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 カンヌのタレス・アレニア・スペースの統合ホールにある CoRoT 衛星 | |
| ミッションタイプ | 宇宙望遠鏡 |
|---|---|
| オペレーター | CNES / ESA |
| コスパーID | 2006-063A |
| SATCAT番号 | 29678 |
| Webサイト | corot.cnes.fr |
| ミッション期間 | 計画: 2.5 + 4年 最終: 7年5か月20日 |
| 宇宙船の特性 | |
| メーカー | CNES タレス・アレニア・スペース |
| 打ち上げ質量 | 630 kg (1,390 ポンド) |
| ペイロード質量 | 300 kg (660 ポンド) |
| 寸法 | 2m × 4m（6.6フィート × 13.1フィート） |
| 力 | ≈380W |
| ミッション開始 | |
| 発売日 | 2006年12月27日 14:24 UTC |
| ロケット | ソユーズ2.1b フレガート |
| 発射場 | バイコヌール LC-31/6 |
| 請負業者 | アリアンスペース スターセム |
| ミッション終了 | |
| 廃棄 | 廃止 |
| 無効化 | 2014年6月17日 10:27 UTC [1] |
| 軌道パラメータ | |
| 参照システム | 地球中心 |
| 政権 | ポーラー |
| 半長軸 | 7,123 km (4,426 マイル) [2] |
| 偏心 | 0.0203702 [2] |
| 近地点高度 | 607.8 km (377.7 マイル) [2] |
| 遠地点高度 | 898.1 km (558.1 マイル) [2] |
| 傾斜 | 90.0336度[2] |
| 期間 | 99.7分[2] |
| ラーン | 13.64度[2] |
| 近地点の引数 | 148.21度[2] |
| 平均異常 | 213.16度[2] |
| 平均運動 | 14.44回転/日[2] |
| エポック | 2016年3月8日 11:58:39 UTC [2] |
| 革命No. | 47715 |
| メイン望遠鏡 | |
| タイプ | アフォーカル |
| 直径 | 27 cm（11インチ） |
| 焦点距離 | 1.1 m (43 インチ) |
| 波長 | 可視光 |
CoRoT（フランス語：Co nvection, Ro tation et T ransits planétaires、英語：Co nvection, Ro tation and planetary T ransits）は、2006年から2013年まで運用された宇宙望遠鏡ミッションである。このミッションの2つの目的は、特に地球型の大きさの、公転周期の短い太陽系外惑星を探すことと、恒星の太陽のような振動を測定することで恒星震学を行うことであった。[3]このミッションは、フランス宇宙機関（CNES）が欧州宇宙機関（ESA）およびその他の国際パートナーと連携して主導した。
注目すべき発見の中には、2009年に発見されたCoRoT-7bがあり、これは岩石または金属が主成分であることが示された最初の太陽系外惑星となった。
CoRoTは2006年12月27日14:28:00 UTCにソユーズ2.1bロケットで打ち上げられ、[4] [5] [6]、 2007年1月18日にファーストライトを報告した。[7]その後、探査機は2007年2月2日に科学データの収集を開始した。[8] CoRoTは太陽系外惑星の通過を検出することに特化した最初の宇宙船であり、ケプラーやTESSなどのより先進的な探査機への道を開いた。 2007年5月、[9]観測開始からわずか3か月後に、最初の太陽系外惑星CoRoT-1bを検出した。当初、ミッションの飛行運用は打ち上げから2年半で終了する予定だったが[10]、運用は2013年まで延長された。[11] 2012年11月2日、CoRoTのコンピューターが故障し、望遠鏡からデータを一切取得できなくなった。[12]修理の試みは失敗に終わり、2013年6月24日にCoRoTは退役し、軌道上に降ろされて大気圏で燃え尽きることが発表されました。[13]
概要
宇宙船の設計
CoRoT の光学設計は、地球から来る迷光を最小限に抑え、2.7° x 3.05° の視野を提供しました。CoRoT の光路は、地球からの太陽光を遮断するように特別に設計された2 段の不透明バッフルに収められた直径 27 cm (10.6 インチ) の軸外アフォーカル望遠鏡と、屈折対物レンズと焦点ボックスで構成されるカメラで構成されていました。焦点ボックス内には、厚さ 10 mm のアルミニウムシールドによって放射線から保護された4 つのCCD検出器のアレイがありました。星震学CCD は、最も明るい星の飽和を避けるために、屈折対物レンズに向かって 760 μm 焦点がずれています。惑星検出 CCD の前にあるプリズムは、青色の波長でより強く分散するように設計された小さなスペクトルを提供します。[14]
4 つのCCD検出器は、E2V Technologies 社製のモデル 4280 CCD です。これらの CCD は、2,048 x 2,048 ピクセル アレイのフレーム転送、薄型、背面照射型設計です。各ピクセルのサイズは13.5 μm × 13.5 μmで、角度ピクセル サイズは 2.32 秒角に相当します。CCD は -40 °C (233.2 K、-40.0 °F) に冷却されます。これらの検出器は正方形パターンに配置され、それぞれ 2 つが惑星検出専用、もう 1 つが恒星震学専用です。CCD からのデータ出力ストリームは 2 つのチェーンに接続されています。各チェーンには、惑星検出 CCD が 1 つと恒星震学CCD が 1 つあります。惑星検出の視野は3.5° です。[14]カンヌ・マンデリュー宇宙センター で建造されたこの衛星は、打ち上げ時の質量が630kg、長さが4.10m、直径が1.984mで、2枚の太陽電池パネルで駆動されていました。[10]
ミッション設計
衛星は軌道面に対して垂直に観測を行ったため、地球掩蔽はなく、最大 150 日間の連続観測が可能でした。これらの観測セッションは「ロング ラン」と呼ばれ、より小型で周期の長い惑星の検出が可能になりました。2 つの主な観測期間の間の残りの 30 日間、CoRoT は数週間にわたる「ショート ラン」で空の他の部分を観測し、星震プログラム用により多くの星を分析しました。2009年 3 月にデータ処理ユニット 1 の故障により視野の半分が失われた後、観測戦略は 3 か月の観測ランに変更され、観測される星の数と検出効率が最適化されました。
