Transit lys kurve Tutorial

i dette afsnit viser vi en lyskurve fra Kepler-missionen og bestemmer planetparametre. Kepler er det mest magtfulde planetjagtobservatorium, vi har i dag, og det bedste er, at dataene alle er offentlige. Figuren nedenfor viser en Kepler-lyskurve af en eksoplanet kaldet HAT – P – 7 b.

denne planet er en varm Jupiter-en af de nemmeste typer planeter at opdage.

først og fremmest bemærke omfanget af plottet ovenfor. Hele span af grafen er inden for 1% af den samlede lysstyrke af stjernen! Søgning efter transiterende planeter kræver meget præcise lysstyrkemålinger.

Kepler-lyskurven på HAT – P – 7 viser tre meget overbevisende transitter-de store dips fremhævet med røde pile nedenfor.

dybden af disse transitter koder for planetens størrelse.

her reducerer transitterne strømmen fra 1,0 til omkring 0,994 – et fald på omkring 0,6%. Brug af formlen for planetradius:

og tilslutte værdier for dybde = 0,6% = 0,006, R* = 2 solradier, finder vi en planetarisk radius Rp på omkring 1,5 Jupiter radier.

mængden af tid mellem to på hinanden følgende transitter er planetens “orbitalperiode”, som er længden af planetens år:

når planeten går bag stjernen, blokeres ethvert lys fra planeten, enten stjernelys reflekteret fra planetens overflade, eller lys, der udsendes af planeten, fordi det lyser varmt. Dette fald i lysstyrke kaldes “sekundær formørkelse”, og for planeter er det normalt ret lille.

det kan næppe påvises med øjet, men hvis du stabler mange af disse formørkelser sammen og gennemsnit dataene, er det helt tydeligt. Den gennemsnitlige sekundære formørkelse af HAT-P-7 b ved hjælp af hele Kepler-dataene er vist nedenfor. De grå punkter og lilla punkter er gennemsnit over 1 minut og 15 minutters intervaller, henholdsvis:

varigheden af transit er den tid det tager for planeten at krydse over stjernens overflade. Denne måling koder for mange observerbare ting, herunder “påvirkningsparameteren”, eller hvor tæt på midten af stjernen planeten passerer, stjernens størrelse (eller mere præcist, hvor tæt stjernen er) og ekscentriciteten af planetens bane, eller hvor tæt på en cirkel planetens bane er. Det er vanskeligt at adskille disse forskellige målinger, men med sofistikerede analyser er det muligt.

figuren nedenfor giver et nærmere kig på transitlyskurven. Her er de grå punkter igen gennemsnitlige data, Denne gang gennemsnit over 20 sekunders intervaller ved hjælp af data fra omkring 6% af det fulde datasæt.

ved nærmere inspektion af transitlyskurven er et par ting tydelige. For det første er transit ikke fladbundet, den er rundbundet. Dette skyldes, at Stjerner ikke er ensartet lyse over deres overflader. Stjerner har en egenskab kaldet” lemmørkning”, hvilket betyder, at stjernen er lyseste i midten fra vores synspunkt og svageste i kanten af udsigten. Dette er illustreret i det følgende billede af vores Sol, opnået af NASAs Sol-og Heliosfæriske Observatorium.
billede: NASA

den afrundede profil kommer fra planeten, der bevæger sig over dele af stjernen med forskellig lysstyrke – når planeten er nær kanten af stjernen, blokerer den en del af stjernen, der er mindst lys, så den blokerer det mindre samlede lys. Dette illustreres i følgende animation:

Animation: Jason Eastman

et andet interessant træk er, at faldet i lysstyrke til transit ikke er øjeblikkeligt – det tager lidt tid for planeten at passere helt over stjernens kant. Dette er også illustreret i animationen ovenfor.

astronomer skelner normalt mellem to forskellige transitvarigheder: den “samlede varighed” tt, fra begyndelsen af faldet i lysstyrke til slutningen af stigningen, og “fuld varighed”, tf, hvor lang tid planeten er helt over stjernens overflade. Figuren nedenfor kommenterer disse to forskellige varighedsmålinger.

forholdet mellem tt og tf, når det kombineres med andre oplysninger som dybden af transit, giver information om, hvor langt fra midten af stjernen planeten passerer. Normalt udtrækker astronomer disse oplysninger ved at beregne, hvordan transit skal se ud og sammenligne det med observationerne. Denne tilgang, kaldet modellering, resulterer i beregninger, der meget tæt matcher de observerede data. En model lyskurve er vist i lilla i figuren nedenfor, oven på dataene fra HAT-P-7 b.

fortsæt til Side 3 .