Archive | transits RSS for this section

Inverse Transits

I was talking to last week’s seminar speaker, and we were talking about Planet Hunters and some of the things that might be lurking in the Kepler data.  One cool thought is there might be inverse transits so instead of dimming events, instead the star actually appears brighter.

There are lots of eclipsing binaries that you’ve probably seen as you’ve been classified, but another interesting type of eclipsing binary might be a transiting white dwarf orbiting a main sequence star. White dwarfs are about the same size or a little bit bigger than the Earth about half as massive as the Sun. Depending on where the white dwarf orbits, there could be magnification causing a brightening as the white dwarf crosses in front it’s companion star. This magnification is caused by gravitational microlensing, where a massive object bends  light of a background source resulting in images of the source that are magnified and distorted. Transiting exoplanets are not massive enough to bend and distort the light of their companion stars significantly. For eclipsing binaries it looks white dwarfs are in the sweet spot, if they are orbiting extremely close to their partner main sequence star. Papers in 2003  by Sahu and Gilliland (2003) and Farmer and Agol predicted that Kepler might be able to detect such events. In these cases during the transiting event, the ligthcurve gets brighter rather than fainter. These events last as long as the transit does so only a few hours (if the white dwarf is orbiting at 1 AU the event is ~10 hours in duration).

Here’s some examples from a paper by Sahu and Gilliland (2003) .

A transiting 0.6 solar mass white dwarf orbiting at 1 AU

 

0.6 solar mass white dwarf at different orbital radii from a solar-type star

There are some estimates of how many might be there ranging from a few to a about a hundred or so events in the Kepler monitored stars, but we really don’t know.  No one has detected them, and there could be 1 or none but with so many eyeballs staring at the data, we might uncover them if they’re there. Anyone seen anything like this in the light curves you’ve classified? It would be very exciting if we found one, it would be the first such discovery – if you see an inverse transit like the examples above, please share on Talk and let us know about your discovery!

Cheers,

~Meg

Transit Fitting

By  Charlie Sharzer. Charlie  is an undergraduate at Yale working on model fitting the PH planet candidates to estimate their radii and periods

Hey everyone!  For the last month and a half I have been playing around with a program called LCME (Light Curves Made Easy) written by our own Matt Giguere modeling the Planet Hunters planet candidates.  The program creates a graphical user interface that can be used to evaluate the same light curves you see when looking for transits.  All I have to do is enter the ID# of a promising star, and it displays the curve in a graph.  I click around for a few minutes, marking where I think the transits are on the graph, and the program is able to estimate the location and duration of all potential transits.  It then uses this information to get what we really want: an estimate for the radius and period of the planet candidate.

On the technical side of things, once I point out the parts of the graph with dips in the light curve, I can ask the program to trace a curve mirroring the data using a box-least-squares fit.  The box version of the least-squares method, not unlike finding a standard deviation, attempts to minimize the error between the components of each point’s position vector and a linear (or nonlinear) trendline that fits the data.  Most significantly, it can “predict” the further locations of dips in the light curve that I don’t personally highlight.

If the data is confusing or the least squares fit gives a worse estimate than my own (as was the case last week when I was examining a multiple planet system) I can phase-fold the data to get a more accurate reading.  This stacks the mini-image of each period of transit on top of each other and finds the mean values to create a totally new array that is (hopefully!) more accurate.  I can also use the Levenberg-Marquadt algorithm to minimize the sum of the squares of the deviations of all points from the least-squares-fitted curve, or make a lomb-scargle periodogram to, if the light is broken down into frequencies, find the time at which sample frequencies are mutually orthogonal.

via seo company

Looking for Gems in Talk

I wanted to talk a bit more about the Talk collections. There is a treasure trove of information sitting in all of the unique and interesting collections you are all making in Talk. We made our first list of planet candidates using the classifications you’ve all made in the classify interface (see John’s post). We want to start digging into your great Talk collections and find the interesting gems in there.

