Uncertainty
Hello, I’m John, a graduate student at Yale University and a member of the Science Team. We have had some questions about the non-light curve information on the star pages, including: how accurate is the data, and why is it missing occasionally? This post will give you some background on where this data comes from and how to interpret it.
Before the Kepler spacecraft was launched, a lot of thought went into finding the optimal patch of sky to observe. Then, many years were spent collecting as much data as possible, from the ground, about the stars in that patch of sky. Photometry (a measure of star brightness, like you have been looking at on planethunters.org) was taken through multiple filters of most stars and spectra (with more detailed information) were taken of the brightest stars. These measurements all went into selecting the most promising stars for the Kepler mission to look at.
From these measurements, it is possible to calculate certain values which are useful in interpreting the data from Kepler. This includes spectral type, effective temperature, surface gravity, and radius. All of these values were compiled into the Kepler Input Catalog, which we use to show you the information on the star pages. However, because this data was taken en-masse and many of the stars are quite dim there is sometimes a large uncertainty in these parameters or there may be no derived values at all. When you look at the stellar radius on a star page, that number could be off by as much as 50%!
After interesting stars are found, much effort goes into closely examining the star with larger telescopes, more frequent observations with Kepler, or both. This results in much more accurate determinations of all parameters. One recent paper (Metcalfe et al. 2010) determined the radius and age of a Kepler star to within 1%.
Some of you have already been calculating the size of the transiting companion using the duration of the transit and the stellar radius. It has been great to see the phenomenal work people are doing in seeking to understand these stars. Keep in mind though that until more accurate follow up data can be taken, there will be a large amount of uncertainty in those numbers.
A word from the Kepler Team
Dear Planet Hunters: Dr. Natalie Batalha, Deputy Science Team Lead for the Kepler Mission, asked us to post the following message:
Welcome! We are so glad you’re here!
I’m sure I speak for the entire Kepler team when I say how happy we are that Zooniverse is being applied to the Kepler data. For some time now, I’ve watched the public actively work with archived data from other missions. The folks at Unmanned Spaceflight, for example, regularly share the latest images they’ve doctored up from Solar System missions like MER and Cassini. And the SOHO mission recently hit a milestone, discovering its 2000th comet on December 26th, 2010. The discoverer was not part of any formal SOHO science team but rather an astronomy student at Jagiellonian University in Krakow, Poland. I’ve added “Citizen Scientist” to my urban dictionary and appreciate its tremendous potential.
That’s all well and fine when it comes to Martian landscapes, comets, and sunlight glinting off the surface of methane lakes millions of miles away. But how in the world could we entice the public to look at boring old lightcurves? PlanetHunters.org has done exactly that. Not only are thousands of people looking at light curves, they are getting just as hooked on their variety as we are! Welcome to the ranks of those who love light curves.
The Kepler spacecraft is a new piece of technology. Never before have humans stared at stars with such unwavering precision and patience. And whenever humanity does something new, there are sure to be surprises. One of the biggest surprises to me so far is the impact that Kepler is having on stellar astrophysics. Who knew, for example, that a star like RR Lyrae — one of the brightest and well-studied objects in the sky — would blow the dust off textbooks written on this class of star? Who knew we’d see such a symphony of variability occurring just below the noise levels typical of ground-based telescopes?
But the name of the game here is planet hunting. I’ve heard people wonder why they should bother to hunt for planets when the Kepler team has spent years designing savvy computer algorithms to do exactly that — algorithms that can tease signals out of the noise that the human eyes cannot even see. The answer is simple.
Kepler relies, in large part, on automation. We are a relatively small team. There are currently less than 15 scientists working in the Kepler Science Office here at Ames. In the early days, there were only 5 of us! Let’s say we divided up the 150,000 stars we are monitoring amongst the 15 scientists at Ames. We’d each be responsible for 10,000 stars. If we spent only 60 seconds looking at each star, it’d take us over 160 hours to finish out allotment. That’s a solid month of doing nothing else but looking at light curves. Just in time since more data comes down from the spacecraft each month and the process would have to start all over again. Such a plan would never have earned taxpayer dollars. We need our scientists doing other things — like monitoring the instrument and optimizing the software and vetting out the false positives and interpreting the results. And so we write computer software that combs through the data searching for transit-like features.
It’s a challenge to design a one-size-fits-all approach to transit detection. The transit are buried in the light curves of stars with widely different properties and behaviors. You’d build one kind of tool for finding a needle in a haystack but a different kind of tool for finding a needle in a swamp. We don’t even yet know what all the possibilities are because we’ve never looked at stars with this kind of precision.
Another consideration is that the software pipeline requires 3 transits for complete modeling and pipeline generation of they key statistics that are used to vet out the false positives — astrophysical signals masquerading as planet transits. It’s certainly true that we’ve gone back and cherry-picked some of the more compelling light curves displaying less than 3 transits — especially those of the brightest stars. However, many such signals are still lurking in the archive.
