교통 빛 곡선 튜토리얼

이 섹션에서는 케플러 임무에서 가벼운 곡선을 보여주고 행성 매개 변수를 결정할 것입니다. 케플러는 오늘날 우리가 가지고있는 가장 강력한 행성 사냥 관측소이며,가장 중요한 부분은 데이터가 모두 공개된다는 것입니다.

이 행성은 뜨거운 목성-감지 할 수있는 행성의 가장 쉬운 유형 중 하나입니다.

우선,위의 플롯의 규모를 알 수 있습니다. 그래프의 전체 범위는 별의 총 밝기의 1%이내입니다! 환승 행성을 검색하려면 매우 정확한 밝기 측정이 필요합니다.

아래 빨간색 화살표로 강조 큰 딥-모자-피-7 의 케플러 빛 곡선은 세 가지 매우 설득력있는 이동로를 보여줍니다.

이 이동의 깊이는 행성의 크기를 인코딩합니다.

여기서,이동로는 플럭스를 1.0 에서 약 0.994 로 감소시켜 약 0.6%감소시킨다. 행성 반경에 대한 공식 사용:

그리고 깊이에 대한 값을 연결=0.6%=0.006,아르 자형*=2 태양 반경,우리는 약 1.5 목성 반경의 행성 반경을 찾을 수 있습니다.

두 개의 연속적인 이동 사이의 시간은 행성의”공전주기”이며,이는 그 행성의 연도의 길이입니다:

행성이 별 뒤에 가면,행성의 어떤 빛,행성 표면에서 반사 된 별빛 또는 뜨겁게 빛나기 때문에 행성에서 방출되는 빛이 차단됩니다. 이 밝기 감소는”2 차 이클립스”라고 불리며 행성의 경우 일반적으로 매우 작습니다.

그것은 눈으로 거의 감지,하지만 당신은 함께 이러한 일식의 많은 스택 및 데이터의 평균 경우,그것은 매우 분명하다. 전체 케플러 데이터를 사용하는 모자-피-7 비의 평균 2 차 일식은 다음과 같습니다. 회색 점과 자주색 점은 각각 평균 1 분 및 15 분 간격입니다:

환승 기간은 행성이 별의 얼굴을 가로 지르는 데 걸리는 시간입니다. 이 측정은”충격 매개 변수”또는 행성이 이동하는 별의 중심에 얼마나 가까운 지,별의 크기(또는 더 정확하게는 별의 밀도가 얼마나 높은지)및 행성의 궤도의 이심률 또는 행성의 궤도가 원에 얼마나 가까운지를 포함하여 많은 관측치를 인코딩합니다. 이러한 다양한 측정을 풀기는 어렵지만 정교한 분석을 통해 가능합니다.

아래 그림은 교통 광 곡선을 자세히 보여줍니다. 여기서 회색 점은 다시 평균 데이터이며,이 시간은 전체 데이터 세트의 약 6%의 데이터를 사용하여 평균 20 초 간격을 초과합니다.

교통 광 곡선을 자세히 살펴보면 몇 가지가 분명합니다. 첫째,대중 교통은 바닥이 평평하지 않고 바닥이 둥글다. 이것은 별들이 표면 위에 균일하게 밝지 않기 때문입니다. 별은”사지 어둡게”라는 속성을 가지고 있는데,이는 별이 우리의 관점에서 중심에서 가장 밝고 뷰의 가장자리에서 희미하다는 것을 의미합니다. 이것은 나사의 태양 및 태양권 관측소에 의해 얻은 우리 태양의 다음 이미지에 나와 있습니다.

이미지:나사

둥근 프로파일은 다른 밝기와 별의 일부를 가로 질러 이동하는 행성에서 온다-행성이 별의 가장자리 근처에있을 때,그것은 가장 밝은 별의 일부를 차단,그래서 적은 총 빛을 차단합니다. 이는 다음 애니메이션에 나와 있습니다:


애니메이션: 제이슨 이스트만

또 다른 흥미로운 특징은 이동으로 밝기의 감소가 순간 아니라는 것입니다-그것은 행성이 별의 가장자리를 완전히 통과하는 데 약간의 시간이 걸립니다. 이것은 또한 위의 애니메이션에 설명되어 있습니다.

천문학 자들은 일반적으로 두 개의 서로 다른 운송 기간을 구별:”전체 기간”고작,상승의 끝에 밝기의 감소의 시작 부분에서,그리고”전체 기간”,티 에프,행성이 별의 표면에 완전히 시간의 양. 아래 그림에서는 이러한 두 가지 기간 측정에 주석을 달 수 있습니다.

이동의 깊이와 같은 다른 정보와 결합 될 때,항성과 항성 사이의 비율은 행성이 이동하는 별의 중심에서 얼마나 멀리 떨어져 있는지에 대한 정보를 제공합니다. 일반적으로 천문학 자들은 교통이 어떻게 생겼는지 계산하고 관측과 비교하여이 정보를 추출합니다. 모델링이라고하는이 접근법은 관찰 된 데이터와 매우 밀접하게 일치하는 계산을 초래합니다. 모델 광 곡선은 아래 그림에서 보라색으로 표시됩니다..

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