We have a visiting student from France, Thibault Sartori from École normale supérieure. One of his projects is going to be taking a look at all the great Talk collections you made. He will be looking for interesting transits, small radii-planets, and multi-planet system that may not be extracted from the classify interface. If you have a collection of interesting transits or potentially new multi-planet systems, we’d like if you can add a #phtransits (for single planet systems) and #phmulti (if you have collections of multiplanet systems) to your collections. We’ll search the Talk database for collections with these keywords and extract their entries after Sunday.

We’re also willing to feature a collection on the Talk page, so if you have something cool you want the rest of the community to see or what help with adding new objects, tweet, email, or post it on facebook and we’ll feature the collection on the front page. We can’t wait to see what’s in your collections, and we’ll keep you posted on Thibault’s progress and what we find on the blog.

Happy Hunting,

~Meg

PS. I was observing in Chile at La Silla two weeks ago, and wanted to share some pictures of the telescopes. I was using the NTT the kinda of squarish telescope in the back left which has the clouds behind it

Candidate Selection

Hello there planet hunters, John here again. We know that you have been anxiously awaiting word on all of the transits you have been detecting. The first batch of stars with promising transits has been released today and I wanted to give you an overview of how we selected these particular stars out of the ones you marked.

We started with the 1.2 million classifications you made between December 15th and January 16th. Any star which had a transit marked by at least 5 people and had not previously been published was our first cut. That left us with 3533 stars.

We then had a small team of astronomers here at Yale quickly go through and rate these on a 5 point scale as likely planets and eclipsing binaries. A sort of Hot-or-Not for transits. We were now down to about 800 stars that fell into one or both of those categories.

Finally, three senior dip spotters went more carefully through this list, rating them again. Any star which was marked as either a possible planet or eclipsing binary with a score of 4 or better made it onto this first list of candidates. 90 possible planets and 42 possible eclipsing binaries!

There were many exciting transits that did not make the cut. Mostly it was because we need more data. You will notice that there are some single transits in the list, but there were just so many good ones it was hard to leave them out.

Our next step is to model these transits and weed out any more that may look promising by eye but aren’t quite as regular as they appear. This will also allow us to add radius and period information for most of the stars. Additionally, we will be including all of those stars where you identified existing planets, planet candidates, and eclipsing binaries from published works. I can already tell you that you easily found all of the published confirmed Kepler planets which were in the data.

So, head on over to the Candidates pages, or check out the two new links on your profile page which shows you any planet or eclipsing binary candidates which you marked a transit on.

Thanks for all of the hard work!
John M. Brewer

Simulated Transits

In this blog post, we wanted to focus on the simulated transits you’ve been seeing and why they’re important to the project, as well as answer some of the questions regarding them.

One of the goal of Planet Hunters is  to explore the diversity of the terrestrial and giant planet populations and begin to understand the spectrum of solar systems providing crucial context for own solar system. How many Jupiter sized planets are out there? How many Neptune-sized? How many Earth-sized? are solar systems like ours common?  These questions are  fundamental to understanding  how planets form and evolve.

With just the  planet discoveries alone you can’t answer these questions because  you don’t know how complete the sample is. This is because you don’t know how sensitive to detecting planets of  different types the project is, particularly since this is a new way to look for planets that has never been done before. If we found one earth-sized planet for example. We can’t say anything about their abundance compared to gas giant planets, since we don’t know  how many we might have missed in the data set -that’s where the simulated transits come in.

We added Kepler lightcurves into the PH interface with simulated transits, spanning the range of exoplanet radii and orbital periods, to test which kinds of transiting planets can be detected with Planet Hunters to assess the fraction of missed planets. If users flag 100% of the Jupiter-sized planets with orbital periods shorter than 30 days, but only 50% of the Neptune-size planets with orbital periods shorter than 30 days, then we know that the number of transiting Neptunes in the real light curves is a factor of two larger than what has been flagged. This provides a powerful statement about the fraction of transiting planets that could only be made with the Planet Hunter collective.

It might seem like we’re testing you or trying to train you to identify transits , but we’re really testing the project.  This is a really vital part of the project, with these simulated transits we can answer these really interesting and fundamental questions about how solar systems and planets form.