太陽が視野に入るのを避けるため、北半球の夏には CoRoT は銀河中心に向かうへびつかい座の尾の周りの領域で観測を行い、冬には銀河反中心にあるいっかくじゅう座で観測を行った。CoRoT のこの 2 つの「目」は、1998 年から 2005 年にかけて行われた予備観測で研究され、[15]この 2 つの空の領域に位置する星に関するデータを含むCoRoTsky [16]と呼ばれるデータベースの作成が可能になった。これにより、観測に最適なフィールドを選択できるようになった。太陽系外惑星研究プログラムでは、多数の矮星を監視する必要があり、惑星の通過が浅すぎて検出できない巨星を避ける必要がある。星震プログラムでは、等級 9 より明るい星と、できるだけ多くの異なるタイプの星をカバーすることが必要だった。さらに、観測を最適化するために、フィールドがまばらになりすぎて (観測されるターゲットが少なくなって)、混みすぎて (重なり合う星が多くなって) もならないようする必要があった。ミッション中にいくつかのフィールドが観測された: [17]
- IRa01、2007年1月18日から2007年4月3日まで – 9,879個の星を観測。
- SRc01、2007年4月3日から2007年5月9日まで – 6,975個の星を観測。
- LRc01、2007年5月9日から2007年10月15日まで – 11,408個の星を観測。
- LRa01、2007年10月15日から2008年3月3日まで – 11,408個の星を観測。
- SRa01、2008年3月3日から2008年3月31日まで – 8,150個の星を観測。
- LRc02、2008年3月31日から2008年9月8日まで – 11,408個の星を観測。
- SRc02、2008年9月8日から2008年10月6日まで – 11,408個の星を観測。
- SRa02、2008年10月6日から2008年11月12日まで – 10,265個の星を観測。
- LRa02、2008年11月12日から2009年3月30日まで – 11,408個の星を観測。
- LRc03、2009年3月30日から2009年7月2日まで – 5,661個の星を観測。
- LRc04、2009年7月2日から2009年9月30日まで – 5,716個の星を観測。
- LRa03、2009年9月30日から2010年3月1日まで – 5,289個の星を観測。
- SRa03、2010年3月1日から2010年4月2日まで。
- LRc05、2010年4月2日から2010年7月5日まで。
- LRc06、2010年7月5日から2010年9月27日まで。
- LRa04、2010年9月27日から2010年12月16日まで。
- LRa05、2010年12月16日から2011年4月5日まで。
- LRc07、2011年4月5日から2011年6月30日まで。
- SRc03 、2011年7月1日から2011年7月5日まで – CoRoT-9bの太陽面通過を再観測するために行われた観測。
- LRc08、2011年7月6日から2011年9月30日まで。
- SRa04、2011年9月30日から2011年11月28日まで。
- SRa05、2011年11月29日から2012年1月9日まで。
- LRa06 、2012年1月10日から2012年3月29日まで – CoRoT-7bの再観測に特化した実行。
- LRc09、2012年4月10日から2012年7月5日まで。
- LRc10、2012年7月6日から2012年11月1日まで - 致命的な故障により中断され、ミッションは終了しました。
探査機は恒星の明るさを時間とともに監視し、惑星が恒星を通過するときに定期的に起こるわずかな減光を探した。すべての視野で、CoRoT は太陽系外惑星研究のためにV 等級11 から 16 の範囲にある何千もの恒星の明るさを記録した。実際、11 より明るい恒星ターゲットは太陽系外惑星の CCD 検出器を飽和させ、不正確なデータを生成する一方、16 より暗い恒星は惑星検出を可能にするのに十分な光子を供給しない。CoRoT は、半径が地球の 2 倍で 14 より明るい恒星を周回する岩石惑星を検出できるほど感度が高かった。 [18]また、全等級範囲で新しいガス惑星を発見することも期待されている。[19]
CoRoT は星震学も研究しました。星の音響脈動に伴う光度変化を検出できます。この現象により、星の正確な質量、年齢、化学組成を計算でき、太陽と他の星の比較に役立ちます。このプログラムでは、各視野に星震学の主なターゲット星が 1 つあり、他のターゲットが最大 9 つありました。データ処理ユニット 1 が失われた後、観測されたターゲットの数は半分に減少しました。
ミッションは2006年12月27日にロシアのソユーズ2-1bロケットが衛星を高度827kmの円極軌道に打ち上げたときに始まった。最初の科学観測キャンペーンは2007年2月3日に開始された。 [20]
このミッションの費用は1億7000万ユーロで、そのうち75%はフランスの宇宙機関CNESが負担し、25%はオーストリア、ベルギー、ドイツ、スペイン、ブラジル、欧州宇宙機関（ESA）が負担した。[21]
発達
CoRoT機体建造の主要請負業者はCNESであり[22] 、機体組み立て用の個々の部品がCNESに納品された。データ収集および前処理用電子機器を収容するCoRoT機器ベイは、パリ天文台のLESIA研究所によって建設され、完成までに60人年を要した。[22]機器の設計と構築は、パリ天文台のLESIA（宇宙天体物理学および計測研究所） 、マルセイユ天体物理学研究所、オルセーのIAS（宇宙天体物理学研究所）、ベルギーのリエージュ宇宙センター（CSL）、オーストリアのIWF、ドイツのベルリンDLR、およびESA研究科学支援部門によって行われた。 30 cm の無限焦点望遠鏡 Corotel は、カンヌ・マンドリュー宇宙センターの Alcatel Alenia Spaceによって実現されました。
潜在的
ミッション開始前、チームはCoRoTは地球の数倍かそれ以上の大きさの惑星しか検出できず、居住可能な惑星を検出するために特別に設計されたものではないと慎重に述べていた。最初の結果を発表したプレスリリースによると、CoRoTの機器は予想よりも高い精度で動作しており、小さな恒星の周りを短い軌道で周回する地球サイズの惑星を発見できる可能性がある。[9] トランジット法では少なくとも2回のトランジットの検出が必要であるため、検出される惑星のほとんどは75日未満の公転周期を持つ。1回のトランジットのみを示す候補惑星も見つかっているが、正確な公転周期については不確実性が残っている。
