El Explorador de Datos de Exoplanetas es una tabla interactiva y plotter para explorar y visualizar los datos de la base de datos de Exoplanetas Orbit. El Orbit Database Exoplanetas es una recopilación cuidadosamente construida de calidad, parámetros orbitales espectroscópicas de exoplanetas que orbitan estrellas normales de la literatura revisada por pares, y actualiza el catálogo de exoplanetas cercanos.
Una descripción detallada de la órbita de la Base de datos de Exoplanetas y exploradores se publica aquí y está disponible en astro-ph .
Además del explorador de datos de Exoplanetas, también hemos proporcionado toda la base de datos de Orbit Exoplanetas en formato CSV para una descarga rápida y cómoda aquí . Una lista de todos CSVs archivado está disponibleaquí .
Ayuda y documentación para el explorador de datos de Exoplanetas está disponible aquí . A preguntas frecuentes y resumen de nuestra metodología es aquí , incluyendo respuestas a las preguntas "¿Por qué no es mi planeta favorito / datum en el EOD?" y "¿Por qué el sitio de la lista X más planetas que éste?".
Si utiliza este recurso en una publicación, sírvase citar este documento e incluir la siguiente mención:
"Esta investigación ha hecho uso de la órbita de la Base de datos de Exoplanetas
y el Explorador de Datos de Exoplanetas en exoplanets.org. "
Las imágenes, de micro-lente, y Kepler planeta funcionalidades del EOD son alimentados por el Archivo de Exoplanetas en NExScI.
El Orbit Database Exoplanetas está producido y mantenido por el Dr. Jason Wright, el Dr. Geoff Marcy, y el consorcio California Planet Survey. El Explorador de Datos de Exoplanetas y diseño de sitios web y mantenimiento es por el Dr. Onsi Fakhouri. Por favor envíe actualizaciones o correcciones de base de datos para datamaster@exoplanets.org , y enviar sitio web o informes de error Data Explorer para webmaster@exoplanets.org .
El Explorador de Datos de Exoplanetas es la mejor experiencia en la última versión de Chrome o Safari . La última versión de Firefox es apoyado también. Internet Explorer no es compatible.
El Explorador de Datos de Exoplanetas (EDE) ofrece a los usuarios el acceso a la Web de la Órbita de Exoplanetas base de datos (EOD). Nuestra metodología completa está aquí y está disponible en astro-ph . Descripción de los principales cambios de la Wright et al. (2011) la documentación se puede encontrar a continuación (marcado con ' * 'en el Resumen de la metodología sección). Las preguntas y comentarios deben dirigirse a datamaster@exoplanets.org .
¿Por qué debo utilizar la EOD en lugar de una de las otras listas de exoplanetas?
Si usted está interesado en:
Las efemérides orbitales siempre actualizada de planetas conocidos
Una lista cuidadosamente investigados de los exoplanetas detectados con confianza con propiedades orbitales bien medidos a partir de la literatura revisada por pares
Datos de tránsito, tales como relaciones de radio del planeta-estrella y duraciones de tránsito
Una herramienta elegante y potente de trazado para la presentación o calidad de publicación parcelas
entonces creemos que debe usar nuestro sitio. Otros sitios incluyen planetas cuyas propiedades anunciadas y de existencia no han sido examinados por la revisión por pares, y carecen de muchos de los campos estelares y de tránsito de nuestro sitio tiene. Nuestro sitio también ha corregido muchos errores que aparecen en la literatura.
Por otro lado, si desea una lista completa de todos los anuncios planeta que no han sido refutadas por lo que le gustaría decidir por sí mismo qué planetas para incluir en la muestra; o que le gustaría bibliografías completas o listas de muchas mediciones de diversos parámetros estelares; o si usted está buscando los datos subyacentes de estos parámetros, es posible que desee utilizar otro sitio (listamos nuestros favoritos aquí ). Utilizamos estos sitios regularmente para mantenerse al día sobre descubrimientos de planetas, y compartimos información con ellos acerca de los errores de la literatura.Consideramos que estos sitios complementarios, que sirve ligeramente diferentes propósitos de exoplanets.org.