Some of the simulated planets like large Jupiter-sized planets will be really easy to spot while others will be near impossible to identify especially for the extremely small planets, but don’t be discouraged if you didn’t find the simulated transit. That’s okay, that’s part of the experiment. We don’t know what Planet Hunters we will be able to detect so we have to look at the look  at range of possible planet radii and orbits. Can we find 1.2 Earth radii planets? 1.6? and how does incompleteness change in this critical range of radius? How much worse does detectability get when there is just 1 transit instead of 3?-  with the simulated transits we will be able to answer these questions. With this information we can then start putting a picture together of the abundance and variety of solar systems.

We will always identify the simulated transit points in red  after you’ve classified the star and will mark the lightcurve as simulated data in Talk. The reason we don’t identify the simulated data first, is that if you knew the lightcurve had simulated events you might look at it differently. To be able to use the data from the simulated transits accurately, we need them to be examined in exactly the same conditions as the real lightcurves.

Users on PH Talk have said that for some of the simulated transits the red points are in the wrong spot.  The points we are marking for the simulated transits are correct. There are two reasons why it might look like the points are wrong

  1. The  lightcurve have really a small and distat planet injected, and the flux drop caused by this planet would be so small it doesn’t look any different than the normal lightcurve. Right now we’re working to display the radius and period of the simulated transit signal injected, once you’ve classified it, so you can identify this for yourself.
  2. The star is an eclipsing binary or already has a transit signal from a larger planet than the one we injected into the lightcurve, since we don’t know beforehand which of the lightcurves in the Kepler data set have transiting planets or stars. These simulated events and your classifications for them are still useful because it gives us estimates for multiplanet system and how sensitive we could detect an additional transiting planet.

We know there were a few glitches we needed to work out with the simulated lightcurves that were making them conspicuous, we’ve fixed those, and the zoom works for the simulated lightcurves. We’ve also dialed back how frequently a user will see a simulated lightcurve.  We’ll post some examples of the simulated transits in the next blog post.

Happy Hunting,

~Meg Schwamb

Przykłady tranzytów

Solar_system_scale-2

Niedawno zespół Keplera ogłosił odkrycie pięciu gwiazd, z których każda posiada układ planetarny złożony z kilku planet (Steffen i in., 2010). Zdjęcie po lewej przedstawia wykres krzywej blasku gwiazdy SPH10102031 (Kepler ID 10723750) w pierwszym kwartale (Q1). Widać na nim dwa spadki jasności spowodowane przez tranzyty dwóch różnych planet. Tranzyty nie powtarzają się, ponieważ okresy orbitalne tych planet są dłuższe od badanego przedziału czasu. Pierwszy spadek jasności spowodowany jest przez planetę mniej więcej wielkości Jowisza. Aby pokazać typowy, prostokątny kształt wykresu w miejscu tranzytu planety, na zdjęciu po prawej prezentujemy powiększenie drugiego przypadku tranzytu. Tranzyt ten ma głębokość ok. 0,25%, co przy zakładanym promieniu gwiazdy pozwala stwierdzić, że promień tej planety jest ok. 7,6 razy większy od promienia Ziemi (czyli planeta ta jest większa od Neptuna, ale mniejsza od Jowisza).

SPH10102031 SPH10102031b

Poniżej przedstawiamy wykresy krzywych blasku dwóch innych gwiazd z pracy Steffena i in. z 2010 roku. Zdjęcie po lewej przedstawia krzywą blasku gwiazdy SPH10120491 (Kepler ID 8394721) w pierwszym kwartale. Widać na nim spadki jasności spowodowane przez tranzyty trzech różnych planet! Jeden z nich jest bardzo wyraźny i spowodowany przez planetę o promieniu 6,5 razy większym od promienia Ziemi. Planeta ta dokonuje tranzytu tylko raz w ciągu 35 dni. Na wykresie widać również tranzyty dwóch innych planet, które są nieco mniej wyraźne. Ich promień jest zaledwie kilka razy większy od promienia Ziemi. Jedna z tych planet dokonuje tranzytu co 13,5 dnia, a druga – co 27,4 dnia.

