Transit light Curve Tutorial

v této části ukážeme světelnou křivku z mise Kepler a určíme parametry planety. Kepler je nejmocnější observatoř lovu planet, kterou dnes máme, a nejlepší na tom je, že všechna data jsou veřejná. Níže uvedený obrázek ukazuje keplerovu světelnou křivku exoplanety zvanou HAT-P-7 b.

tato planeta je horký Jupiter-jeden z nejjednodušších typů planet k detekci.

nejprve si všimněte výše uvedeného rozsahu grafu. Celé rozpětí grafu je v rozmezí 1% celkového jasu hvězdy! Hledání tranzitujících planet vyžaduje vysoce přesné měření jasu.

Keplerova světelná křivka HAT-P-7 ukazuje tři velmi přesvědčivé přechody-velké poklesy zvýrazněné červenými šipkami níže.

hloubka těchto tranzitů kóduje velikost planety.

zde tranzity snižují tok z 1,0 na asi 0,994-pokles o 0,6%. Použití vzorce pro planetární poloměr:

a zapojením hodnot pro hloubku = 0,6% = 0,006, R * = 2 sluneční poloměry najdeme planetární poloměr Rp asi 1,5 poloměru Jupiteru.

doba mezi dvěma po sobě jdoucími tranzity je “orbitální období” planety, což je délka roku této planety:

když planeta jde za hvězdou, jakékoli světlo z planety, buď hvězdné světlo odražené od povrchu planety, nebo světlo vyzařované planetou, protože svítí horko, je blokováno. Toto snížení jasu se nazývá “sekundární zatmění” a pro planety je obvykle poměrně malé.

je to sotva zjistitelné okem, ale pokud naskládáte mnoho z těchto zatmění dohromady a zprůměrujete data, je to docela zřejmé. Průměrné sekundární zatmění HAT-P-7 b pomocí celých dat Kepler je uvedeno níže. Šedé body a fialové body jsou průměry 1 minutové a 15 minutové intervaly, resp:

doba trvání tranzitu je doba potřebná k tomu, aby planeta překročila tvář hvězdy. Toto měření kóduje mnoho pozorovatelných, včetně “parametru dopadu”, nebo jak blízko ke středu hvězdy planeta prochází, velikost hvězdy (nebo přesněji, jak hustá je hvězda) a excentricita oběžné dráhy planety, nebo jak blízko kruhu je oběžná dráha planety. Je obtížné tato různá měření oddělit, ale pomocí sofistikovaných analýz je to možné.

níže uvedený obrázek poskytuje bližší pohled na křivku tranzitního světla. Zde jsou šedé body opět zprůměrovaná data, tentokrát průměry přes 20 sekundové intervaly, s využitím dat z přibližně 6% celé datové sady.

při bližším zkoumání křivky tranzitního světla je zřejmé několik věcí. Za prvé, tranzit není plochý, je kulatý. Je to proto, že hvězdy nejsou na svých površích rovnoměrně jasné. Hvězdy mají vlastnost zvanou “ztmavnutí končetin”, což znamená, že hvězda je nejjasnější ve středu z našeho pohledu a nejslabší na okraji pohledu. To je ilustrováno na následujícím obrázku našeho Slunce, získaném sluneční a Heliosférickou observatoří NASA.

obrázek: NASA

zaoblený profil pochází z planety pohybující se přes části hvězdy s různým jasem-když je planeta blízko okraje hvězdy, blokuje část hvězdy, která je nejméně jasná, takže blokuje méně celkového světla. To je ilustrováno v následující animaci:


animace: Jason Eastman

další zajímavou vlastností je, že pokles jasu do tranzitu není okamžitý – trvá nějakou dobu, než planeta zcela projde přes okraj hvězdy. To je také ilustrováno ve výše uvedené animaci.

astronomové obvykle rozlišují mezi dvěma různými tranzitními dobami: “celková doba trvání” tt, od začátku poklesu jasu do konce vzestupu, a” plné trvání”, tf, doba, po kterou je planeta plně nad povrchem hvězdy. Níže uvedený obrázek uvádí tato dvě různá měření délky.

poměr mezi tt a tf, v kombinaci s dalšími informacemi, jako je hloubka průchodu, poskytuje informace o tom, jak daleko od středu hvězdy planeta prochází. Astronomové obvykle tyto informace extrahují výpočtem, jak by měl tranzit vypadat, a porovnáním s pozorováním. Tento přístup, nazývaný modelování, vede k výpočtům, které velmi těsně odpovídají pozorovaným datům. Modelová světelná křivka je na obrázku níže znázorněna fialově, v horní části údajů HAT-P-7 b.

Pokračujte na stranu 3 .

Napsat komentář

Vaše e-mailová adresa nebude zveřejněna.