Transit Light Curve Tutorial

In deze sectie laten we een lichtcurve zien van de Kepler missie en bepalen we planeetparameters. Kepler is het krachtigste observatorium dat we vandaag hebben, en het beste is dat de gegevens openbaar zijn. De figuur hieronder toont een Kepler lichtkromme van een exoplaneet genaamd HAT-p-7 b.

deze planeet is een hete Jupiter – een van de gemakkelijkste soorten planeten om te detecteren.

allereerst, let op de schaal van de plot hierboven. De totale overspanning van de grafiek is binnen 1% van de totale helderheid van de ster! Het zoeken naar transiterende planeten vereist zeer nauwkeurige helderheidsmetingen.

de Kepler licht curve van HAT-P – 7 toont drie zeer overtuigende transits-de grote dips gemarkeerd met rode pijlen hieronder.

de diepte van deze transits codeert de grootte van de planeet.

hier verminderen de transits de flux van 1,0 tot ongeveer 0,994 – een daling van ongeveer 0,6%. Met behulp van de formule voor de planetaire straal:

en als we waarden voor diepte = 0.6% = 0.006, R* = 2 zonnestralen inpluggen, vinden we een planetaire straal Rp van ongeveer 1,5 Jupiter radii.

de tijd tussen twee opeenvolgende transits is de “baanperiode” van de planeet, die de lengte van het jaar van die planeet is:

wanneer de planeet achter de ster gaat, wordt elk licht van de planeet, ofwel sterrenlicht dat van het oppervlak van de planeet wordt gereflecteerd, of licht dat door de planeet wordt uitgezonden omdat het gloeiend heet is, geblokkeerd. Deze afname in helderheid wordt de “secundaire eclips” genoemd, en voor planeten is deze meestal vrij klein.

het is nauwelijks waarneembaar met het oog, maar als je veel van deze eclipsen samenstap en de gegevens Gemiddelde, het is vrij duidelijk. De gemiddelde secundaire eclips van HAT-P-7 b met behulp van de volledige Kepler gegevens wordt hieronder weergegeven. De grijze punten en paarse punten zijn gemiddelden over 1 minuut en 15 minuten intervallen, respectievelijk:

de duur van de transit is de tijd die nodig is voor de planeet om over het gezicht van de ster te steken. Deze meting codeert voor veel waarneembare objecten, waaronder de “impactparameter”, of hoe dicht bij het centrum van de ster de planeet doorloopt, de grootte van de ster (of nauwkeuriger, hoe dicht de ster is), en de excentriciteit van de baan van de planeet, of hoe dicht bij een cirkel de baan van de planeet is. Het is moeilijk om deze verschillende metingen te ontwarren, maar met geavanceerde analyses is het mogelijk.

onderstaande figuur geeft een nadere blik op de lichtcurve van de doorvoer. Hier zijn de grijze punten weer gemiddelde gegevens, dit tijdgemiddelden over 20 seconden intervallen, met behulp van gegevens van ongeveer 6% van de volledige dataset.

bij nadere inspectie van de lichtcurve van de doorvoer zijn een paar dingen duidelijk. Ten eerste is de transit niet platbodems, maar rondbodems. Dit komt omdat sterren niet gelijkmatig helder zijn over hun oppervlak. Sterren hebben een eigenschap genaamd “limb darkening”, wat betekent dat de ster het helderst is in het centrum van ons uitzicht, en het zwakst aan de rand van het uitzicht. Dit wordt geïllustreerd in de volgende afbeelding van onze Zon, verkregen door NASA ‘ s Solar and Heliospheric Observatory.

afbeelding: NASA

het afgeronde profiel komt van de planeet die zich beweegt over delen van de ster met verschillende helderheid – wanneer de planeet dicht bij de rand van de ster is, blokkeert het een deel van de ster dat het minst helder is, dus blokkeert het het minder totale licht. Dit wordt geïllustreerd in de volgende animatie:


animatie: Jason Eastman

een ander interessant kenmerk is dat de afname van de helderheid in transit niet onmiddellijk is – het duurt enige tijd voordat de planeet volledig over de rand van de ster gaat. Dit wordt ook geïllustreerd in de animatie hierboven.

astronomen maken gewoonlijk onderscheid tussen twee verschillende transittijden: de “totale duur” tt, vanaf het begin van de afname van de helderheid tot het einde van de stijging, en de “volledige duur” tf, de tijd dat de planeet zich volledig over het oppervlak van de ster bevindt. Onderstaande figuur annoteert deze twee verschillende duurmetingen.

de verhouding tussen tt en tf, in combinatie met andere informatie zoals de diepte van de transit, geeft informatie over hoe ver van het centrum van de ster de planeet Transit. Meestal halen astronomen deze informatie uit door te berekenen hoe de transit eruit zou moeten zien en dat te vergelijken met de waarnemingen. Deze benadering, genaamd modellering, resulteert in berekeningen die zeer nauw overeenkomen met de waargenomen gegevens. Een model licht curve is weergegeven in paars in de figuur hieronder, op de top van de gegevens van HAT-P-7 b.

ga verder op Pagina 3 .

Geef een antwoord

Het e-mailadres wordt niet gepubliceerd.