SPH10120491 SPH10017624

Zdjecia po prawej przedstawia wykres krzywej blasku gwiazdy SPH10017624 (Kepler 5972334). Widać na nim trzy spadki jasności spowodowane przez planetę wielkości Jowisza, której okres orbitalny trwa 15,4 dnia. Na tym wykresie druga planeta, o promieniu dwukrotnie większym od promienia Ziemi i okresie orbitalnym trwającym 2,4 dnia, jest praktycznie niezauważalna.

Aby lepiej przyjrzeć się wykresom oraz trochę poćwiczyć swoje umiejętności, przejdź do fantastycznych przykładów poniżej i używając zoomu, postaraj się zlokalizować tranzyty (niestety, nie będziesz mógł zapisać swoich wyników).

SPH10102031

SPH10120491

SPH10017624

Transits (examples)

Solar_system_scale-2

The Kepler team recently announced the detection of five stars, each with multiple transiting planets (Steffen et al, 2010). The left Figure below shows the Quarter 1 (Q1) light curve for the star SPH10102031 (Kepler ID 10723750) with two transit dips from two different planets. The transits do not repeat because the orbital periods are longer than the time baseline. The first transit dip is from a planet that is about the size of Jupiter. To highlight the typical boxy shape of a planet transit curve, we have zoomed in on the second transit event in the Figure below and on the right. The depth of the transit is about 0.25% and given the assumed radius of the star, the planet radius is about 7.6 times the radius of the Earth (larger than Neptune, but smaller than Jupiter).

SPH10102031 SPH10102031b

Light curves for two other stars in the Steffen et al 2010 paper are shown below.  The Figure on the left is the Q1 light curve for SPH10120491 (Kepler ID 8394721).  This light curve contains transit dips from three different planets! One of these is very obvious and is caused by a planet that is 6.5 times the radius of Earth that only transits once during the 35-day light curve.  However, there are two other transiting planets that are harder to see with radii of just a few times that of the Earth.  One of these planets transits every 13.5 days and the other transits every 27.4 days.

SPH10120491 SPH10017624

The Figure above and to the right shows the light curve for SPH10017624 (Kepler 5972334).  There are three transit dips from a Jupiter-sized planet that orbits every 15.4 days.  In this Figure, it is virtually impossible to see the second planet, which has a radius just twice that of the Earth and transits every 2.4 days.

To get a better look and some practice (you won’t be able to save these), pull up these amazing light curves and use the zoom tool to identify the transits.

SPH10102031

SPH10120491

SPH10017624

Gwiazdy podwójne zaćmieniowe a tranzyty

Observing at Keck, Christmas Eve 2010.

Jest wigilia, a ja właśnie rozpoczynam pięciogodzinną obserwację teleskopem Kecka przy wykorzystaniu spektrografu o dużej rozdzielczości (HIRES) w poszukiwaniu planet pozasłonecznych. Na zdjęciu widać, jak za pośrednictwem systemu Polycom łączę się z operatorem teleskopu, Terry’m, który znajduje się na szczycie wulkanu Mauna Kea, na wysokości 4207 metrów. Ponieważ powietrze jest tam bardzo rozrzedzone, Terry musi korzystać ze zbiornika z tlenem. Cieszę się, że w centralnym biurze teleskopu Kecka w Waimea panują komfortowe warunki pracy.

Dziś w nocy będę mierzyć predkość gwiazd, wykorzystując metodę Dopplera. Orbitujące planety powodują ruch gwiazdy wokół wspólnego centrum masy. Prędkość ta jest największa w przypadku masywnych planet.

Kiedy małe gwiazdy przesłaniają większe gwiazdy, spadek jasności może być praktycznie taki sam jak w przypadku tranzytu gazowych planet olbrzymów. Aby móc potwierdzić, że kandydatka faktycznie jest planetą, potrzebne są pomiary metodą Dopplera, określające masę obiektu. Zespół Keplera prowadzi zmasowane kampanie weryfikacyjne (kierowane przez dr Geoffa Marcy’ego z UC Berkeley) przy użyciu takiej samej technologii, z jakiej korzystam w tej chwili. Dr Natalie Batalha (zastępca kierownika projektu Kepler) mówi, że dla jej zespołu ogromne znaczenie ma pomoc innych osób oraz udział poszukiwaczy planet w przeczesywaniu danych. Niedługo na blogu pojawi się wpis dr Batalhy!

Niektórzy z Was pytali, ile następujących po sobie niżej położonych punktów powinno być widocznych podczas tranzytu. To zależy od odległości planety od gwiazdy. Planety położone bliżej orbitują szybciej i ich tranzyty trwają tylko kilka godzin, natomiast planety bardziej odległe potrzebują do dokonania tranzytu więcej czasu. Powinniście szukać więcej niż jednego takiego niżej położonego punktu. Ponieważ pomiary jasności dokonywane są co 30 minut, tranzyt trwający 3 godziny będzie się składał z jedynie 6 niżej leżących punktów. Jednak punkt wejścia, czyli pierwszy punkt tranzytu, może być przejściowy i nie dochodzić do najniższego poziomu tranzytu. Podobnie jak punkt wyjścia, czyli ostatni punkt tranzytu.

Krzywe blasku podwójnych gwiazd zaćmieniowych są naprawdę niezywkłe – przypominają mi rysunki, które jako dziecko wykonywałam, bawiąc się spirografem. Kilku użytkowników Planet Hunters nazwało to “efektem migawki”. Aby zademonstrować proces powstawania wykresu, stworzyłam prosty program. Na ilustracji poniżej przedstawiłam przykładową krzywą blasku dla podwójnych gwiazd zaćmieniowych w układzie kontaktowym o okresie orbitalnym wynoszącym 6 godzin. Jeśli co kilka minut będziemy zapisywać dane z obserwacji tych gwiazd, krzywa blasku będzie przypominać sinusoidę. Jeśli jednak będziemy dokonywać obserwacji rzadziej (na niskiej “szybkości migawki”), uzyskamy dość interesujące obrazy. Wykres po prawej przedstawia krzywą blasku uzyskaną w wyniku wykorzystania techniki podpróbkowania w okresie 30 dni. Otrzymany wykres jest podobny do krzywych blasku podwójnych gwiazd zaćmieniowych, które napotykacie w danych z teleskopu Keplera.

shutter-both

Eclipsing binaries vs transits

Observing at Keck, Christmas Eve 2010.

It’s Christmas Eve and I’m starting a five-night observing run at the Keck Telescope using a high-resolution spectrograph (HIRES) to search for exoplanets. In the photo here, I am communicating with the telescope operator, Terry, by polycom. He is on the summit of Mauna Kea at 14,000 ft where the air is thin and I see that he has oxygen flowing. I’m glad that I’m working in comfort at Keck HQ in Waimea.

Tonight, I’m using the Doppler technique to measure the velocities of stars.  Orbiting planets tug their host stars around a common center of mass.  This reflex stellar velocity is largest for massive planets.

When small stars eclipse larger stars, the brightness dip can be virtually the same as those for transiting gas giant planets. To confirm a transit candidate as a planet, Doppler measurements are needed to determine the mass of the transiting object. The Kepler team has a massive follow-up campaign (led by Dr. Geoff Marcy at UC Berkeley) using the same setup that I’m using now.  Dr. Natalie Batalha (Deputy Scientist for the Kepler project) explains that the team is also eager to have others helping and to have Planet Hunters combing through the data. Watch for a blog post by Dr. Batalha here soon!

Some of you have asked how many consecutive low points you should see during a transit. That depends on how close the planet is to the star. Close planets orbit faster and transit in a few hours while more distant planets take several hours to transit. You should look for more than one low point.  Since the brightness measurements are taken every 30 minutes, a 3 hour transit would consist of just 6 low points. However the ingress, or first transit point, might be transitional and not reach the transit floor. Ditto for the egress, or last transit point).

