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La Misión Kepler alcanzará una precisión fotométrica de 20 partes por millón (ppm), incluyendo todas las fuentes de ruido: ruido Gausiano, variabilidad estelar y ruido del instrumento, para una estrella G2V a magnitud V=12 integrando durante 6.5 horas después de un procesamiento total diferencial. La misión monitorizará continuamente más de 100.000 estrellas durante 4-6 años con una resolución temporal de 15 minutos. El campo de visión (FOV, Field Of View) de más de 100 grados cuadrados está localizado en la región de Cygnus.| El mismo FOV será monitorizado continuamente durante toda la misión. El rango nominal de magnitudes de Kepler está entre la 9ª y 15ª magnitud-V aparente, aunque objetivos tan débiles como magnitud V=18ª pueden ser considerados para observación por parte de observadores invitados. El paso de banda tiene un ancho comprendido entre los 400 a los 900 nm. La función de dispersión de los puntos tiene un diámetro de unos 12 segundos de arco (FWHM). La misión básica tiene una duración de cuatro años con la posibilidad contemplada de una extensión adicional de dos años. La base de datos resultante será única dada la precisión fotométrica, duración, contigüidad y número de estrellas. La comunidad tendrá la oportunidad de explotar este rico conjunto de datos con relación a fenómenos astrofísicos no incluidos en la Misión Kepler básica.
La comunidad puede proponer monitorizar objetos adicionales de cualquier naturaleza que estén en el campo de visión (FOV) de Kepler localizado en la región de Cygnus, tales como estrellas variables o galaxias de núcleo activo. La comunidad debe proponer los objetos adicionales de interés para observar, dado que los datos de objetos que no están en la lista de objetivos de Kepler no son enviados a tierra ni archivados. Sólo los pixels de estrellas objetivos son recogidos de la CCD en el satélite. Las imágenes completas de la CCD no son grabadas rutinariamente. La lista de objetos adicionales puede ser modificada tan a menudo como cada tres meses.
Observadores invitados
Además de monitorizar esas estrellas en busca de planetas, se pueden seleccionar más de 3.025 objetivos en cualquier momento dado para la observación por parte de los investigadores invitados basados en propuestas revisadas por expertos. Los objetivos de los invitados pueden ser cambiados en un intervalo de 3 meses. La resolución temporal es de 15 minutos para 3000 objetivos y de 1 minuto para 25 objetivos en cualquier momento dado. Los objetivos deben estar dentro del FOV de Kepler. El FOV de Kepler no será movido para acomodar peticiones de invitados. Los objetivos un poco más brillantes o más débiles que el rango de magnitud nominal pueden ser aún utilizables. Los objetos que ya están en la lista de objetivos de Kepler serán referidos al DAP (ver abajo). La lista final de objetivos de Kepler puede no ser dada a conocer hasta poco antes del lanzamiento.
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Cualquier objeto dentro del FOV de la Misión Kepler puede ser propuesto para ser observado. Estos objetos pueden ser estrellas intrínsecamente variables, tales como pulsantes (Cefeidas, RR Lyrae, Mira, etc.), rotantes (elipsoidales, etc.), eruptivas (T Tauri, Wolf-Rayet, etc.) y explosivas (novas, supernovas, variables cataclísmicas) o extrínsecamente variables, tales como binarias eclipsantes. Los objetivos pueden ser también extragalácticos, como AGN y quásars.
Las observaciones de un objetivo aprobado serán típicamente continuadas desde tres meses a un año. Sin embargo, si se aprueba por el comité de revisión, la observación de un objetivo particular puede durar todo el tiempo de vida de la Misión Kepler, sujeto a una revisión anual. Las observaciones coordinadas tanto con observatorios terrestres como con otros observatorios espaciales o para momentos concretos de fenómenos predecibles serán consideraras sobre la agenda de la misión.