CoRoT は、太陽系の観測角度から見て通過する太陽系外惑星の割合が低いため、観測された星域内で惑星のわずかな割合を検出すると想定する必要があります。主星を通過する惑星を観測できる可能性は、惑星の軌道の直径に反比例するため、近い星での惑星の検出数は外惑星の検出数を上回ります。また、トランジット法は大型惑星に偏っており、地球型惑星が引き起こす浅い食よりも、非常に深い位置でのトランジットの方が検出しやすいためです。
データ処理装置1の故障
2009年3月8日、衛星は宇宙船の2つの光検出器チェーンのうちの1つからのデータを処理するデータ処理装置1号との通信が途絶えた。科学活動は4月初旬に再開され、データ処理装置1号はオフライン、データ処理装置2号は正常に動作していた。光検出器チェーン1号の喪失により、星震学専用のCCD1つと惑星検出専用のCCD1つが失われた。衛星の視野は50%減少したが、観測品質は低下しなかった。チャンネル1の喪失は恒久的なものと思われる。[23]
フォローアッププログラム
トランジット惑星の発見率は、トランジット候補の惑星としての性質を確認するために必要な地上からの追跡観測の必要性によって決まります。候補の検出は CoRoT ターゲット全体の約 2.3% で得られていますが、周期的なトランジット イベントが見つかっただけでは惑星発見とは言えません。これは、恒星連星やターゲット星に非常に近い暗い恒星の食など、いくつかの構成がトランジット惑星に似ている可能性があり、その光が光度曲線に混ざってトランジットのようなイベントを再現できるためです。最初のスクリーニングは光度曲線で実行され、トランジットの恒星としての性質を示す二次食や V 字型のトランジットのヒントが検索されます。明るいターゲットの場合、太陽系外惑星の CCD の前にあるプリズムが 3 つの異なる色で測光値を提供し、3 つのチャネルでトランジット深度が異なる惑星候補を除外できます。これは連星に典型的な動作です。これらのテストにより、候補の検出の83%を除外することができ、[24]残りの17%は世界中の望遠鏡ネットワークによる測光および視線速度追跡によって選別されます。ターゲットのすぐ近くにある希薄食連星による汚染の可能性を排除するために必要な測光観測は、[25]いくつかの1mクラスの機器で実行されますが、ドイツの2mタウテンバーグ望遠鏡とハワイの3.6m CFHT / Megacamも使用されます。視線速度追跡により、連星または多重星系を除外することができ、十分な観測が行われれば、発見された太陽系外惑星の質量が提供されます。視線速度追跡は、高精度分光器、つまりSOPHIE、HARPS、HIRESを使用して実行されます。[26]候補惑星の惑星としての性質が確立されると、その恒星に対して高解像度分光法が実施され、恒星パラメータを正確に決定し、そこから太陽系外惑星のさらなる特徴を導き出すことができる。このような作業は、 UVES分光器やHIRESなどの大口径望遠鏡を使用して行われる。
興味深いトランジット惑星は、赤外線スピッツァー宇宙望遠鏡でさらに追跡され、異なる波長で独立した確認が得られ、惑星からの反射光や大気の組成が検出される可能性があります。CoRoT -7bとCoRoT-9bはすでにスピッツァーによって観測されています。
IRa01、 [27] LRc01、[28] LRa01、[29] SRc01 [30]フィールドの惑星候補の追跡運用の結果を示す論文が発表されています。2019年4月には、太陽系外惑星の探索結果の概要が発表され、[31] 37個の惑星と褐色矮星が確認され、さらに100個の惑星候補がまだ検証されていません。対象の恒星の暗さや、高い自転速度や強い恒星活動などの特性により、惑星候補の性質や質量を明確に判断できない場合があります。
発見
恒星震学と恒星物理学
星は、楽器がさまざまな音を発するのとほぼ同じように、さまざまな脈動モードに従って振動します。ギターの音を聞けば、その楽器の性質について疑いの余地はなく、熟練した音楽家であれば弦の材質や張力まで推測できます。同様に、星の脈動モードは、星全体の特性と内部の物理的状態の特徴です。したがって、これらのモードを分析することは、星の内部を調査して、星の化学組成、回転プロファイル、温度や密度などの内部物理的特性を推測する方法です。星震学は、星の振動モードを研究する科学です。これらのモードはそれぞれ、次数 l および方位角順序 m の球面調和関数で数学的に表すことができます。以下に、いくつかの例を示します。色分けされており、青 (赤) は収縮 (膨張) する物質を示しています。脈動振幅は非常に誇張されています。
この科学を太陽に適用すると、太陽震学と呼ばれ、現在までに数十年にわたって研究が続けられています。太陽表面のヘリウム存在量が初めて非常に正確に導き出され、太陽構造における微視的拡散の重要性が明確に示されました。太陽震学の分析により、太陽の内部回転プロファイル、対流エンベロープの正確な範囲、ヘリウムイオン化領域の位置も明らかになりました。そのため、非常に大きな技術的課題があるにもかかわらず、同様の分析を恒星に適用することは魅力的でした。地上では、これは太陽に近い恒星、たとえばケンタウルス座α星、プロキオン、おとめ座β星などでのみ可能でした。目標は、極めて小さな光の変化（1 ppmまで）を検出し、これらの明るさの変動の原因となる周波数を抽出することです。これにより、調査対象の恒星に典型的な周波数スペクトルが生成されます。振動周期は、恒星の種類と進化の状態に応じて、数分から数時間までさまざまです。このようなパフォーマンスを達成するには、昼夜交替のない長時間の観測が必要です。したがって、宇宙は理想的な恒星地震の実験室です。CoRoT は、 ppmレベルで振動を測定し、微小変動を明らかにすることで、地上観測ではこれまで到達できなかった恒星の新しいビジョンを提供しました。
ミッションの開始時には、4つのCCDのうち2つが、いわゆる地震フィールドにある明るい星（見かけの等級6〜9）の恒星地震観測に割り当てられ、残りのCCDは、いわゆるエキソフィールドにある太陽系外惑星の探索に充てられました。信号対雑音比は低いものの、探査機が観測されたすべてのフィールドから数千の光度曲線を記録する太陽系外惑星チャンネルデータからも、星に関する興味深い科学的知見が得られました。恒星活動、自転周期、恒星黒点の進化、恒星と惑星の相互作用、複数の恒星系は、メインの恒星地震プログラムに加えて得られる素晴らしい追加情報です。このエキソフィールドは、星地震に関する発見においても計り知れないほど豊富であることが判明しました。ミッション開始から6年間で、CoRoTは地震フィールドで約150個の明るい星、エキソフィールドで15万個以上の弱い星を観測しました。この図は、それらのほとんどがヘルツシュプルング・ラッセル図のどこに位置しているかを、地上から観測された他のいくつかの天体とともに示しています。
発見は数多くあり、[32]太陽以外の恒星で太陽のような振動が初めて検出されたこと、 [33]赤色巨星で非放射状振動が初めて検出されたこと、[34]大質量星で太陽のような振動が検出されたこと、[35] [36]たて座δ星で数百の周波数が発見されたこと、[37] Be（輝線B）星の爆発時の周波数スペクトルの目覚ましい時間発展、[38] SPB（低速脈動B）星の重力モードにおける一定周期間隔からの逸脱が初めて検出されたことなどである。[39]これらの結果を解釈することで、人類の星や銀河に対するビジョンに新たな地平が開かれた。2009年10月、CoRoTミッションは、探査機の初期成果を特集したAstronomy and Astrophysicsの特別号のテーマとなった。 [40]以下は、CoRoTのデータに基づいた恒星天体物理学への画期的な貢献の例です。
主系列星における化学的に混合した領域の拡大
化学物質の混合が瞬時に効率的に行われる対流核の上層では、進化の主系列段階で、一部の層が部分的または全体的な混合の影響を受ける可能性があります。ただし、この追加の混合ゾーンの範囲と混合効率を評価することは困難です。この追加の混合は、核燃焼段階のより長い時間スケールに関係し、特に、白色矮星としてその生涯を終える星と最終的な超新星爆発に直面する星との間の遷移時の恒星質量の値に影響を与える可能性があるため、非常に重要な結果をもたらします。銀河の化学的進化への影響は明らかです。この追加の混合の物理的な理由はさまざまであり、内部回転によって引き起こされる混合、対流泡が対流核境界を越えて放射ゾーンに入り、最終的にアイデンティティを失う（オーバーシュート）ことによって生じる混合、または他のあまり知られていないプロセスです。
- 太陽のような恒星：太陽のような恒星HD 49933は、この余分な混合の問題をよく表しています。[41]その対流エンベロープは、太陽のような振動の存在の原因です。観測された周波数スペクトルを、追加の混合の有無で計算された1.19 Mʘの理論モデルから得られたものと比較すると、余分な混合のないモデルは明らかに除外されます。
- 準巨星：このような追加の混合は、核水素燃焼中に形成されたヘリウム核の質量拡張が増加するため、より進化した準巨星の構造にも影響を与える。1.3 Mʘの準巨星HD 49385はCoRoTの精査にかけられ、完全に決定的ではないものの、そのような星のモデリングに新たな制約がもたらされた。[42]
- SPB 星:より質量の大きい SPB (ゆっくり脈動する B) 星は、鉄族元素のイオン化によって不透明度のピークが生じる層で機能するκ 機構によって励起される高次重力モードが支配的な周波数スペクトルを示します。このような星では、対流核は、水素がヘリウムに変化するにつれて対流核が徐々に後退することによって残る、化学組成が変化する領域、いわゆる μ 勾配領域に囲まれています。この領域はかなり薄く、急激な遷移領域を構成し、重力モード周波数スペクトルに非常に微妙な特徴を引き起こします。均質な恒星モデルに見られる一定の周期間隔ではなく、急激な遷移領域の影響を受けるモデルでは、この一定値からの周期的な偏差が予想されます。さらに、偏差の周期は、急激な遷移の正確な位置に直接関係しています。[43]この現象は、2つのハイブリッドB星（音響βケフェウス座と重力SPBモードを同時に示す）で検出されている：（1）HD 50230 [39]では、モデリングでは明らかにある程度滑らかな形状の追加混合が必要であること、（2）HD 43317 [44]
恒星表面層の構造
- 恒星外層の遷移層:ヘリウムイオン化領域や低質量星および赤色巨星の対流外層の下限などの遷移層も周波数スペクトルに影響します。このような不連続性のない構造では、高次音響モードは周波数分布においていくつかの規則性に従います (大きな周波数分離、2 次差分など)。遷移領域はこれらの規則性に関して周期的な偏差をもたらし、偏差の周期は遷移領域の正確な位置に直接関係しています。これらの偏差は理論によって予測され、太陽で初めて観測されました。[45] CoRoT のおかげで、それらは太陽のような星 HD 49933 [46]と赤色巨星 HD 181907 でも検出されました。 [47]どちらの場合も、ヘリウムイオン化領域の位置を正確に導き出すことができました。
- 太陽のような振動スペクトルの振幅と線幅: CoRoT宇宙ミッションの大きな成功の1つは、太陽よりわずかに高温の恒星における太陽のような振動の検出です。[33]以前に太陽で行われたように、周波数スペクトルの振幅と線幅の測定により、乱流対流による音響モードの確率的励起のモデリングに新しい制約がもたらされました。HD 49933 [48]の周波数スペクトルは、Samadiら [49] によって開発された確率的励起モデルと比較されました。[50]高周波を除いて、太陽の金属量の10分の1未満の金属量を採用することで、良好な一致が得られます。逆に太陽の値では、低周波数で振幅の不一致が2倍に達することがあります。
- 粒状化： HD 49933の周波数スペクトルで粒状化の存在が検出されました。解析は、太陽の10分の1の金属量で計算された3D流体力学モデル大気で行われました。[51]ここでも、最も低い金属量を持つモデルが観測値に近いことが示されていますが、依然として大きな不一致が残っています。
赤色巨星とこの銀河の化学進化
中心核の水素が枯渇すると、恒星全体の構造が劇的に変化する。水素の燃焼は、新たに処理されたヘリウム中心核を取り囲む狭い殻の中で起こるようになる。ヘリウム中心核が急速に収縮して加熱する一方で、水素燃焼殻の上の層は大幅な膨張と冷却を経験する。恒星は赤色巨星となり、その半径と光度は時間とともに増加する。これらの恒星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図のいわゆる赤色巨星枝上に位置し、一般的にRGB 星と呼ばれる。中心温度が 100 · 10 · 6 K に達すると、中心核でヘリウムが燃焼し始める。恒星の質量が約 2 M ʘ未満の場合は、この新たな燃焼は高度に縮退した物質で起こり、ヘリウムフラッシュを経て進行する。フラッシュ後の再調整により、赤色巨星はヘルツシュプルング・ラッセル図のいわゆるレッドクランプ(RC) に位置するようになる。
RGB型でもRC型でも、これらの星はすべて、太陽のような振動を励起するのに好ましい拡張された対流エンベロープを持っています。CoRoTの主な成功は、太陽系外磁場内の何千もの赤色巨星における放射状および長寿命の非放射状振動の発見です。[34]それぞれの赤色巨星について、周波数スペクトルの最大出力における周波数νmaxと、連続するモード間の大きな周波数分離Δνを測定することができ、[52] [53]一種の個別の地震パスポートを定義しました。
