Transit Lekka Krzywa Tutorial

w tej sekcji pokażemy krzywą światła z misji Keplera i określimy parametry planety. Kepler jest najpotężniejszym Obserwatorium polującym na planety, jakie mamy dzisiaj, a najlepsze jest to, że wszystkie dane są publiczne. Poniższy rysunek przedstawia krzywą światła Keplera egzoplanety o nazwie HAT-P-7 b.

ta planeta jest gorącym Jowiszem – jedną z najłatwiejszych do wykrycia Planet.

przede wszystkim zwróć uwagę na skalę powyższej fabuły. Cała rozpiętość wykresu mieści się w granicach 1% całkowitej jasności gwiazdy! Poszukiwanie Planet tranzytujących wymaga bardzo precyzyjnych pomiarów jasności.

krzywa światła Keplera HAT-P-7 pokazuje trzy bardzo przekonujące tranzyty-Duże zanurzenia zaznaczone czerwonymi strzałkami poniżej.

głębokość tych tranzytów koduje wielkość planety.

tutaj tranzyty zmniejszają strumień z 1,0 do około 0,994-spadek o około 0,6%. Wykorzystując wzór na Promień planetarny:

i podłączając wartości dla głębokości = 0,6% = 0,006, R* = 2 promienie słoneczne, znajdujemy promień planetarny Rp o promieniu około 1,5 promienia Jowisza.

iloĹ “Ä ‡ czasu miÄ ™ dzy dwoma kolejnymi tranzytami to” okres orbitalny “planety, ktĂłry jest dĹ ‘ugoĹ” ciÄ … roku tej planety:

kiedy planeta znajduje się za gwiazdą, jakiekolwiek światło z planety, albo światło gwiazdy odbite od powierzchni planety, albo światło emitowane przez planetę, ponieważ świeci na gorąco, jest blokowane. Ten spadek jasności nazywany jest “zaćmieniem wtórnym”, a Dla Planet jest zwykle dość mały.

jest ledwo wykrywalny przez oko, ale jeśli zestawisz wiele z tych zaćmień razem i uśrednisz dane, jest to dość oczywiste. Poniżej przedstawiono średnie zaćmienie wtórne HAT-P-7 b z wykorzystaniem całych danych Keplera. Szare punkty i fioletowe punkty są średnie w odstępach 1-minutowych i 15-minutowych, odpowiednio:

czas trwania tranzytu to czas potrzebny na przejście planety przez powierzchnię Gwiazdy. Ten pomiar koduje wiele obserwowalnych, w tym” parametr uderzenia”, czyli jak blisko środka gwiazdy krąży planeta, wielkość gwiazdy (a ściślej, jak gęsta jest gwiazda) i mimośrodowość orbity planety lub jak blisko jest orbita planety. Trudno jest oddzielić te różne pomiary, ale dzięki wyrafinowanym analizom jest to możliwe.

poniższy rysunek przybliża krzywą światła tranzytowego. W tym przypadku punkty szarości są ponownie uśredniane, tym razem średnio w odstępach 20 sekund, wykorzystując dane z około 6% pełnego zestawu danych.

po dokładniejszej kontroli krzywej światła tranzytowego widać kilka rzeczy. Po pierwsze, tranzyt nie jest płaskodenny, jest okrągodenny. Dzieje się tak dlatego, że gwiazdy nie są równomiernie jasne na swoich powierzchniach. Gwiazdy mają właściwość zwaną “ciemnieniem kończyn”, co oznacza, że gwiazda jest najjaśniejsza w centrum z naszego punktu widzenia, a najsłabsza na krawędzi widoku. Jest to zilustrowane na poniższym obrazie naszego Słońca, uzyskanym przez obserwatorium słoneczne i Heliosferyczne NASA.

Image: NASA

zaokrąglony profil pochodzi z planety poruszającej się po częściach Gwiazdy o różnej jasności – gdy planeta znajduje się blisko krawędzi Gwiazdy, blokuje ona część gwiazdy, która jest najmniej jasna, więc blokuje mniej całkowitego światła. Jest to zilustrowane w poniższej animacji:


Animacja: Jason Eastman

inną interesującą cechą jest to, że spadek jasności w czasie tranzytu nie jest natychmiastowy – potrzeba trochę czasu, aby planeta przeszła całkowicie ponad krawędź Gwiazdy. Jest to również zilustrowane na powyższej animacji.

astronomowie zazwyczaj rozróżniają dwa różne okresy TRANZYTU: “całkowity czas trwania” tt, od początku spadku jasności do końca wzrostu, oraz “Pełny czas trwania”, tf, Czas, w którym planeta znajduje się całkowicie nad powierzchnią Gwiazdy. Poniższy rysunek opisuje te dwa różne pomiary czasu trwania.

stosunek między tt i tf, w połączeniu z innymi informacjami, takimi jak głębokość TRANZYTU, daje informacje o tym, jak daleko od centrum gwiazdy planeta przechodzi. Zwykle astronomowie wyciągają te informacje, obliczając, jak powinien wyglądać tranzyt i porównując go z obserwacjami. Takie podejście, zwane modelowaniem, skutkuje obliczeniami, które bardzo ściśle pasują do obserwowanych danych. Modelowa krzywa światła jest pokazana w Kolorze Fioletowym na rysunku poniżej, na szczycie danych HAT-P-7 b.

przejdź do strony 3 .

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany.