系外惑星検出計算機

ほとんどの系外惑星は主星と別々の光点として分解できないため、天文学者は周期的な変化からその存在を推定します。トランジット測光では、惑星が恒星面を横切る際の一時的な減光を検出します。視線速度観測では、恒星と惑星が共通重心の周りを回ることで、恒星が観測者に近づいたり遠ざかったりする反復運動を検出します。この計算機は両手法の理想的な信号の大きさを比較します。 軌道長半径はケプラーの第三法則から推定し、恒星質量は太陽質量、周期は年で扱います。惑星質量が恒星質量より十分小さい場合、長半径の三乗は恒星質量と周期の二乗の積に等しくなり、長半径の単位は天文単位です。非常に重い伴星では伴星質量を系の質量に加える必要がありますが、この初期評価モデルで扱う通常の惑星では補正を無視できます。 トランジット深さは惑星半径と恒星半径の比の二乗を百分率で表したものです。地球半径の惑星が太陽半径の恒星を横切ると遮る光は約 0.0084% にすぎませんが、木星サイズなら約一パーセントです。モデルは惑星の投影面が明るさの一様な恒星面に完全に収まると仮定します。実際の光度曲線には周縁減光、かすめる通過、恒星黒点、背景星の混入、露光時間、装置応答が影響します。 幾何学的トランジット確率は、恒星半径と惑星半径の和を軌道長半径で割った値で近似します。近接惑星は遠方軌道の惑星よりも、トランジットを起こす向きにそろう可能性が高くなります。この確率は観測前のランダムな軌道方向に対するものであり、すでにトランジットする惑星をノイズのあるデータから検出できる確率ではありません。離心率や近星点引数も幾何学的確率を変化させます。 視線速度の半振幅には、真横から見た円軌道で惑星質量が小さいという近似を用います。惑星が重いほど、周期が短いほど大きくなり、恒星が重いほど小さくなります。実際の振幅には軌道傾斜角の正弦が掛かり、離心率も影響します。恒星活動、振動、自転に伴う黒点変化、スペクトル型、観測間隔、分光器精度が測定可能性を左右します。 恒星には太陽質量と太陽半径、惑星には地球質量と地球半径、周期には日を使用してください。出力は学習、候補比較、簡易的な妥当性評価に適しています。候補の検証には反復観測、不確かさの解析、偽陽性の評価、通常は独立した手法も必要です。専門的なモデルでは光度曲線や速度時系列全体をフィッティングし、傾斜角、離心率、周縁減光、混入光、相関ノイズ、パラメータの不確かさを考慮すべきです。