- この銀河の赤色巨星の集団:これらの地震シグネチャを、実効温度の推定値とともに、これらを全球的な恒星の特性と関連付けるスケーリング則に導入すると、[54] 数千の赤色巨星の重力(地震重力)、質量、半径を推定でき、光度と距離がすぐにわかります。次にヒストグラムを作成し、これらの CoRoT ヒストグラムをこの銀河の赤色巨星の理論的な合成集団から得られた理論的なヒストグラムと比較すると、まったく予想外の素晴らしい結果が得られました。このような理論的な集団は、この銀河の時間進化に沿った恒星の連続世代を説明するためにさまざまな仮説を採用した恒星進化モデルから計算されました。[55] Andrea Miglio と共同研究者は、両方のタイプのヒストグラムが互いによく似ていることに気づきました。[56]ヒストグラムの画像に見られます。さらに、これらの何千もの星の距離に関する知識を銀河座標に追加して、この銀河の 3D マップが描かれました。これは図に示されており、異なる色は異なる CoRoT 実行とケプラー観測 (緑の点) に関連しています。
- この銀河の年齢と金属量の関係:赤色巨星の年齢は、その以前の主系列寿命と密接に関係しており、その寿命は質量と金属量によって決まります。赤色巨星の質量を知ることは、その年齢を知ることに等しいです。金属量がわかっていれば、年齢の不確実性は 15% を超えません。この銀河の 100,000 個の赤色巨星の金属量を測定することを目標とする APOGEE (Apache Point Observatoty Galactic Evolution Environment) 、GALAH (Galactic Archaeology with HERMES)、GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) などの観測ミッションは、もちろんこれらの地震重力から広く恩恵を受けることができ、最終的にはこの銀河の年齢と金属量の関係を確立することができます。星震学は、この銀河の構造と化学進化の入り口を越えました。[57]
- 中心部の水素とヘリウムの燃焼中の地震シグネチャと混合ゾーンの拡大:赤色巨星のCoRoT [58]とKepler [59]の周波数スペクトルの分析をさらに精査した結果、新たな重要な発見がもたらされました。地震シグネチャの小さく微妙な違いにより、明るさが似ているにもかかわらず、RGB 星と RC 星を区別することができます。これは、精巧な赤色巨星のモデリングにより理論的に確認されました。[60]重力優位モードの周期間隔は特に意味があると予想されます。多数の赤色巨星でその検出は、コアの水素燃焼中の対流コア上の混合領域の範囲だけでなく、コアのヘリウム燃焼中の混合領域の範囲も確定する手がかりになる可能性があります。両方の混合プロセスは、事前にはまったく無関係です。[61]
巨大な星々
質量の大きい変光星の周波数スペクトルは、鉄族元素の部分的な電離によって不透明度のピークが生じる層で作用するκ 機構によって励起される音響モードが支配的である。さらに、これらの星の中で最も進化した星は混合モード、すなわち深層で g 特性を持ち、外層で p 特性を持つモードを示す。水素燃焼は、化学組成が変化する領域に囲まれた対流核と、ヘリウムや鉄族元素の部分的な電離に関連する小さな対流層を除いてほとんど放射性の外層で起こる。低質量星と同様に、対流核の真上にある完全または部分的に混合された領域(混合域外)の範囲は、理論モデル化に影響を与える主な不確実性の 1 つである。
- ケフェウス座β星：ケフェウス座β星の地震解析から、この余剰混合帯の範囲を1対1で導き出すことは明らかではないことがわかった。[62] θ Ophiuchi [63]をモデル化するにはかなり大きな範囲が必要であるように思われるが、HD 129929 [64] [65]、β Canis Majoris [66]、δ Ceti [67]、12 Lacertae [ 68 ]についてははるかに小さい範囲が好ましい。[ 69]この余剰混合帯は、V1449 Aquilae (HD 180642) [70]やν Eridani [71] の構造には存在しない可能性もある。[72]この帯の範囲と、星の自転速度や磁場との関係を確立することは非常に興味深い。V2052 Ophiuchi [73]の地震解析によると、この星は急速に回転しており、余分な混合が起こりやすいものの、そのような領域が存在しない可能性がある。この星で検出された磁場が余分な混合が起こらない理由である可能性がある。
- Be型星：後期Be型星HD 181231とHD 175869は、太陽の約20倍という非常に速い自転速度を持つ。これらの星の地震学的解析では、対流のみから予想されるものよりも約20％大きい中心混合領域が必要であるように思われる。[74]もう1つのBe型星HD 49330には、非常に刺激的な驚きが待ち受けていた。このような星に典型的に見られる、星周ディスクへの物質の爆発中にCoRoTによって観測されたその周波数スペクトルは、劇的な変化を被った。最初は音響モードが支配的だったが、スペクトルは爆発と厳密に一致する振幅を持つ重力モードの出現を示した。[75]励起モードの性質と力学現象との間のこのような関連は、もちろん、Be型星の内部構造の探求における金鉱である。
- O型星： CoRoTは多くのO型星を観測した。その中でもHD 46150とHD 46223（銀河団NGC 2264のメンバー）とHD 46966（OB連星団Mon OB2のメンバー）は脈動していないようで、これは同様のグローバルパラメータを持つ星の恒星モデリングと一致している。[76]一方、プラスケットの星HD 47129の周波数スペクトルは、理論モデリングから予想される周波数範囲で6つの高調波を持つピークを示している。[77]
CoRoT によるもう一つの予想外の発見は、大質量星に太陽のような振動が存在することです。約 200,000 K (鉄不透明度ピーク) での鉄族元素のイオン化によって生じる不透明度ピークに関連する小さな対流殻は、太陽で観測されるような音響モードの確率的励起の原因である可能性があります。
