Debido a que los tránsitos solo duran una fracción del día, se deben controlar todas las estrellas continuamente, es decir, se debe medir su brillo al menos una vez cada pocas horas. (Debemos sumar la luz acumulada en ese período para obtener una medición estadísticamente significante). La habilidad de observar continuamente las estrellas que se están controlando estipula que el campo de visión nunca debe estar bloqueado a lo largo del año. Por lo tanto, a fin de evitar el Sol el campo de visión debe estar alejado del plano de la eclíptica. El envolvente de la carga útil del vehículo de lanzamiento limita el tamaño de la pantalla y por lo tanto el campo meta debe estar a >55º del plano de la eclíptica.|
El segundo requerimiento es que el campo de visión tenga el mayor número posible de estrellas. Esto conduce a la elección de una región en el brazo de Cygnus de nuestra galaxia, tal como se muestra.
Vecindad solar ampliada
Las estrellas de la muestra son similares a las de la vecindad solar inmediata. Grupos estelares jóvenes, regiones ionizadas HII y la distribución del hidrógeno neutro, HI, definen los brazos de la Galaxia.
A fin de cumplir con los objetivos de obtener conclusiones con significado estadístico, la misión debe estar diseñada como si se esperaran al menos 45 planetas terrestres (R < 1,3 Re) lo que requiere la observación simultánea de varios miles de estrellas en un mismo campo de visión. (Reorientar continuamente el fotómetro para observar menos estrellas brillantes en varios campos de visión diferentes aumenta la complejidad y el costo de la misión y es menos eficiente que utilizar un único campo de visión).
Se escogió una región en la prolongación de la vecindad solar en la región de Cygnus en el brazo de Orión centrado en las coordenadas galácticas (69,6º, + 5,7º) o AR = 19h 41m, Dec = +34º 55m. El campo de estrellas se encuentra lo suficientemente alejado del plano de la eclíptica como para no ser obstruido por el Sol en cualquier momento del año. Este campo también elimina virtualmente cualquier confusión resultante de las ocultaciones ocasionadas por asteroides y objetos del cinturón de Kuiper. Los objetos del tamaño de un cometa de la nube de Oort subtienden un tamaño angular demasiado pequeño y se mueven demasiado rápido como para causar algún problema.
Se utilizaron los datos de digitalización del Observatorio Naval de EEUU (USNO- por sus siglas en inglés) del Estudio del Cielo del Observatorio Palomar (USNO-A1.0) (Dave Monet, 1996), completos hasta mv = 18 para determinar que el número real de estrellas de mv < 14 de todos los tipos espectrales y clases de luminosidad en el campo de visión de 105 g2 es de 223.000. Se estima que aproximadamente el 61%, es decir 136.000, son estrellas de la secuencia principal. Con anterioridad al lanzamiento se realiza una espectrocopía de alta resolución para identificar y eliminar las estrellas gigantes del campo de visión. Durante el primer año de la misión, el 25% más activo de las estrellas enanas se eliminan reduciendo el número a 100.000 estrellas metas útiles.
Pulse para agrandar
Ubicación del campo de visión de la Misión Keppler en el cielo
Los cuadrados rojos muestran el campo de visión de cada uno de los 21 módulos del CCD. Cada uno es de 5g cuadrados. Observe que los espacios entre los módulos de los CCD están alineados y de esta forma aproximadamente la mitad de las 15 estrellas en el campo de visión más brillantes que mv=6 caen en estos espacios.
