Rechner zur Entdeckung von Exoplaneten

Die meisten Exoplaneten lassen sich nicht als getrennte Lichtpunkte neben ihren Zentralsternen auflösen. Daher schließen Astronomen aus periodischen Effekten auf ihre Existenz. Die Transitphotometrie erfasst eine vorübergehende Abschwächung des Sternlichts, wenn ein Planet die Sternscheibe passiert. Radialgeschwindigkeitsmessungen erfassen die wiederholte Bewegung des Sterns zum Beobachter hin und von ihm weg, während Stern und Planet ihren gemeinsamen Schwerpunkt umkreisen. Dieser Rechner vergleicht die idealen Signalgrößen beider Methoden. Die große Bahnhalbachse wird mit dem dritten Keplerschen Gesetz aus der Sternmasse in Sonnenmassen und der Umlaufzeit in Jahren geschätzt. Ist die Planetenmasse gegenüber der Sternmasse klein, gilt vereinfacht: Die dritte Potenz der Halbachse entspricht der Sternmasse mal dem Quadrat der Umlaufzeit; die Halbachse wird in astronomischen Einheiten angegeben. Bei sehr massereichen Begleitern muss deren Masse zur Systemmasse addiert werden. Für gewöhnliche Planeten ist diese Korrektur im vorliegenden Vorauswahlmodell vernachlässigbar. Die Transittiefe ist das Quadrat des Verhältnisses von Planetenradius zu Sternradius, ausgedrückt in Prozent. Ein Planet mit Erdradius vor einem Stern mit Sonnenradius verdeckt nur etwa 0.0084 Prozent des Lichts, ein jupitergroßer Planet ungefähr ein Prozent. Das Modell setzt voraus, dass die Planetenscheibe vollständig vor einer gleichmäßig hellen Sternscheibe liegt. Reale Lichtkurven werden durch Randverdunkelung, streifende Transits, Sternflecken, überlagertes Hintergrundlicht, Belichtungszeit und Instrumentenantwort geprägt. Die geometrische Transitwahrscheinlichkeit wird durch die Summe aus Stern- und Planetenradius geteilt durch die große Halbachse angenähert. Bei engen Bahnen ist eine für einen Transit passende Ausrichtung wesentlich wahrscheinlicher als bei weiten Bahnen. Die Wahrscheinlichkeit beschreibt zufällige Bahnorientierungen vor der Beobachtung, nicht die Nachweischance eines bereits transitierenden Planeten in verrauschten Daten. Exzentrizität und Periastronargument können sie verändern. Die Halbamplitude der Radialgeschwindigkeit verwendet eine kreisförmige, von der Kante gesehene Bahn und eine geringe Planetenmasse als Näherung. Sie steigt mit der Planetenmasse und bei kürzerer Umlaufzeit und sinkt bei höherer Sternmasse. Die tatsächliche Amplitude wird mit dem Sinus der Bahnneigung multipliziert und durch die Exzentrizität beeinflusst. Sternaktivität, Schwingungen, rotierende Flecken, Spektraltyp, Beobachtungsabstände und Spektrografenpräzision entscheiden über ihre Messbarkeit. Verwenden Sie Sonnenmassen und Sonnenradien für den Stern, Erdmassen und Erdradien für den Planeten sowie Tage für die Umlaufzeit. Die Ergebnisse eignen sich für Unterricht, Zielvergleiche und schnelle Plausibilitätsprüfungen. Zur Bestätigung eines Kandidaten sind wiederholte Beobachtungen, Unsicherheitsanalysen, die Bewertung falsch positiver Signale und meist unabhängige Methoden nötig. Professionelle Modelle sollten die gesamte Lichtkurve oder Geschwindigkeitszeitreihe anpassen und Neigung, Exzentrizität, Randverdunkelung, Fremdlicht, korreliertes Rauschen und Parameterunsicherheiten berücksichtigen.