O telescópio espacial Kepler detecta planetas com base na queda de brilho causada por planetas que passam pela estrela.
Isso não significaria que há uma quantidade desconhecida de planetas que têm uma órbita que não seria detectada porque suas órbitas não cruzam o caminho entre a estrela e o telescópio?
Está certo. A inclinação do plano orbital em torno das estrelas é considerada aleatória em toda a galáxia, portanto, os planetas que podemos detectar pelo método de trânsito são apenas uma pequena fração dos planetas que devemos esperar em nossa vizinhança estelar.
O método de trânsito permite a detecção planetária somente quando a linha de visão da Terra para o sistema está contida, ou quase contida, no plano orbital do planeta. Isso significa que apenas uma pequena faixa de inclinações orbitais em cada estrela é boa para detecção.
Por que eu disse quase? Porque há algumas inclinações que ainda trariam um trânsito. Esse alcance não é fixo e depende da distância do planeta até sua estrela hospedeira. Como você pode ver neste diagrama:
O planeta A está mais próximo da estrela e, portanto, cria uma sombra mais ampla. Se um observador estiver localizado naquela região sombreada, distante, ele poderá detectar o planeta A. O planeta B estará mais distante da estrela e, portanto, sua sombra será mais estreita. É interessante notar que, mesmo que os dois planetas compartilhem exatamente o mesmo plano orbital, há lugares onde você só detectaria o planeta A e nunca detectaria o planeta B (veja as setas verdes). Esta é a razão pela qual temos um viés em direção aos planetas que orbitam mais perto de sua estrela.
Este efeito é de fato bastante forte: considere nosso Sistema Solar de uma perspectiva exoplanetária. Se você estivesse localizado em uma estrela aleatória no céu, quais são as chances de detectar um trânsito na Terra? Bem, acontece que é muito mais provável detectar um trânsito de Mercúrio, mesmo que Mercúrio seja o menor planeta, apenas por causa de sua proximidade com o Sol. Um artigo recente mostrou este diagrama das regiões do céu onde alguns habitantes alienígenas identificariam um trânsito para cada um de nossos planetas:
Essa relação impõe vários vieses observacionais. Podemos ver exoplanetas grandes e mais próximos de suas estrelas, mas não podemos ver planetas pequenos e mais distantes. Essa é a razão pela qual os primeiros exoplanetas detectados são os chamados Júpiteres quentes : planetas gigantes muito mais próximos de suas estrelas do que Mercúrio está ao sol. Este diagrama mostra todas as detecções de exoplanetas plotadas em tamanho vs. distância orbital:
Como você pode ver, pequenos planetas só são detectáveis se tiverem órbitas muito pequenas ao redor de suas estrelas. Ainda temos que encontrar um planeta do tamanho da Terra (bem pequeno) e com um período orbital de 365 dias (distância de 1 UA) usando o método de trânsito. Não há razão para pensar que isso seja representativo da população geral de planetas. A região negra da trama provavelmente está cheia de pontos, mas nossos instrumentos ainda não podem explorar essa região.
A verdade é que esse número é muito pequeno, porque o Kepler tem vários outros vieses. Por exemplo, Kepler só confirmou planetas após três trânsitos foram detectados. Como a missão Kepler durou quatro anos e quatro meses, podemos dizer que, na melhor das hipóteses, o Kepler conseguiu detectar um planeta com um período orbital de dois anos e dois meses, mas esse não é o caso desde então. para acontecer, um trânsito deveria ter sido detectado logo no início da missão, a meio caminho e no final exato dela, e essa coincidência não aconteceu. Assim, Kepler não teve chance de descobrir qualquer planeta com períodos superiores a dois anos (o suficiente para a Terra, mas não o suficiente para nosso Júpiter, por exemplo), mesmo que a inclinação orbital correspondesse perfeitamente ao trânsito. Portanto, você pode esperar mais trânsitos possíveis do que aqueles realmente retratados pelo telescópio Kepler.
Esse tipo de raciocínio foi expandido. Temos muitas dificuldades para detectá-las, mas se você modelar matematicamente essa dificuldade e os vieses correspondentes associados aos instrumentos conhecidos e assumir configurações aleatórias, poderá ver que cada descoberta gera significância estatística para a quantidade de possíveis planetas realmente disponíveis. . Existem tantas detecções agora que podemos finalmente estabelecer com confiança estatística que existem mais planetas do que estrelas em nossa galáxia (mesmo que tenhamos sondado uma fração infinitesimal de toda a população), mesmo que isso fosse algo que se poderia esperar. agora forte evidência disso graças a Kepler. Isso significa que pode haver cerca de um trilhão ou mais plantas apenas na Via Láctea. Agora também somos capazes de estabelecer algumas restrições estatísticas sobre a ocorrência de planetas semelhantes à Terra (orbitando na zona habitável de sua estrela solar) graças a Kepler. Provavelmente existem cerca de 11 bilhões de planetas em nossa galáxia com essas especificações .
TL; DR
Existem muito mais planetas do que aqueles que podemos detectar pelo método de trânsito, entre 10 e 100 vezes mais, dependendo do tamanho e do período orbital do planeta que você está procurando.
Sim.
O detalhe final que não pode ser capturado por uma equação simples são as chances de capturar o trânsito devido à cadência limitada ou ao ciclo de trabalho das observações.
Mesmo para uma missão como Kepler, há um limite quando a duração do trânsito pode cobrir apenas um ou dois pontos de observação e torna-se difícil discernir um trânsito. O mesmo se aplica se a duração da missão cobrir apenas um único trânsito, para que a natureza planetária não possa ser confirmada.
Finalmente, você deve levar em consideração a relação sinal / ruído das observações. Planetas menores em torno de estrelas mais fracas produzem sinais de trânsito mais difíceis de detectar.
Essas questões podem (e são) apenas ser tratadas através da simulação de dados observacionais.
fonte