Muchos factores determinan si los tránsitos de un tamaño de planeta en particular se pueden detectar. Entre ellos se incluye:

El tamaño de la estrella

El brillo de la estrella, la abertura del fotómetro y la eficacia de la óptica (ruido de granalla por fotón)

La variabilidad estelar (ruido inherente de la fuente)

La precisión diferencial del instrumento (ruido del instrumento)

El número de tránsitos (vida de la misión dividido por el período orbital)

La eficacia de la detección (razón de señal sobre ruido y porcentaje de falsa alarma), y

Duración del tránsito (central o rasante) |

La línea de referencia de la sensibilidad del fotómetro de la Misión Keppler está diseñada para detectar planetas 1,0Re del tamaño de la Tierra en órbitas de 1 UA alrededor de estrellas del tipo solar de mv=12 en 6,5 horas (tránsito rasante) con una razón de señal sobre ruido (SNR) de >8. Estos valores pueden ser trazados en escala para definir el rango de posibilidades de detección. El resultado de incluir todo esto en el modelo para la Misión Keppler se muestra a continuación.

La figura debajo presenta el menor tamaño de planeta detectable para:

Un rango de brillo estelar aparente (mv = 9, 12 y 14);

Un rango de masas estelares (observe que los tipos espectrales se indican en relación con su masa en la figura superior izquierda); y

Un rango de tamaños orbitales planetarios (eje semi mayor).


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Relación entre el menor tamaño de planeta detectable y el brillo estelar, la masa estelar y la órbita planetaria.
Los planetas de un determinado tamaño son detectables si se encuentran a la izquierda de cada contorno. Las detecciones se basan en un total de ³8 sigma como razón de señal sobre ruido y ³3 tránsitos en 4 años. Los tamaños de planetas detectables representados son para un tránsito casi central. Cada gráfico representa un brillo estelar determinado. El radio y el área del planeta están en relación con la Tierra.

Observe que aunque la misión logre su desempeño óptimo en la detección de planetas del tamaño de la tierra en la zona habitable de las estrellas del tipo solar, planetas hasta del tamaño de Mercurio pueden detectarse en la zona habitable de estrellas K y M. Para órbitas de períodos más cortos se observan más tránsitos durante la vida útil de una misión determinada, permitiendo de esa forma la detección de planetas menores que la Tierra o permitiendo la detección de planetas del tamaño de la Tierra alrededor de estrellas más grandes que el Sol.