So what else did our algorithms miss? Ah, let’s find out, shall we? We’re here with you, ready to help. Come stand here in the crow’s nest and experience the thrill of discovery with us. We welcome your keen eyes!
A huge thank you to the folks at planethunters.org for putting this together.
Natalie Batalha
Deputy Science Team Lead
Kepler Mission
Przykłady tranzytów
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).
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.
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).
Transits (examples)
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).
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.
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.
Variable stars (examples)
The reasons for changes in the brightness of a star can be divided into two categories: (1) orbiting companions or (2) stellar astrophysics.
(1) In principle, the variability from orbiting companions (this includes eclipsing binaries or transiting planets) should be as regular as clockwork. In practice, the variability can deviate from clockwork regularity if stellar binaries get too close together, if there are multiple transiting planets, if there is additional background electronic noise or astrophysical noise.
(2) Brightness variations caused by physical processes internal to the star (stellar astrophysics) can arise from pulsations of the star, starspots or flares. Flares are random spikes in the light curve brightness. Pulsations from stars (like RR Lyraes) are quasi-periodic: they can appear to be regular for a while and the cycles are relatively short (generally hours to a day or so). The Figure below shows two variable stars with short periods that might be best classified as “variable” and “pulsating.” These could be short period binary systems – this could quickly be verified with follow-up observations.
Starspots produce complex variations. As the star spins, the spots rotate in and out of view with a periodicity of a day or two (for the most rapidly spinning stars) to several days for slowly rotating stars (the Sun has a rotation period of 25 days). Starspots can form at different latitudes on the star. Since some latitudes rotate faster, spots can show multi-cyclical variations. The light curves below might be best classified as variable and irregular. However, a case could be made for classifying the light curve in the figure below (and left) as variable and regular. Even though the amplitude of the curves changes, the time from one peak to the next is about the same.
Quiet Stars (examples)
Thanks very much for your help with this project. At last count, roughly 50,000 light curves had been sorted at planethunters.org. Many of you have requested more examples about how to classify stellar variability, so we’ll start with the easiest case. All of the light curves below are examples of quiet stars. Random variations in brightness occur because of photon noise (similar to shot noise in electronics). The number of photons that are collected are small enough that there random fluctuations that have nothing to do with the actual brightness of the star. Photon noise (or Poisson noise) produces scatter, but the data remain in a nearly featureless band of points.
If you look closely at the light curve data for these quiet stars, you will see light gray error bars associated with each data point. In any physical measurement, the error bar simply captures our ignorance about the true value of the measurement. In the Kepler light curves, the brightness is represented as a discrete dot, however, any and all points along an error bar are equally correct values for that particular brightness measurement.
In the quiet light curves above, should any of those low points be flagged as possible transits? Probably not. A deviant point or two can still just be noise. A true transit event should have a series of low brightness points that last for the time it takes the planet to cross in front of its stars (i.e., a few to several hours, represented by a few to several data points). Low dips that repeat are also good indicators of a transit, however some of the most exciting transits (from planets in wider, more habitable orbits) will only occur once per month (for example, a true analog of our Earth would just transit once per year).
The quiet light curves above may seem like duds, but they are an extremely important aspect of research for this project. Stars that do not vary in brightness are particularly important objects for exoplanet searches with other techniques. The work that you’re doing will feed into our understanding for the next generation instruments and space missions that could be built to detect planets.
Happy Holidays to All! Debra Fischer
Gwiazdy podwójne zaćmieniowe a tranzyty
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.
Eclipsing binaries vs transits
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.
Gwiazdy podwójne zaćmieniowe
Nazywam się Debra Fischer i jestem profesorem astronomii na Uniwersytecie Yale. Wielu z Was odkryło już wspaniałe wykresy krzywych blasku gwiazd podwójnych zaćmieniowych, dlatego chcielibyśmy Wam dostarczyć nieco więcej informacji na ten temat. Przedstawione przykłady to odkrycia, które dzięki Wam znalazły się w naszych zbiorach. Więcej takich przykładów można znaleźć w pracy zespołu Keplera (Prsá i in., 2010 http://arxiv.org/abs/1006.2815).
Krzywe blasku uzyskane dzięki teleskoppowi Keplera pokazują zmiany jasności gwiazdy w czasie. Ilustracja 1 powyżej (APH10135736 = KID 6449358) przedstawia dwie gwiazdy orbitujące wokół siebie. Podobnie jak w przypadku planet w tranzycie, każda z tych gwiazd przesuwa się na tle drugiej. Wykres pokazuje poziom jasności gwiazd w czasie (liczonym w dniach). Przez większość czasu blask większej, bardziej gorącej gwiazdy oraz mniejszej, zimniejszej gwiazdy daje wspólną wartość na wykresie. Głęboki spadek jasności (minimum główne) oznacza, że mniejsza gwiazda przesłania większą, odpowiadajacą za większość wspólnego blasku. Z kolei mniejszy spadek (minimum wtórne) oznacza, że większa, bardziej gorąca gwiazda przesłania mniejszą, odpowiadającą za mniejszą część wspólnego blasku. Gwiazdy, których krzywe blasku mają postać płaskich linii poprzedzielanych dość ostrymi spadkami (jak na ilustracji 1) określa się mianem gwiazd podwójnych typu Algola.