¿Por qué no está mi exoplaneta favorito / dato aparece en los Tedax?
¿Por qué la lista de sitios menos planetas de sitio X?
Hay cuatro razones principales:
La EOD contiene, sólo cuidadosamente examinados revisadas por pares de datos. Si su planeta favorito no se ha publicado (o aceptado para su publicación) en una revista revisada por pares, no aparecerá en esta base de datos, con raras excepciones. También, en un pequeño número de casos que hemos hecho un juicio que un dato revisado por pares (o planeta) no está a la altura de la base de datos, o utiliza un método no probado cuyos resultados no estamos cómodos incluidos. Básicamente, hemos hecho un montón de trabajo para mantener una lista actualizada de los planetas con órbitas "buenas" por nuestros propios criterios publicados con referato y, y esta base de datos es nuestra manera de compartir la lista con el público.
No somos todo lo ve; a veces nos perdemos ni una actualización efemérides, o incluso un planeta entero! Si usted sabe de una mejor fuente de datos de la referencia en nuestra mesa (o encontrar un error!), Por favor háganoslo saber .
No somos rápidos; puede tomar tiempo para nosotros para digerir totalmente un nuevo anuncio planeta, decidir que justifican que se incluya, introduzca los datos, verificar la transcripción, y sincronizar la EOD con la EDE. Actualizaciones de verano pueden ser especialmente lenta.
¿Por qué los números de la EDE están de acuerdo con los números en el archivo de referencia / exportados?
La EDE muestra los datos con un "cifras significativas" algoritmo conservador. Los archivos CSV exportados contienen los datos a la "precisión total" almacenado en la base de datos, la cual debe ser coherente con los valores de la literatura a máquina de precisión. Por lo tanto, si la literatura enumera una referencia como 1001, con un error estándar de 100, que aparecerá en el CSV como tal, pero la EDE mostrará "1000 + / - 100", ya que considera que el arrastre "1" no es significativo. Esta concesión es necesaria para tomar las mesas online de fácil lectura; los archivos exportados de lectura mecánica tienen plena fidelidad a la literatura.
También hemos hecho algunas modificaciones de menor importancia a los datos para que sea conforme con las normas de base de datos - por ejemplo, restringimos el dominio de poco omega a [0360).
¿Por qué no se refiere a esta FIRSTREF / cartel abstracto / procedimiento conferencia de prensa previa?
La EOD contiene referencias sólo revisadas por pares; véase más adelante. El campo FIRSTREF no es un campo de "crédito".
¿Cómo puedo hacer la tabla / Plotter hacer lo que quiero?
Pruebe las páginas de ayuda . Usuario la columna de la izquierda para navegar por diferentes temas de ayuda. Estas páginas incluyen videos realizados para el explorador de datos Kepler. Aunque difieren en las propiedades de planetas disponibles, el comportamiento del explorador de datos Exoplanetas y el explorador de datos Kepler son idénticos.
¿Por qué el botón "Exportar" exportar todos los datos de la EOD?
El botón "Exportar" en el Cuadro EDE exporta la tabla como usted, el usuario, ha mostrado actualmente es. Si quieres toda la base de datos, está disponible con un solo clic en la primera página o aquí .
Algunos de los contenidos a continuación está incluido en Wright et al. (2011) la documentación de los Tedax. Los objetos que están etiquetados con "*" son actualizaciones de Wright et al. (2011).
Incertidumbres
Hemos registrado incertidumbres literatura en masas estelares, pero cuando se estiman las incertidumbres en msini y una manera conservadora asumir una mínima incertidumbre en la masa estelar del 5%. Hacemos esto para tener en cuenta los errores sistemáticos probables en estimaciones del modelo de masas estelares (límites en su exactitud) para la mayoría de estrellas que tienen planetas.
Ahora informe barras de error asimétricos en toda la base de datos en todos los campos. Para cantidades con incertidumbres asimétricos de la literatura, registramos el campo de incertidumbre como la mitad de la luz entre los límites superior e inferior. Almacenamos la asimetría en un campo adicional, que termina en D, como el valor de la incertidumbre superior. Por ejemplo, e = 0,5 0,1 -0,2 se almacenará como tres campos: ECC = 0,5 , UECC = 0,15 , y UECCD = 0,1 .
Kepler Planetas *
La extraordinaria precisión del instrumento de Kepler y detallada en tierra seguimiento permite planetas para ser detectadas únicamente por fotometría, sin la habitual espectroscópica orbital parámetro K. Puesto que la realidad de estos planetas se pueda establecer, así como cualquiera de los Tedax, y desde una precisa efemérides está disponible, hemos optado por incluir planetas Kepler de la EOD, incluso en aquellos casos en que no se ha medido la velocidad radial de la firma de los planetas. En estos casos, dejamos el campo K blanco en la EDE (puesto a NaN en el EOD). En los casos en que las masas planetarias pueden ser restringidos de forma dinámica, o tienen límites superiores debido a la falta de la firma RV, suministramos el campo MSINI con los valores apropiados y referencia la fuente de esas cifras, en lugar de calcular MSINI de K.
Objetos Kepler de Interés (Kois) *
Los objetos Kepler de interes (Kois) son estrellas que se sospecha que alojar uno o más exoplanetas, pero aún no se ha confirmado ni validados. A pesar de que no se cuentan como parte de la EOD, debido a su condición de ser "candidatos", los incluimos en nuestra web para que estos Kois se ponen en el contexto de todos los exoplanetas confirmados. Para mostrar la Kois en la tabla de EDE, compruebe la opción 'Kepler' en la esquina superior izquierda de la tabla (la selección por omisión sólo incluye 'Orbit Database' y 'Otros'). El Kois enumerados en nuestra mesa incluye dos versiones anteriores de datos de Kepler y la versión más up-to-fecha a partir de enero de 2013. Los datos originales son del Archivo de Exoplanetas de la NASA .
Los tres campos para la identificación de un planeta Kepler o un KOI son KEPID * (el identificador único estrella Kepler),KOI * (número de objeto KOI) y KDE * (si es verdadera, el candidato planeta / planeta aparece en el archivo de Kepler ).
Los planetas descubiertos a través de micro-lente o Imaging *
EOD ahora incluye planetas descubiertos a través de micro-lente o imágenes (sus correspondientes PLANETDISCMETHcampos son 'micro-lente "o" Imaging "). Ellos se pueden visualizar en la tabla de EDE marcando la opción "Otros" en la esquina superior izquierda de la tabla.
Los planetas descubiertos a través de imágenes debe satisfacer los criterios aquí con el fin de ser incluidos en la EOD (tal como fue aprobado por la Junta de Control de Calidad de la Base de Datos de Exoplanetas, QUACBED):
Relación de masa Planet estrellas q <0,024 (<24 M Jup para una estrella de masa solar); y en general se requiere (q + σq ) <0.024, donde σ q es la incertidumbre en q.
Septiembre <100 AU × (M estrella / M sol ), donde SEP es el semieje mayor a si a es conocido, y la separación proyectada contrario.
Con confianza detectado: la detección es claramente de una fuente astrofísica real, y será poco probable que más adelante se demuestre que ha sido espuria.
Con confianza obligado: en opinión de la QUACBED el objeto no se encuentra más adelante para ser unido o una posibilidad de alineación.
Durante los dos últimos criterios, el nivel de confianza predeterminado de aceptación es del 95%, aunque puede ser difícil de cuantificar en algunos casos.
También registramos si se detecta un planeta a través de micro-lente * , * TIEMPO , DE IMAGEN * , y * astrometría .Tenga en cuenta que un planeta puede tener cualquiera de los cuatro campos que son verdad, pero tienen un método de descubrimiento diferente. Por ejemplo, algunos de los planetas Kepler tienen TIEMPO = true, pero no se descubrieron a través de TIEMPO inicialmente pero con TRÁNSITO (PLANETDISCMETH = TRÁNSITO).
Ahora nos registramos GAMMA * , definida como la velocidad radial sistémica del centro de sistema de la estrella-planeta de la masa con respecto al baricentro del Sistema Solar. No se mide para todos los sistemas, y hay incertidumbres sistemáticas en estas cifras por debajo del nivel 1 km / s.