- V1449 Aquilae (HD 180642):この CoRoT ターゲットは、周波数スペクトルが高周波で非常に小さな振幅の音響モードを示すケフェウス座β星です。注意深い分析により、それらは、この対流鉄不透明度のピークゾーン、または対流コアから発生する乱流泡によって励起された太陽のような振動であることがわかりました。[35]鉄不透明度のピークゾーンで作用するκ メカニズムによって励起された脈動が、この同じゾーンによって確率的に励起された脈動と同じ星に並んで存在したのは初めてであるため、これは確かに大きな発見です。これが、V1449 Aquilae のこれらの太陽のような振動の主な発見者である Kevin Belkacem が、このケフェウス座β星に新しい洗礼証明書を追加し、キメラと名付けた理由です。この図は、キメラの周波数スペクトルにおける 2 つのモード、太陽のようなモード (上) と β ケフェイ モード (下) の周波数と時間の挙動を示しています。太陽のようなモードの確率的性質は、時間の経過とともに周波数が不安定になり、数 μHz にわたって周波数が広がることで明らかになります。周波数の安定性と β ケフェイ モードの狭い周波数範囲との対比は印象的です。
- HD 46149:その後、連星系HD 46149のより質量の大きいO型星でも太陽のような振動が発見されました。[36]連星系の性質から生じる制約と地震学的制約が組み合わさって、連星系の軌道パラメータとそのメンバーの全体的な特性が決定されました。
散開星団NGC 2264
2008年3月の23日間の観測で、CoRoTは若い散開星団NGC 2264の636個の星を観測しました。クリスマスツリー星団と呼ばれるこの星団は、地球から比較的近いいっかくじゅう座にあり、距離は約1800光年です。年齢は300万年から800万年と推定されています。このように若い星団は、星の形成や初期の星の進化に関連するさまざまな科学的問題を調査するのに理想的なターゲットです。NGC 2264の星に関するCoRoTのデータにより、最近形成された星とその周囲の物質との相互作用、星団メンバーの回転と活動およびその分布、星震学を使用した若い星の内部、惑星食と恒星食を研究することができます。
星の誕生と幼少期は、初期の星が高密度の分子雲の奥深くに埋め込まれているため、可視光ではほとんど見えません。赤外線やX線での観測により、分子雲のより奥深くまで観察し、星の進化におけるこれらの初期段階についてより詳しく知ることができます。そのため、2011年12月と2012年1月には、CoRoTは4つの宇宙望遠鏡といくつかの地上観測所が参加する大規模な国際観測キャンペーンに参加しました。すべての機器が、約1か月間、異なる波長で若い銀河団NGC 2264の約4000個の星を同時に観測しました。カナダの宇宙ミッションMOSTは可視光で銀河団の最も明るい星をターゲットにし、CoRoTはより暗いメンバーを観測しました。MOSTとCoRoTは、NGC 2264を39日間連続して観測しました。[78] NASAの衛星スピッツァーとチャンドラは、赤外線（30日間）とX線領域（300キロ秒）で同時に星を測定した。また、チリのESO超大型望遠鏡、ハワイのカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡、テキサスのマクドナルド天文台、スペインのカラル・アルト天文台などでも、地上観測が同時に行われた。
CoRoT 観測により、脈動する前主系列(PMS) δ Scuti 星が 12 個ほど発見され、PMS 星に γ Doradus 脈動が存在することが確認されました。[79]また、NGC 2264 のメンバーに δ Scuti/γ Doradus ハイブリッド脈動の存在が確認されました。CoRoT 観測には、このグループの星で最初に発見されたメンバーである、よく知られている前主系列脈動星である V 588 Mon と V 589 Mon も含まれていました。CoRoT 光度曲線で達成された精度により、前主系列星における顆粒化の重要な役割も明らかになりました。 [80]
CoRoTデータを用いたTタウリ型星とそれらの星周物質との相互作用の調査により、 AAタウリ型天体という新しいクラスの存在が明らかになった。[81] CoRoT観測以前は、Tタウリ型星は、星表面の斑点によって引き起こされる正弦波状の光の変化、または若い星を取り囲むガスとダストの円盤によって引き起こされる完全に不規則な変動を示すことが知られていた。AAタウリ型天体は、深さと幅が異なる周期的な極小値を示すため、半規則的な変光星である。CoRoT観測により、このクラスの天体を確立することができた。[82]可視光と赤外線およびX線領域の変動を比較することで、恒星進化の最も初期の段階に関する刺激的な洞察も得られる。
連星系
CoRoTによって、非放射状脈動する連星系が多数観測された。 [83]そのうちのいくつかは、γドラダス型のメンバーを含む食連星であり、CoRoTの実行中に発見された。[84] 食現象は、グローバルパラメータがすぐに追跡できるため、地震によるものに加えて、恒星モデリングに非常に貴重な制約をもたらすため、重要な役割を果たしている。
- AUいっかくじゅう座: この半分離連星系には、 G星の伴星と相互作用するBe星が含まれています。CoRoTによる観測により、非常に高品質の光度曲線が得られました。その後、グローバルパラメータが改善され、軌道運動とその他の長期変動の新しいエフェメリスが導き出されました。この長期変動は、恒星周囲の塵による周期的な光減衰に起因しているようです。[85]
HD 174884 の光度曲線。上のパネルは光度曲線全体を示しています。2 番目のパネルは、小さな二次極小が見える拡大図です (その深さは、より深い極小の 1% です)。3 番目のパネルは、さまざまな位相での空の平面 (つまり、私たちがシステムを見る方向) への投影を示しています。Carla Maceroni と CoRoT バイナリ チームより - HD 174884 : 2つのB型星からなる高離心率（e=0.29）かつ短周期連星系HD 174884で、潮汐力による脈動が検出されている。[86]図の上段は連星系の全光度曲線を示している。2番目のパネルでは、主食の深さの約1%の深さで小さな二次食が見られる。実際には、この系は同様の質量、サイズ、温度の星で構成されている。軌道が円形であれば、食の深さは同様となる。しかし、軌道は離心率が高く、私たちに対する宇宙の向きは、主食のときよりも星が遠いときに二次食が発生するような向きになっている。図の3番目のパネルは、さまざまな軌道位相での天空面（つまり、私たちが見ている系）への投影を示している。
- CoRoT 102918586 (別名CoRoT Sol 1 ): 比較的明るい食星系 CoRoT 102918586 は、CoRoT によって観測された二重線分光連星で、γ Doradus 型の脈動の明確な証拠が明らかになりました。CoRoT の光度測定に加えて、分光追跡調査が行われ、視線速度曲線、構成要素の有効温度、金属量、視線方向の投影回転速度が得られました。食連星の光度曲線分析と分光結果を組み合わせることで、1～2% の精度でシステムの物理パラメータが得られ、進化モデルとの比較によりシステムの年齢に関する制約が得られました。最も適合する食連星モデルを差し引いた後、残差を分析して脈動特性を判定しました。主星は典型的な γ Dor 周波数で脈動し、次数 l=1 の高次 g モードと一致する周期間隔を示します。