Programa de Análisis de Datos (DAP)
La base de datos de Kepler consistirá en 170.000 objetivos durante el primer año de misión y 100.000 objetivos posteriormente. Los 70.000 objetivos eliminados de la lista después del primer año serán liberados poco después del corte del primer año. Serán probablemente estrellas demasiado activas para detectar tránsitos de manera fiable, pero por otro lado de gran interés para los astrónomos estelares. Todos esos objetivos serán monitorizados con una frecuencia de una vez cada 15 minutos. Además, todas las estrellas más brillantes que alrededor de V=11.5 serán monitorizadas durante 1-3 meses con una frecuencia de 1 minuto y analizadas para la búsqueda de oscilaciones en modo p. La misión tiene la capacidad de monitorizar 200 estrellas en “modo p” con una frecuencia de 1 minuto en cualquier momento dado. (25 objetivos adicionales de observadores invitados pueden ser monitorizados con una frecuencia de 1 minuto.)
El Programa de Análisis de Datos es una oportunidad para la comunidad científica de realizar búsquedas de datos en la base de datos existente de Kepler llevando a cabo análisis de los objetos para propósitos que se suman a y que son diferentes de la búsqueda de planetas. La búsqueda de datos será probablemente más provechosa sobre la base de tiempos más larga del conjunto de datos – después del fin de la misión. Ejemplos de usos potenciales para los datos son la comprensión de los ciclos de actividad estelares, destellos de luz blanca, frecuencia de mínimos de Maunder, distribución de tasas de rotación estelar, etc.
Procesado y Archivado de Datos
Los datos de la Misión Kepler serán procesados y archivados en el Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial (STScI por sus siglas en inglés). Los datos serán calibrados. El sesgo (“bias”, nivel de oscuro) y la borrosidad (el fotómetro no tiene obturador) serán eliminados y sus valores convertidos en flujos. Los pixels múltiples que creen una única función de dispersión para una estrella no serán combinados, permitiendo a los usuarios realizar su propia fotometría u otras formas de análisis. Además, las curvas de luz de todas las estrellas serán procesadas trimestralmente en el Centro de Investigación Ames de la NASA. La normalización del conjunto de curvas de luz será situada en el archivo; puede haber un retardo de hasta un cuarto de año en el procesamiento. El STScI dará soporte para los GO y para el DAP a través de la Herramienta de Soporte de Archivo Multimisión (MAST por sus siglas en inglés). Los usuarios estarán capacitados para buscar en las bases de datos para averiguar qué datos hay sobre los objetivos de interés potencial, y determinar cuándo habrá acceso a observaciones específicas (consistentes con restricciones propietarias). Los usuarios GO y DAP (así como usuarios no relacionados) tendrán acceso a los datos de manera conveniente vía internet.
El GO/DAP será soportado por el Centro de Manejo de Datos en el STScI a través de la creación de documentos, páginas web, y herramientas en línea que describirán con detalle el fotómetro, los atributos esperados de los datos proporcionados por Kepler y una guía a la vasta información fotométrica desarrollada a partir de estudios de observatorios terrestres de los objetos en el campo de visión. Los proponentes pueden usarlas para estimar la relación señal/ruido de posibles objetivos, determinar qué observaciones existen para DAP y poder así plantear mejor sus propuestas. Se proporcionará soporte limitado para responder a cuestiones sobre el análisis de datos.
Después del fin de la misión, el STScI realizará un procesado final para calibración de unidades usando la información más reciente de calibración de toda la misión. Las curvas de luz para todas las estrellas para la duración total de la misión derivadas por el equipo científico de Kepler también serás añadidas al archivo. Estas curvas incluirán la normalización diferencial del conjunto. Se espera que el archivo Kepler en MAST sea mantenido durante diez años después del fin de la misión.
Información de Contacto
Hay que hacer notar que GO y DAP están todavía en las etapas de formación. Cualquier comentario será agradecido y tenido en cuenta. La persona de contacto para GO y DAP es Yoji Kondo: kondo @ stars.gsfc.nasa.gov
http://kepler.arc.nasa.gov/GO_DAP.html
