340): 608–611. arXiv : 1103.5805 . Bibcode :2011Natur.471..608B. doi :10.1038/nature09935. hdl :2268/107456. PMID 21455175. S2CID 4338871.
^ Монталбан, Дж.; и др. (2010). «Сейсмическая диагностика красных гигантов: первое сравнение со звездными моделями». Astrophysical Journal Letters . 721 (2): L182. arXiv : 1009.1754 . Bibcode : 2010ApJ...721L.182M. doi : 10.1088/2041-8205/721/2/l182. S2CID 56134436.
^ Gillon, M.; et al. (2013). "WASP-64 b и WASP-72 b: две новые транзитные высокооблученные гигантские планеты". Astronomy and Astrophysics . 552 : A82. arXiv : 1210.4257 . Bibcode :2013A&A...552A..82G. doi :10.1051/0004-6361/201220561. S2CID 53687206.
^ Брике, М.; и др. (2007). «Астеросейсмическое исследование звезды Цефея Змееносца: ограничения на глобальные звездные параметры и выход за пределы ядра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 381 (4): 1482–1488. arXiv : 0706.3274 . Бибкод : 2007MNRAS.381.1482B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12142.x . S2CID 18255593.
^ Дюпре, М.-А. (2004). «Астросейсмология звезды β Cep HD 129929». Астрономия и астрофизика . 415 : 251–257. Bibcode : 2004A&A...415..251D. doi : 10.1051/0004-6361:20034143 .
^ Тул, А.; и др. (2004). «Астеросейсмология звезды β Цефеи HD 129929. Эффекты изменения смеси металлов». Коммуникации в астеросейсмологии . Veröffentlichungen der Kommission für Astronomie. 144 : 35–40. дои : 10.1553/cia144s35 . ISBN978-3-7001-3974-4. Архивировано из оригинала 11 февраля 2023 года.
^ Мазумдар, А (2006). «Астеросейсмическое исследование звезды β Цефеи β Большого Пса». Астрономия и астрофизика . 459 (2): 589–596. arXiv : astro-ph/0607261 . Бибкод : 2006A&A...459..589M. дои : 10.1051/0004-6361:20064980. S2CID 11807580.
^ Aerts, C (2006). "Открытие новой медленно пульсирующей звезды B HD 163830 (B5 II/III) с помощью космической фотометрии MOST". Astrophysical Journal . 642 (2): L165. arXiv : astro-ph/0604037 . Bibcode :2006ApJ...642L.165A. doi :10.1086/504634. S2CID 27867445.
^ Десмет, М.; и др. (2009). «Астросейсмическое исследование звезды β Цефея 12 Ящерицы: многосайтовые спектроскопические наблюдения, идентификация мод и сейсмическое моделирование». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 396 (3): 1460–1472. arXiv : 0903.5477 . Bibcode : 2009MNRAS.396.1460D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14790.x . S2CID 53526744.
^ Аэртс, К.; и др. (2011). «Сейсмическое моделирование звезды β Цефеи HD 180642 (V1449 Орла)». Астрономия и астрофизика . 534 : А98. arXiv : 1109.0705 . Бибкод : 2011A&A...534A..98A. дои : 10.1051/0004-6361/201117629. S2CID 53550571.
^ Памятных, А.А.; и др. (2004). «Астеросейсмология звезды β Цефеи ν Эридана: интерпретация и применение спектра колебаний». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 350 (3): 1022–1028. arXiv : astro-ph/0402354 . Бибкод : 2004MNRAS.350.1022P. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07721.x . S2CID 18221601.
^ Осселос, М.; и др. (2004). «Астеросейсмология звезды β Цефеи ν Эридана: масштабное исследование стандартных и нестандартных звездных моделей для соответствия данным о колебаниях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 355 (2): 352–358. Бибкод : 2004MNRAS.355..352A. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08320.x . hdl : 2066/60145 . S2CID 54967603.
^ Briquet, M.; et al. (2012). «Многосайтовое спектроскопическое сейсмическое исследование звезды β Cep V2052 Ophiuchi: ингибирование смешивания ее магнитным полем». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 427 (1): 483–493. arXiv : 1208.4250 . Bibcode : 2012MNRAS.427..483B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21933.x . S2CID 49485253.
^ Neiner, C.; et al. (2012). "Сейсмическое моделирование поздних звезд Be HD 181231 и HD 175869, наблюдаемых с помощью CoRoT: лаборатория для смешивания процессов". Астрономия и астрофизика . 539 : A90. Bibcode : 2012A&A...539A..90N. doi : 10.1051/0004-6361/201118151.
^ Хуат, А.-Л.; и др. (2009). "Цель B0.5IVe CoRoT HD 49330". Астрономия и астрофизика . 506 (1): 95–101. Bibcode : 2009A&A...506...95H. doi : 10.1051/0004-6361/200911928 .
^ Mahy, L (2009). «Звезды раннего типа в молодом открытом скоплении NGC 2244 и в ассоциации Monoceros OB2». Astronomy and Astrophysics . 502 (3): 937–950. arXiv : 0905.1592 . Bibcode :2009A&A...502..937M. doi :10.1051/0004-6361/200911662. S2CID 17572695.
^ Mahy, L (2011). "Звезда Пласкетта: анализ фотометрических данных CoRoT". Астрономия и астрофизика . 525 : A101. arXiv : 1010.4959 . Bibcode : 2011A&A...525A.101M. doi : 10.1051/0004-6361/201014777. S2CID 30687338.
^ Zwintz, K.; et al. (2013). "Регулярные частотные паттерны в молодой звезде δ Scuti HD 261711, наблюдаемые спутниками CoRoT и MOST". Astronomy and Astrophysics . 552 : A68. arXiv : 1302.3369 . Bibcode :2013A&A...552A..68Z. doi :10.1051/0004-6361/201220934. S2CID 119212957.
^ Zwintz, K.; et al. (2013). "Пульсация γ Doradus в двух звездах до главной последовательности, обнаруженная CoRoT". Астрономия и астрофизика . 550 : A121. arXiv : 1301.0991 . Bibcode : 2013A&A...550A.121Z. doi : 10.1051/0004-6361/201220127. S2CID 56223156.
^ Цвинц, К.; и др. (2011). "ПУЛЬСАЦИОННЫЙ АНАЛИЗ V 588 MON И V 589 MON, НАБЛЮДАЕМЫХ С ПОМОЩЬЮ СПУТНИКОВ MOST И CoRoT". Astrophysical Journal . 729 (1): 20. arXiv : 1101.2372 . Bibcode :2011ApJ...729...20Z. doi :10.1088/0004-637x/729/1/20. S2CID 119260690.
^ Аленкар, SHP; и др. (2010). «Динамика аккреции и эволюция диска в NGC 2264: исследование на основе фотометрических наблюдений CoRoT». Астрономия и астрофизика . 519 : 88. arXiv : 1005.4384 . Bibcode : 2010A&A...519A..88A. doi : 10.1051/0004-6361/201014184. S2CID 55225320.
^ Affer, L.; et al. (2013). «Вращение в NGC 2264: исследование на основе фотометрических наблюдений CoRoT». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 430 (2): 1433–1446. arXiv : 1301.1856 . Bibcode : 2013MNRAS.430.1433A. doi : 10.1093/mnras/stt003 . S2CID 119183535.
^ Макерони, К.; Кардини, Д.; Дамиани, К.; Гандольфи, Д.; Дебошер, Дж.; Хатцес, А.; Гюнтер, EW; Аэртс, К. (2010). «Затменные двойные системы с пульсирующими компонентами: CoRoT 102918586». arXiv : 1004.1525 [astro-ph.SR].
^ Десмет, М.; и др. (2010). «CoRoT фотометрия и спектроскопия высокого разрешения взаимодействующей затменной двойной AU Единорога». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 401 (1): 418–432. arXiv : 0909.1546 . Bibcode : 2010MNRAS.401..418D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15659.x . S2CID 53314768.
^ Maceroni, C.; et al. (2009). "HD 174884: сильно эксцентричная, короткопериодическая ранняя двойная система, открытая CoRoT". Astronomy and Astrophysics . 508 (3): 1375–1389. arXiv : 0910.3513 . Bibcode :2009A&A...508.1375M. doi :10.1051/0004-6361/200913311. S2CID 55225546.
^ Maceroni, C. et al. 2013 год, работа в процессе.
^ Гандольфи, Д. и др. 2013, работа в процессе
^ Лёб, А. и Гауди, Б.С. 2003 Astrophysical Journal 588, 117
^ Faigler, S.; et al. (2012). "Семь новых двойных звезд, обнаруженных в кривых блеска Кеплера с помощью метода BEER, подтвержденных наблюдениями лучевых скоростей". Astrophysical Journal . 746 (2): 185. arXiv : 1110.2133 . Bibcode :2012ApJ...746..185F. doi :10.1088/0004-637x/746/2/185. S2CID 119266738.
^ "Два охотника за планетами, запечатленные в Ла Силья". ESO Picture of the Week . Получено 26 ноября 2012 г.
^ "Успех первых наблюдений спутника Коро: обнаружена экзопланета и первые звездные колебания" (пресс-релиз). CNRS. 3 мая 2007 г. Получено 2 августа 2008 г.
^ "COROT удивляет год спустя после запуска" (пресс-релиз). ESA. 20 декабря 2007 г. Получено 2 августа 2008 г.Статьи, описывающие две экзопланеты с последующим измерением лучевой скорости, появились в журнале Astronomy and Astrophysics в мае 2008 года (Barge 2008, Alonso 2008 и Bouchy 2008).
^ Дорин Уолтон. «Новая экзопланета, похожая на „одну из наших“». BBC News . Получено 15 июня 2010 г.
^ ARTIFICA (28 июля 2023 г.). «Богатый урожай экзопланет для CoRoT – Веб-сайт CNRS – CNRS». www2.cnrs.fr .
↑ Открыто шесть новых планет. Архивировано 17 июня 2010 г. на Wayback Machine.
^ Gaulme, P.; et al. (2010). "Возможное обнаружение фазовых изменений от нетранзитной планеты HD 46375b с помощью CoRoT". Астрономия и астрофизика . 518 : L153. arXiv : 1011.2690 . Bibcode : 2010A&A...518L.153G. doi : 10.1051/0004-6361/201014303. S2CID 118522323.
^ «Новые открытия CoRoT подчеркивают разнообразие экзопланет». sci.esa.int .
^ "CoRoT's haul of 25 exoplanets". www.cnes.fr. 23 апреля 2015 г.
^ Алонсо, Р.; и др. (2009). «Вторичное затмение CoRoT-1b». Астрономия и астрофизика . 506 (1): 353–358. arXiv : 0907.1653 . Bibcode : 2009A&A...506..353A. doi : 10.1051/0004-6361/200912102. S2CID 18678539.
^ Шнайдер, Дж.; Дедье, К.; Ле Сиданер, П.; Саваль, Р.; Золотухин, И. (2011). «Определение и каталогизация экзопланет: база данных exoplanet.eu». Астрономия и астрофизика . 532 : A79. arXiv : 1106.0586 . Bibcode : 2011A&A...532A..79S. doi : 10.1051/0004-6361/201116713. S2CID 55994657.
^ Цеви Мазех; Симхон Фаиглер (2010). «Обнаружение эллипсоидальных и релятивистских эффектов излучения в световой кривой CoRoT-3». Астрономия и астрофизика . 521 : L59. arXiv : 1008.3028 . Bibcode : 2010A&A...521L..59M. doi : 10.1051/0004-6361/201015550. S2CID 59064890.
^ Рауэр, Х; Келос, Д; Чизмадия, Сз; Делей, М; Алонсо, Р; Эгрейн, С; Альменара, Дж. М.; Овернь, М; Баглин, А; Баржа, П; Борде, П; Буши, Ф; Брантт, Х; Кабрера, Дж; Кароне, Л; Карпано, С; де ла Реза, Р.; Диг, HJ; Дворжак, Р; Эриксон, А; Фридлунд, М; Гандольфи, Д; Гиллон, М; Гийо, Т; Гюнтер, Э; Хатцес, А; Эбрар, Г; Кабат, П; Жорда, Л; и др. (2009). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT». Астрономия и астрофизика . 506 (1): 281–286. arXiv : 0909.3397 . Bibcode : 2009A&A...506..281R. doi : 10.1051/0004-6361/200911902. S2CID 13117298.
^ Фридлунд, М; Эбрар, Г; Алонсо, Р; Делей, М; Гандольфи, Д; Гиллон, М; Брантт, Х; Алапини, А; Чизмадия, Сз; Гийо, Т; Ламмер, Х; Эгрейн, С; Альменара, Дж. М.; Овернь, М; Баглин, А; Баржа, П; Борде, П; Буши, Ф; Кабрера, Дж; Кароне, Л; Карпано, С; Диг, HJ; де ла Реза, Р.; Дворжак, Р; Эриксон, А; Феррас-Мелло, С; Гюнтер, Э; Гондоин, П; Ден Хартог, R; и др. (2010). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT». Астрономия и астрофизика . 512 : А14. arXiv : 1001.1426 . Bibcode : 2010A&A...512A..14F. doi : 10.1051/0004-6361/200913767. S2CID 54014374.
^ A. Léger; D. Rouan (2009). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT VIII. CoRoT-7b: первая Суперземля с измеренным радиусом». Astronomy and Astrophysics . 506 (1): 287–302. arXiv : 0908.0241 . Bibcode :2009A&A...506..287L. doi :10.1051/0004-6361/200911933. S2CID 5682749.
^ Csizmadia; et al. (2011). "Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT XVII. Горячий Юпитер CoRoT-17b: очень старая планета". Astronomy and Astrophysics . 531 (41): A41. arXiv : 1106.4393 . Bibcode :2011A&A...531A..41C. doi :10.1051/0004-6361/201117009. S2CID 54618864.
^ Хебрард и др. (2011). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT. XVIII. CoRoT-18b: массивный горячий юпитер на прямой, почти выровненной орбите». Астрономия и астрофизика . 533 : A130. arXiv : 1107.2032 . Bibcode : 2011A&A...533A.130H. doi : 10.1051/0004-6361/201117192. S2CID 59380182.
^ Петцольд, М; Эндл, М; Чизмадия, Сз; Гандольфи, Д; Хорда, Л; Грзива, С; Кароне, Л; Пастернацкий, Т; Эгрейн, С; Альменара, Дж. М.; Алонсо, Р; Овернь, М; Баглин, А; Баржа, П; Бономо, А.С.; Борде, П; Буши, Ф; Кабрера, Дж; Каваррок, К; Кокран, В.Б.; Делей, М; Диг, HJ; Диас, Р; Дворжак, Р; Эриксон, А; Феррас-Мелло, С; Фридлунд, М; Гиллон, М; Гийо, Т; и др. (2012). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT». Астрономия и астрофизика . 545 : А6. Библиографический код : 2012A&A...545A...6P. doi : 10.1051/0004-6361/201118425 .
^ Руан, Д.; и др. (2011). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT – XIX. CoRoT-23b: плотный горячий юпитер на эксцентричной орбите». Астрономия и астрофизика . 537 : A54. arXiv : 1112.0584 . Bibcode : 2012A&A...537A..54R. doi : 10.1051/0004-6361/201117916. S2CID 55219945.
^ Парвиайнен, Х.; и др. (2014). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT XXV. CoRoT-27b: массивная и плотная планета на короткопериодической орбите». Астрономия и астрофизика . 562 : A140. arXiv : 1401.1122 . Bibcode : 2014A&A...562A.140P. doi : 10.1051/0004-6361/201323049. S2CID 46747735.
^ Палле, Э.; Чен, Г.; Алонсо, Р.; Новак, Г.; Диг, Х.; Кабрера, Дж.; Мургас, Ф.; Парвиайнен, Х.; Нортманн, Л.; Хойер, С.; Прието-Арранц, Дж. (1 мая 2016 г.). "Обзор транзитной спектроскопии экзопланет GTC. III. Отсутствие асимметрии в транзите CoRoT-29b". Астрономия и астрофизика . 589 : A62. arXiv : 1602.00506 . Bibcode : 2016A&A...589A..62P. doi : 10.1051/0004-6361/201527881. ISSN 0004-6361. S2CID 55412970.
^ Бономо, А.С.; Дезидера, С.; Бенатти, С.; Борса, Ф.; Креспи, С.; Дамассо, М.; Ланца, А.Ф.; Соццетти, А.; Лодато, Дж.; Марзари, Ф.; Боккато, К. (1 июня 2017 г.). "Программа GAPS с HARPS-N в TNG. XIV. Исследование истории миграции гигантских планет с помощью улучшенного определения эксцентриситета и массы для 231 транзитных планет". Астрономия и астрофизика . 602 : A107. arXiv : 1704.00373 . Bibcode : 2017A&A...602A.107B. doi : 10.1051/0004-6361/201629882 . ISSN 0004-6361.
^ Кабрера, Дж.; Чизмадия, С.; Монтанье, Г.; Фридлунд, М.; Аммлер-фон Эйфф, М.; Шантрей, С.; Дамиани, К.; Делей, М.; Феррас-Мелло, С.; Ферриньо, А.; Гандольфи, Д. (1 июля 2015 г.). «Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT. XXVII. CoRoT-28b, планета, вращающаяся вокруг развитой звезды, и CoRoT-29b, планета, демонстрирующая асимметричный транзит». Астрономия и астрофизика . 579 : А36. arXiv : 1504.01532 . Бибкод : 2015A&A...579A..36C. doi : 10.1051/0004-6361/201424501 . ISSN 0004-6361.
^ CoRoT-30 b. Каталог экзопланет. Доступно по адресу https://exoplanet.eu/catalog/corot_30_b--1211/, дата обращения 10 декабря 2017 г.
^ CoRoT-31 b. Каталог экзопланет. Доступно по адресу https://exoplanet.eu/catalog/corot_31_b--1212/; дата обращения 10 декабря 2017 г.
^ abc Sebastian, D; et al. (27 августа 2022 г.). «Субзвездные спутники звезд промежуточной массы с CoRoT: CoRoT–34b, CoRoT–35b и CoRoT–36b». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 516 (1): 636–655. arXiv : 2207.08742 . doi : 10.1093/mnras/stac2131 . ISSN 0035-8711.
^ Queloz, D. (2009). "The CoRoT-7 planetary system: two orbiting super-Earths" (PDF) . Astronomy and Astrophysics . Extrasolar Planets Encyclopaedia . 506 (1): 303–319. Bibcode :2009A&A...506..303Q. doi : 10.1051/0004-6361/200913096 . Архивировано из оригинала (PDF) 11 января 2012 года.
^ Bouchy, F.; et al. (2010). "Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT. XV. CoRoT-15b: транзитный спутник коричневого карлика". Астрономия и астрофизика . 525 : A68. arXiv : 1010.0179 . Bibcode : 2011A&A...525A..68B. doi : 10.1051/0004-6361/201015276. S2CID 54794954.
^ Csizmadia, Sz.; et al. (2015). "Транзитные экзопланеты из космической миссии CoRoT: XXVIII. CoRoT-33b, объект в пустыне коричневого карлика с соизмеримостью 2:3 со своей звездой-хозяином". Astronomy & Astrophysics . 584 : A13. arXiv : 1508.05763 . doi :10.1051/0004-6361/201526763. ISSN 0004-6361.
Медиа, связанные с COROT на Wikimedia Commons