Kluczowym elementem wskazującym na obecność gwiazd zaćmieniowych (lub planet w tranzycie) na wykresach krzywych blasku jest powtarzalność.
- możecie policzyć dni pomiędzy dużymi spadkami na ilustracji 1 i określić okres orbitalny (ok. 5 dni) tego układu podwójengo
- możecie określić czas mijania się gwiazd na podstawie czasu trwania tranzytu (liczonego na ilustracj 1 w godzinach)
- możecie być pewni, że gwiazdy mają różne wielkości, jeśli tranzyty na wykresie mają różne głębokości
Zwróćcie uwagę, że głębokość spadków jasności gwiazdy podwójnej podczas zaćmienia może być podobna do głębokości spadków jasności planet w tranzycie. Głębokość ta informuje nas o stosunku wielkości obiektu dokonującego tranzytu (lub zaćmienia) do wielkości gwiazdy, wokół której dany obiekt krąży. Najmniejsze gwiazdy mają średnicę zbliżoną do średnicy Jowisza (gwiazdy mają postac gazową i zwiększona siła grawitacyjna większej gwiazdy powoduje kondensację ich struktury).
Czasami gwiazdy podwójne znajdują się tak blisko siebie, że ich powierzchnie przybierają kształt elipsy, a krzywa blasku pomiędzy zaćmieniami jest zaokrąglona, tak jak na ilustracji 2 po lewej (APH10039007 = KID 9357275), gdzie okres orbitalny trwa niewiele dłużej niż jeden dzień. Na wykresie tym widać zarówno tranzyty główne, jak i wtórne. Z najdziwniejszymi krzywymi blasku gwiazd podwójnych zaćmieniowych mamy do czynienia, gdy gwiazdy te są jeszcze bardziej do siebie zbliżone – nazywamy to układem ponadkontaktowym. Przykład przedstawiony został na ilustracji 2 po prawej (APH10102932 = KID 4633285). Gwiazdy te znajdują się tak blisko siebie, że mają wspólną otoczkę. Głębokość zaćmienia na krzywej blasku jest zmienna, wykres jest nieregularny, a między gwiazdami może dochodzić do transferu masy.
Eclipsing Binaries
Figure 1. Eclipsing Binary (detached, Algol type)
I’m Debra Fischer, a Professor of Astronomy at Yale University. Many of you have already discovered some amazing eclipsing binary light curves, and we wanted to provide you with some information. The Figures here show examples that you have put into collections. Some great additional examples are shown in a paper from the Kepler team (Prsá et al. 2010 http://arxiv.org/abs/1006.2815).
The Kepler light curves show how the brightness of the star changes with time. In Figure 1 (APH10135736 = KID 6449358) above, there are two stars orbiting each other. Similar to transiting planets, these stars cross in front of each other. The light curve shows the brightness level of the star, plotted vs time in days. Most of the time, both the larger, hotter star and the smaller cooler star yield a combined brightness measurement for the light curve. When the deep dip in brightness (the primary minimum) occurs it’s because the smaller cooler star is eclipsing the hotter star, which contributes most of the light; when the smaller dip (secondary minimum) occurs, it’s because the larger hotter star is eclipsing the smaller star, which contributes less light to the combined brightness. Stars with flat regions punctuated by relatively sharp dips (e.g. Figure 1) are known as Algol binaries.
A key indicator of eclipsing (or transiting planet) light curves is repeatability.
- you can count the number of days between the large dips to determine the orbital period (about 5 days) of this binary star system in Figure 1
- you can determine how long it takes the stars to cross by the duration of the transit dip (hours for Figure 1)
- you know that one star is larger than the other if the transits don’t have equal dips
Notice that the depth of the brightness dips for an eclipsing binary star can be similar to those for a transiting planet. The transit depth tells us the ratio of the size of the transiting (or eclipsing) object relative to the size of the primary star and the smallest stars have diameters that are similar to Jupiter (stars are gas and the increased gravity from the larger mass star compresses the structure).
Figure 2. Contact eclipsing binary stars
Sometimes binary stars are so close that the surfaces are distorted into an elliptical shape and the light curve between the eclipses is rounded, as in the left image of Figure 2 (APH10039007 = KID 9357275), where the orbital period is a little more than one day. You can see both the primary and secondary transit dip in this light curve. The most bizarre eclipsing binary light curves are those where the stars are even closer together, called over-contact binaries. An example of this is shown in the right image of Figure 2 (APH10102932 = KID 4633285). These stars can be so close together that they share a common envelope. The eclipse depth is variable, the light curve looks irregular, and there can be mass transfer between the stars.
Planet Hunters 