Transit fény görbe bemutató

ebben a részben a Kepler-misszió fénygörbéjét mutatjuk be, és meghatározzuk a bolygó paramétereit. A Kepler ma a legerősebb bolygóvadász Obszervatórium, és a legjobb az egészben, hogy az adatok mind nyilvánosak. Az alábbi ábra egy hat-P-7 B nevű exobolygó Kepler-fénygörbéjét mutatja.

ez a bolygó forró Jupiter – az egyik legkönnyebben észlelhető bolygótípus.

először is vegye figyelembe a fenti telek méretét. A grafikon teljes tartománya a csillag teljes fényerejének 1% – án belül van! Az áthaladó bolygók keresése rendkívül pontos fényerő-méréseket igényel.

a HAT-P-7 Kepler fénygörbéje három nagyon meggyőző átmenetet mutat – az alábbiakban piros nyilakkal kiemelt nagy merüléseket.

ezeknek a tranzitoknak a mélysége a bolygó méretét kódolja.

itt a tranzitok csökkentik a fluxust 1,0-ről körülbelül 0,994-re-körülbelül 0,6% – os csökkenést. A bolygósugár képletének használata:

a mélység = 0,6% = 0,006, R* = 2 napsugár értékeinek bedugásával körülbelül 1,5 Jupiter sugarú RP bolygó sugarat találunk.

a két egymást követő tranzit közötti idő a bolygó “orbitális periódusa”, amely a bolygó évének hossza:

amikor a bolygó a csillag mögé kerül, a bolygó minden fénye, akár a csillagfény visszaverődik a bolygó felszínéről, akár a bolygó által kibocsátott fény, mert forró, blokkolva van. Ez a csökkenés a fényerő az úgynevezett “másodlagos napfogyatkozás”, és a bolygók általában elég kicsi.

szemmel alig észlelhető, de ha ezeket a napfogyatkozásokat összegyűjtjük, és átlagoljuk az adatokat, akkor ez teljesen nyilvánvaló. A HAT-P-7 b átlagos másodlagos napfogyatkozása a teljes Kepler-adat felhasználásával az alábbiakban látható. A szürke pontok és a lila pontok átlagok 1 perc, illetve 15 perces időközönként:

a tranzit időtartama az az idő, amely alatt a bolygó áthalad a csillag arcán. Ez a mérés számos megfigyelést kódol, beleértve az “ütközési paramétert”, vagy azt, hogy a csillag középpontjához milyen közel halad át a bolygó, a csillag méretét (vagy pontosabban, hogy milyen sűrű a csillag), és a bolygó pályájának excentricitását, vagy milyen közel van egy körhöz a bolygó pályája. Nehéz szétválasztani ezeket a különböző méréseket, de kifinomult elemzésekkel lehetséges.

az alábbi ábra közelebbről megvizsgálja a tranzit fénygörbét. Itt a szürke pontok ismét átlagolt adatok, ezúttal átlagosan több mint 20 másodperces időközönként, a teljes adatkészlet körülbelül 6% – ának adatait felhasználva.

a tranzit fénygörbe közelebbi vizsgálata után néhány dolog nyilvánvaló. Először is, a tranzit nem lapos fenekű, hanem kerek fenekű. Ez azért van, mert a csillagok nem egyenletesen fényesek a felületükön. A csillagoknak van egy “végtag elsötétülésnek” nevezett tulajdonságuk, ami azt jelenti, hogy a csillag a látókörünk közepén a legfényesebb, a kilátás szélén pedig a leghalványabb. Ezt szemlélteti a napunk következő képe, amelyet a NASA Solar and Heliospheric Observatory készített.

kép: NASA

a lekerekített profil a bolygóról származik, amely a csillag különböző fényerejű részein mozog – amikor a bolygó a csillag széléhez közel van, blokkolja a csillag legkevésbé fényes részét, így blokkolja a kevésbé teljes fényt. Ezt a következő animáció szemlélteti:


animáció: Jason Eastman

egy másik érdekes tulajdonság az, hogy a fényerő csökkenése a tranzitba nem azonnali – időbe telik, amíg a bolygó teljesen áthalad a csillag szélén. Ezt a fenti animáció is szemlélteti.

a csillagászok általában két különböző átmeneti időtartamot különböztetnek meg: a “teljes időtartam” tt, a fényerő csökkenésének kezdetétől az emelkedés végéig, és a “teljes időtartam”, tf, az az idő, ameddig a bolygó teljesen a csillag felszínén van. Az alábbi ábra ezt a két különböző időtartammérést jegyzi fel.

A tt és a tf közötti arány más információkkal, például a tranzit mélységével kombinálva információt ad arról, hogy a bolygó milyen messze halad át a csillag középpontjától. Általában a csillagászok ezt az információt úgy nyerik ki, hogy kiszámítják, hogyan kell kinéznie a tranzitnak, és összehasonlítják a megfigyelésekkel. Ez a modellezésnek nevezett megközelítés olyan számításokat eredményez, amelyek nagyon szorosan megfelelnek a megfigyelt adatoknak. A modell fénygörbéje lila színnel látható az alábbi ábrán, a HAT-P-7 b adatainak tetején.

folytassa a 3. oldalra .

Vélemény, hozzászólás?

Az e-mail-címet nem tesszük közzé.