- HR 6902 : 赤色巨星とB型星を含む連星系HR 6902は、CoRoTによって2回にわたって観測され、主食と副食を完全にカバーすることができました。この系は現在、特に赤色巨星の内部構造に新たな制約をもたらすことを最終目標として分析されています。[87]
- 低質量連星: CoRoTによって観測された連星系のうち、低質量成分は0.23 M⊙の後期M型星であり、推定実効温度は約3000 Kであるため、特に興味深い。 [88]主成分は1.5 M⊙のMS型星である。
- 連星系におけるビーム効果: CoRoT が観測した連星系では、食時外の変動が見られ、これはビーム効果(ドップラー効果とも呼ばれる) と解釈された。この効果は、観測者に近づいたり遠ざかったりする光源の明るさの変化から生じ、その振幅は視線速度を光速で割った値に比例する。[89]周回する恒星の速度の周期的変化は、光曲線に周期的なビーム効果の変化をもたらす。このような効果は、検出可能な食や通過がなくても、連星系の性質を確認することができる。ビーム効果の主な利点の 1 つは、光曲線から直接視線速度を決定できることであるが、連星系コンポーネントの非常に異なる明るさが必要であり、SB1 連星系の場合のように単一の視線速度曲線しか得られない。食時外の変動は、BEER (ビーム楕円反射) アルゴリズムでモデル化された。[90]
太陽系外惑星
太陽系外惑星を見つけるために、CoRoT はトランジット検出法を使用します。主なトランジットとは、惑星などの天体が恒星と観測者の間を通過するときに、恒星からの光の一部が掩蔽される現象です。これは、CCD が光束の非常に小さな変化に敏感なために検出できます。Corot は、約 1/10,000 の明るさの変化を検出できます。したがって、科学者はこの方法を使用して、地球の約 2 倍の大きさの惑星、スーパーアースと呼ばれる種類の惑星を発見できると期待できます。半径が地球の 1.7 倍である Corot-7b の検出により、これらの予測が正しかったことが示されました。CoRoT は、32 秒間の露出を 1 回 32 秒間行いますが、データ フローが大きすぎるため、画像は完全には地球に送信されません。搭載コンピューターは、データ削減という重要な作業を実行します。太陽系外惑星チームによって事前に選択された各ターゲット星の周囲のフィールドが、特定のマスクで記述される一定数のピクセルで定義され、次にマスク内のすべてのピクセルの合計が実行され、この情報が地上に送信される前に、複数の露出が追加されます (通常は 16 回で、積分時間は約 8 分になります)。特に興味深いと見なされる一部の星については、各露出のデータが 32 秒ごとに送信されます。このような 32 秒または 512 秒のサンプリングは、1 時間弱から数時間続く惑星の通過の検出に適しています。この方法の特徴は、ターゲットを本格的な候補と見なす前に、2 つの等しい時間間隔で区切られた少なくとも 3 回の連続した通過を検出する必要があることです。軌道周期Tの惑星は、3 回の通過を検出する機会を得るために、少なくとも 2 Tから 3 Tの間の時間間隔で観測される必要があります。惑星から恒星までの距離（楕円軌道の長半径によって特徴付けられる）は、ケプラー/ニュートンの第二法則a 3 = T 2 M恒星によってその公転周期に関連付けられており、それぞれa 、 M 、Tの単位として: 地球から太陽までの距離 (1 億 5000 万 km)、太陽の質量、地球の公転周期 (1 年)。これは、たとえば観測期間が 1 年未満の場合、検出可能な惑星の軌道が地球の軌道よりも大幅に小さくなることを意味します。したがって、CoRoT の場合、各星域の観測期間は最大 6 か月であるため、0.3 天文単位 (太陽と水星の間の距離未満) より主星に近い惑星のみを検出でき、したがって一般にいわゆる居住可能領域内にはありません。ケプラー ミッション (NASA) は、同じフィールドを長年にわたって継続的に観測しているため、主星から遠くにある地球サイズの惑星を検出することができました。
CoRoT によって発見された太陽系外惑星の数が中程度 (6 年間の運用期間中に 34 個) なのは、発表前に地上の望遠鏡で必ず確認する必要があるという事実によって説明されます。実際、ほとんどの場合、複数のトランジットの検出は惑星の検出を意味するのではなく、連星系の検出を意味します。連星系とは、一方の恒星がもう一方の恒星をかすめる掩蔽に対応するもの、または系が明るい恒星 (CoRoT ターゲット) に十分近く、トランジットの影響がこの恒星の光によって薄められるもののいずれかです。どちらの場合も、明るさの減少は、恒星の円盤の前を通過する惑星の減少と一致するほど低いです。これらのケースを排除するために、視線速度分光法と CCD カメラによる画像測光という 2 つの方法を使用して地上から観測を行います。最初のケースでは、連星の質量がすぐに検出され、2 番目のケースでは、アラートの原因となったターゲット星の近くの連星系をフィールドで特定できることが期待できます。相対的な明るさの減少は、測定フィールドを定義するマスク内のすべての光を追加する CoRoT で見られるものよりも大きくなります。結果として、CoRoT 太陽系外惑星科学チームは、単純な候補リストではなく、確認され完全に特徴付けられた惑星のみを公開することを決定しました。この戦略は、候補が定期的に更新され、一般に公開されるケプラーミッションで採用されている戦略とは異なり、かなり時間がかかります。一方、このアプローチは、公開された CoRoT の発見のセットが、これまでに行われた太陽系外惑星研究の中でも最高のものを構成するため、ミッションの科学的成果も増加させます。
惑星発見のタイムライン
CoRoTは2007年に最初の2つの惑星、ホットジュピター CoRoT-1bとCoRoT-2bを発見した。[9] [92]同年に恒星震学の結果が発表された。 [93]
2008年5月、ESAは 木星サイズの2つの新しい太陽系外惑星CoRoT-4bとCoRoT-5b、および未知の巨大天体CoRoT-3bの存在を発表しました。
2009年2月、第1回CoRoTシンポジウムで、スーパーアースCoRoT-7bが発表されました。これは、当時、地球の直径の1.58倍で、確認された最小の太陽系外惑星でした。同じ系の2番目の非トランジット惑星CoRoT-7cと、新しいホットジュピターCoRoT-6bの発見も、シンポジウムで発表されました。