Registramos los observables fundamentales publicados de binarios individuales forradas espectroscópicas: periodo, semiamplude RV, y la excentricidad, el argumento de periastro y tiempo de paso periastro. En unos pocos casos de múltiples sistemas de planetas, los mejores parámetros orbitales proceden de ajustes dinámicos, y en un pequeño número de casos (por ejemplo, GJ 876) interacciones planeta-planeta causan estos elementos evolucionan de forma detectable con el tiempo. En aquellos casos en que se informaron los elementos osculadores para los planetas, hemos registrado los, y la época en la que son válidas se pueden encontrar en la referencia citada en ORBREF.
Cuando las incertidumbres en los elementos orbitales no son reportados en la literatura, se quedan sin definir en nuestra mesa.
m sin (i)
A partir de los parámetros orbitales y la masa de la estrella anfitriona se calcula la "masa mínima" del planeta a partir de la función de masa, como se describe en Butler et al. 2006. Tenga en cuenta que se calcula esta cantidad por separado para cada planeta en un sistema multiplanet, como si se tratara de un planeta singleton. Por simplicidad y consistencia, siempre denotamos esta cantidad "m sin (i)", sin embargo, estrictamente hablando, no es más que el valor mínimo de la masa del planeta, calculado a partir de la función de masa.
m sin (i) de vez en cuando difieren de los valores que figuran en el documento citado en ORBREF. La razón más común de esto es que hemos adoptado una masa estelar diferente a la que figura en ORBREF. En otros casos, las inclinaciones son conocidos a partir de los tránsitos, o limitados a través de astrometría o consideraciones dinámicas. En un pequeño número de casos m sin (i) estaba mal reportado en el documento original.
Para planetas en sistemas que no tienen mediciones de velocidad radial, calculamos los valores de su m sin (i) si hay restricciones en la masa del planeta (MASS) y la inclinación I (por ejemplo, a través de sincronización). En este caso, el campo MSINIREF se establece en "Calculado a partir de MASA y yo".
MASS *
Registramos en este campo la masa del planeta, que es ya sea directamente medido (por ejemplo, a través de micro-lente) o calculado sobre la base de MSINI y una conocida inclinación I. En este último caso, el campo MASSREF se establece en "Calculado a partir MSINI y yo". Para fines de comparación (especialmente útil en tablas), los planetas con conocida MSINI pero no tengo MASS = MSINI y MASSREF = "ajustado a MSINI, yo desconocido".
Septiembre *
La separación entre el planeta y su estrella anfitriona. Septiembre se establece en el eje semi-mayor cuando una se sabe (SEPREFF = "Establecer a A"), y la separación proyectada contrario.
BIGOM *
Longitud del nodo ascendente.
un
Calculamos ejes semi-principales orbitales directamente de la tercera ley de Kepler en todos los casos. En los casos en que se diferencia de valores de la literatura, el culpable habitual es que hemos adoptado una masa estelar diferente.Cuando el sistema no tiene un período orbital medido o una estimación de la masa estelar, el valor del eje semi-mayor 'A' no está disponible y se puso a NaN.
Velocidades radiales y ajuste orbital
Los parámetros de ajuste orbital se refieren a la forma en ORBREF y los parámetros orbitales de la lista. La curva de RV correspondiente se muestra en la parte superior izquierda de minipágina de cada planeta, que se puede acceder haciendo clic en el nombre de un planeta. Las velocidades radiales en este terreno no son necesariamente las de la referencia orbital, pero son las velocidades representativas recogidas en el Archivo de Exoplanetas. Esta característica no es totalmente compatible - por muchas estrellas, incluyendo binarios, ciertos sistemas multiplanet, y aquellos para los que no hay velocidades se publican o no disponible en el archivo de Exoplanetas, no se muestra ningún complot.
Hemos registrado los parámetros de tránsito fotométricas fundamentales y algunas magnitudes derivadas como aparecen en la literatura. En algunos casos, se calcula el tiempo de paso periastro y el argumento de periastro, la densidad del planeta, la gravedad planetaria, o el parámetro de impacto, donde dichos elementos no se muestran de forma explícita.