The light curves for eclipsing binary stars are quite spectacular – they remind me of sketches I used to make with a “spirograph” toy I had as a kid. Some of the planet hunters have called this a shutter effect and I’ve written a quick program to demonstrate what is happening. In the Figure below, I created a theoretical light curve for a contact eclipsing binary with an orbital period of just 6 hours. If we had observations of this star every few minutes, then the light curve would look similar to a sine wave (left plot). However, if we observe this star less frequently (a slow “shutter speed”), then some interesting patterns emerge. The plot on the right in the Figure below shows an under-sampling of the light curve over 30 days. The pattern is similar to what appears in some of the eclipsing binary curves you are finding in the Kepler data.

shutter-both

Planety w tranzycie

The effects of 3 different types of transiting planets on a Kepler light curve. (Illustration: H. & M. Giguere)

Cześć, mam na imię Matt i jestem doktorantem na Uniwersytecie Yale oraz członkiem Zespołu Naukowego. Jesteśmy pod ogromnym wrażeniem dotychczasowego ruchu na planethunters.org. Niektórym użytkownikom już udało się zauważyć naprawdę niezwykłe obiekty! Ponieważ kilka osób prosiło o dodatkowe wyjaśnienia dotyczące wyglądu tranzytów, w tym poście postaram się rozwiać Wasze wątpliwości.

Zdjęcie powyżej przedstawia krzywą blasku gwiazdy zbliżonej rozmiarem do naszego Słońca. Na wykresie dokonaliśmy symulacji efektów, które zostałyby wywołałane przez tranzyty różnych typów planet.

Białe kropki oznaczają ilość światła gwiazdy, jaką rejestruje teleskop Keplera, kiedy nie dochodzi do żadnych tranzytów. Niebieskie kropki pokazują, jak wyglądałby wykres w przypadku tranzytu planety wielkości Jowisza. Ta konkretna planeta, o wielkości ok. 11,2 razy większej od Ziemi i ok. 10 razy mniejszej od gwiazdy, pokazana jest (z zachowaniem skali) w niebieskiej ramce po lewej.

Zielone kropki pokazują, jak wyglądałby na wykresie tranzyt planety wielkości Neptuna. Ponieważ planeta ta jest znacznie bardziej oddalona od gwiazdy niż Jowisz, miałaby mniejszą prędkość orbitalną, a co za tym idzie, okrążenie przez nią gwiazdy trwałoby dłużej, stąd dłuższy czas – czyli większa szerokość – tranzytu na wykresie. Ponieważ Neptun jest o wiele mniejszy od Jowisza (jego promień jest 3,9 razy większy od promienia Ziemi), blokuje mniej światła, dlatego głębokość tranzytu jest mniejsza.

Oba te przypadki tranzytów są bardzo wyraźne w porównaniu do efektów, jakie miałby tranzyt planety wielkości Ziemi. Niewielki punkcik widoczny na tle gwiazdy w czerwonej ramce po prawej pokazuje, jak – w skali – wyglądałby tranzyt takiej planety. Teraz widzicie, jak trudnym zadaniem jest wykrywanie planet wielkości Ziemi! Jeśli okres orbitalny tej planety trwałby 1 rok, jak w przypadku naszej Ziemi, to spadek jasności gwiazdy podczas tranzytu wyglądałby mniej więcej tak, jak zbiór czerwonych punktów zaznaczony na wykresie. Ziemia położona jest o wiele bliżej gwiazdy, więc jej prędkość orbitalna jest o wiele większa, a długość tranzytu – o wiele krósza niż w przypadku Jowisza czy Neptuna. Ponieważ planeta wielkości Ziemi jest o wiele mniejsza od Jowisza i Neptuna, blokuje również o wiele mniej światła, tak że spadek jasności dostrzegany przez nas jest ledwie zauważalny.

Nie oczekujemy, że zauważąycie wszystkie te zdarzenia, więc nie martwcie się tym, że możecie je przegapić. Właśnie po to wprowadziliśmy do wykresów “fałszywe” planety. Są to symulacje, które pomagają nam określić skuteczność działania Planet Hunters, czyli prawdopodobieństwo wykrycia planet o różnych rozmiarach i różnych okresach orbitalnych.