2010年3月にCoRoT-9bが発表されました。これは水星の軌道に近い軌道にある長周期惑星（95.3日）です。[94]
2010年6月、CoRoTチームは6つの新しい惑星、CoRoT-8b、CoRoT-10b、CoRoT-11b、CoRoT-12b、CoRoT-13b、CoRoT-14b、および褐色矮星CoRoT-15bを発表しました。[96]発表された惑星はすべて木星サイズですが、土星と海王星の間に位置すると思われるCoRoT-8bを除きます。探査機は、非トランジット惑星であるHD46375 bの可視波長での反射光を暫定的に検出することもできました。 [97]
2011年6月の第2回CoRoTシンポジウムで、探査機は太陽系外惑星カタログに10個の新しい天体を追加しました：[98] CoRoT-16b、 CoRoT - 17b、CoRoT-18b、 CoRoT-19b 、CoRoT-20b、 CoRoT- 21b、 CoRoT- 22b、 CoRoT -23b、CoRoT-24b、CoRoT-24c。
2011年11月現在、さらに約600個の太陽系外惑星候補の確認が行われている。[99]
主な結果
CoRoT が検出した太陽系外惑星の中で、最も独創的な特徴を持つサブセットを強調することができます。
- CoRoTによって最初に検出された惑星であるCoRot -1bはホットジュピターである。さらなる分析により、CoRoTによって提供された高精度の光度曲線のおかげで、CoRoT-1bは光学的に二次食が検出された最初の太陽系外惑星となった[100]。
- CoRoT-3b は質量が 22 M Jupで、「褐色矮星と惑星の中間のようなもの」とみられる。3年後にexoplanet.eu データベースの所有者によって提案された惑星の定義[101]によれば、 CoRoT-3bは質量が木星の 25 倍未満であるため、太陽系外惑星に分類される。2010 年 8 月の論文で、CoRoT はCoRoT-3 の光度曲線に楕円体効果と相対論的ビーム効果を検出した。[102]
- CoRot-7b は、半径が地球の 1.7 倍、質量が地球の 7.3 倍で、密度と組成が地球に近い、初めて確認された岩石惑星です。
CoRoT-7b の想像図。大きさと質量、そして密度の正確な推定により、初めて発見された岩石質のスーパーアースです。この画像には、星に面した半球に存在するはずの溶岩の海が写っています。著者: Fabien Catalano - CoRoT-8bは海王星と同じクラスの惑星で、質量は0.22 M Jupです。
- CoRoT-9b は、温帯惑星という称号を得た最初の惑星です。木星の 80% の質量を持ち、水星の軌道に似た軌道を持つこの惑星は、太陽系内の惑星に類似していることが知られている最初のトランジット温帯惑星です。発見当時、この惑星はHD80606 bに次いで、トランジット周期が 2 番目に長い太陽系外惑星でした。
- CoRoT-11b と CoRoT-2b は、それぞれ半径 1.4 と 1.5 R Jupの 2 つの膨張した惑星です。理論では、このような天体に対する一貫したモデルはまだ提供されていません。
- 軌道上にある本物の褐色矮星 CoRoT-15b。
- CoRoT-10b、CoRoT-16b、CoRoT-20b、CoRoT-23b の 4 つのホット ジュピターは、理論的にはこのような小さな軌道では円形化が予測されているにもかかわらず、偏心軌道上にあります。これは、潮汐力によるエネルギー散逸を定量化するパラメーターである Q pに対する明確な制約です。
- CoRoT-22b は、土星の半分以下の質量を持ち、その小ささで知られています。
- CoRoT-24b と c は、CoRoT によって発見された 2 番目の惑星系で、木星質量が 0.10 M と 0.17 M の 2 つの小さな惑星を持ちます。2 つの惑星は海王星サイズで、同じ恒星を周回しており、CoRoT によって検出された最初の多重トランジット系です。
発見された太陽系外惑星のリスト
このミッションにより、以下の惑星が太陽面を通過することが発表されました。
薄緑色の行は、惑星が連星系の恒星の 1 つを周回していることを示します。
その他の発見
次の表は、CoRoT によって検出された褐色矮星と、フォローアップ プログラムで検出された非トランジット惑星を示しています。
CoRoT によって発見された太陽系外惑星の全体的な特性
CoRoT の惑星はすべて、少なくとも70 日間の長期間にわたって検出された 。検出チームは、各実行で平均 200 ～ 300 件の周期的イベントを発見した。これは、監視された恒星の 2 ～ 3% に相当する。これらのうち、候補惑星として選択されたのは合計 530 個のみ (銀河反中心の方向に 223 個、中心に向かって 307 個)。最終的に真の惑星と判明したのは 30 個のみ (約6%) で、その他のケースは食連星 (46%) または未解決のケース (48%) であった。[136]
コローの検出能力は、周期と恒星の明るさに応じて、すべての候補について測定された通過の深さを示す図 D で示されています。確かに、短期間 (5 日未満) の小さな惑星 (地球の1.5 R まで) と明るい恒星を検出する能力が優れています。
CoRoT 惑星は、さまざまな太陽系外惑星ファミリーに見られる幅広い特性と特徴を備えています。たとえば、図に示すように、CoRoT 惑星の質量はほぼ 4 桁の範囲にわたります。
惑星の質量と恒星の質量をトレースすると（図）、他の実験よりもばらつきが少ない CoRoT データ セットでは、質量の大きい惑星が質量の大きい恒星の周りを回る傾向があるという明確な傾向が示されており、これは最も一般的に受け入れられている惑星形成モデルと一致していることがわかります。
参照
- 自動惑星ファインダー – 太陽系外惑星を探すロボット光学望遠鏡
- ダーウィン – 2007 欧州宇宙観測所の配列に関する研究コンセプト
- 高精度視線速度惑星探査機 – 惑星検出装置
- ケプラー宇宙望遠鏡 – NASA の太陽系外惑星研究用宇宙望遠鏡 (2009–2018)
- 多惑星系の一覧 – 複数の惑星を持つ系の一覧
- NASA 太陽系外惑星アーカイブ – オンライン天文学太陽系外惑星カタログおよびデータ サービス
- 宇宙干渉計ミッション – 中止されたNASA宇宙望遠鏡
- 地球型惑星ファインダー - NASA による宇宙望遠鏡アレイの概念研究
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズのCOROTに関連するメディア- CNESサイトのCoRoT
- CoRoT N2 パブリックアーカイブ