Изучение распределения внесолнечных планет по размерам, массам, периодам, эксцентриситетам орбит и прочим свойствам является важнейшей задачей сравнительной планетологии. Как часто встречаются планетные системы? Каких планет больше – мелких или крупных, и на сколько? Много ли звезд имеют планеты земного типа в обитаемой зоне? Далеко ли от Земли находится ближайшая потенциально обитаемая экзопланета?
   За 4 года работы космического телескопа им. Кеплера был накоплен огромный массив фотометрических данных. Выложив эти данные в открытый доступ, команда Кеплера пригласила к их анализу научные коллективы со всего мира. Различные группы как профессиональных астрономов, так и астрономов-любителей (к числу последних относятся, например, Охотники за планетами) занимаются ручным или автоматизированным поиском транзитных сигналов в кривых блеска более 150 тысяч звезд, которых наблюдал «Кеплер».
   22 октября в журнале PNAS была опубликована статья Эрика Петигуры, Эндрю Говарда и Джеффри Марси, посвященная анализу данных «Кеплера» с помощью алгоритма TERRA. Исследователи сосредоточили свои усилия на звездах главной последовательности спектральных классов G и K (с температурой фотосферы от 4100 до 6100К) от 10 до 15 видимой звездной величины. Таких звезд оказалось 42 557 (так называемые «лучшие 42 тысячи»). У этих звезд велся поиск транзитных сигналов характерной прямоугольной формы с отношением сигнал/шум больше 12 и с периодами от 0.5 до 400 земных суток. В результате было найдено хороших 836 транзитных кандидатов (не путать с KOI). Из них дополнительно выкинули кандидаты с радиусами больше 20 земных, демонстрирующие вторичный минимум на кривой блеска или астрометрический сдвиг родительской звезды во время транзита. В сухом остатке осталось 603 кандидата, из них 62 – с периодами больше 100 земных суток.
   Далее на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES были получены спектры 274 родительских звезд из этого списка (в том числе всех звезд, рядом с которыми были обнаружены долгопериодичные кандидаты). Это позволило уточнить свойства родительских звезд и уменьшить погрешность в определении звездных радиусов с 35% до 10% (а значит, соответственно уменьшить погрешность в определении радиусов транзитных кандидатов).
   Следующий шаг оказался посвящен оценке «детектируемости» найденных кандидатов. Понятно, что большинство планет на поле Кеплера не наблюдается как из-за низкой геометрической вероятности транзитной конфигурации, приблизительно равной R_star /a (где R_star – радиус звезды, a – большая полуось орбиты планеты), так и из-за низкого отношения сигнал/шум для планет у тусклых звезд. Если количество пропущенных планет вследствие малой вероятности транзитной конфигурации вычислить сравнительно легко, то для учета второго фактора Петигрю с коллегами добавляли в данные 40 тысяч синтезированных «транзитных событий» со случайными свойствами и смотрели, как алгоритм с ними справляется. В результате была построена «функция полноты» C(P, R_p), отражающая долю реальных планет с периодами P и радиусами R_p, которую может обнаружить алгоритм TERRA. Значение «функции полноты» закономерно уменьшается с увеличением орбитального периода и уменьшением радиуса транзитного кандидата. Продолжение на сайте Планетные системы.