Radio, densidad y gravedad
Cuando esté disponible, registramos el radio publicada, la densidad, la gravedad de los planetas en tránsito desde TRANSITREF, y no tratamos de volver a calcular desde los parámetros de tránsito, salvo que no se encuentren disponibles.Por lo tanto, estos valores pueden ser incompatibles con la masa derivada de MSINI y la inclinación porque nuestros valores MSINI pueden haber sido calculada a partir de diferentes parámetros orbitales espectroscópicas o asumiendo una masa estelar diferente.
DR, RR *
DR es la distancia entre el planeta y la estrella a mediados de tránsito en la unidad de radios estelares. RR es la relación de radios planeta / estrella.
SE, SEDEPTHJ, SEDEPTHH etc
SE es cierto si el planeta tiene al menos un eclipse secundario detectado en alguna de estas bandas: J, H, Ks, KP (banda fotometría de Kepler), IRAC1 (3,6 micras), IRAC2 (4,5 micras), IRAC3 (5,8 m), y IRAC4 (8,0 micras). Los campos SEDEPTHJ, SEDEPTHH, ..., SEDEPTH80 son las profundidades de eclipses secundarios en estas bandas (en proceso de cambio relativo, sin unidades).
PLANETDISCMETH , STARDISCMETH *
Hemos sustituido la DISCMETH campo con dos nuevos campos: PLANETDISCMETH y STARDISCMETH.PLANETDISCMETH documenta el método de descubrimiento de un planeta específico, mientras que STARDISCMETH documenta el método de descubrimiento para el primer planeta descubierto en un sistema.
Referencias
Hemos añadido las referencias y los campos de URL para casi todos los campos de la EOD; todos los datos en estos campos ahora se hace referencia de forma exclusiva. Los únicos campos sin citas rigurosos son los que contienen las coordenadas, magnitudes y mediciones de la rotación / actividad.
FIRSTREF
El campo "primera referencia", cita el primer artículo de una revista revisada por pares para contener una solución orbital y / o velocidades radiales que documentan la existencia del planeta. En muchos casos, esto no se corresponde con el primer anuncio público de la existencia de un planeta, que puede haber sido por el comunicado de prensa, en las actas de congresos, o por referencia en otro papel. Una lista de descubrimientos de planetas, confirmaciones, y las reclamaciones de descubrimiento está disponible en http://obswww.unige.ch/ ~ naef / who_discovered_that_planet.html .
RSTAR *
Para las estrellas con planetas en tránsito, registramos el radio con barras de error asimétricas cuando se calcula en la literatura. Para otras estrellas con masas inferiores a 0,6 masas solares, se aplica la fórmula de Torres et al (2010) para nuestros parámetros registrados espectroscópicas, log (g), teff y [Fe / H]. La fórmula Torres tiene errores sistemáticos de no más de 3%. Nosotros propagamos errores de nuestros parámetros espectroscópicos suponiendo que no hay covarianza en el URSTAR campo.
RHOSTAR *
Densidad de la estrella, medida desde la fotometría de tránsito y la información de la velocidad radial, y para algunos casos de asterosismología.
KP *
Magnitud en la banda de fotometría Kepler en el óptico 400 a 865 nm.
JHK Fotometría
JHK fotometría es desde el catálogo de fuentes puntuales 2MASS (Skrutskie et al. 2006). En la mayoría de los casos las coordenadas venido de la van Leeuwen (2008) rereduction de los datos de Hipparcos. B y V magnitudes son heterogéneos, procedentes de diversas maneras en el catálogo Hipparcos, SIMBAD, y otras fuentes de la literatura, por lo que no son estrictamente todos en la misma escala. Mediciones de la actividad cromosféricos son de diversas fuentes, por lo general los papeles de descubrimiento planeta, además de las referencias citadas en Butler et al. (2006).
Paralajes
Hemos adoptado la van Leeuwen (2008) paralajes (de una rereduction de los datos de Hipparcos) para la mayoría de las estrellas.