외계 행성 탐지 계산기

대부분의 외계 행성은 모항성과 분리된 광점으로 구분할 수 없어 천문학자들은 주기적 효과로 그 존재를 추론합니다. 통과 측광법은 행성이 항성 원반을 지나갈 때 별빛이 일시적으로 줄어드는 현상을 탐지합니다. 시선 속도 관측은 항성과 행성이 공통 질량 중심을 공전하면서 항성이 관측자에게 다가오고 멀어지는 반복 운동을 탐지합니다. 이 계산기는 두 방법의 이상적인 신호 규모를 비교합니다. 궤도 긴반지름은 항성 질량을 태양 질량 단위로, 주기를 년 단위로 사용해 케플러 제삼법칙으로 추정합니다. 행성 질량이 항성보다 훨씬 작으면 긴반지름의 세제곱은 항성 질량과 주기 제곱의 곱과 같으며, 긴반지름은 천문단위로 표시됩니다. 매우 무거운 동반천체는 계의 질량에 그 질량을 더해야 하지만, 이 초기 평가 모델에서 일반적인 행성의 보정은 무시할 수 있습니다. 통과 깊이는 행성 반지름과 항성 반지름의 비를 제곱해 백분율로 나타낸 값입니다. 지구 반지름의 행성이 태양 반지름의 항성을 통과하면 빛의 약 0.0084% 만 가리지만, 목성 크기 행성은 약 일 퍼센트를 가립니다. 이 모델은 행성의 투영 원반이 밝기가 균일한 항성 원반 안에 완전히 들어온다고 가정합니다. 실제 광도 곡선에는 주연감광, 가장자리를 스치는 통과, 별점, 배경 별빛 혼입, 노출 시간, 기기 응답이 영향을 줍니다. 기하학적 통과 확률은 항성 반지름과 행성 반지름의 합을 긴반지름으로 나누어 근사합니다. 가까운 행성은 먼 궤도의 행성보다 통과가 일어나는 방향으로 정렬될 가능성이 훨씬 높습니다. 이 확률은 관측 전 무작위 궤도 방향에 관한 값으로, 이미 통과하는 행성을 잡음이 있는 자료에서 찾아낼 확률이 아닙니다. 이심률과 근성점 편각도 기하학적 확률을 바꿀 수 있습니다. 시선 속도 반진폭은 옆에서 보는 원 궤도와 낮은 행성 질량을 가정합니다. 행성 질량이 클수록, 공전 주기가 짧을수록 커지고 항성 질량이 클수록 작아집니다. 실제 진폭에는 궤도 경사각의 사인값이 곱해지며 이심률도 영향을 줍니다. 항성 활동, 진동, 자전에 따른 별점 변화, 분광형, 관측 간격, 분광기 정밀도가 이 진폭의 측정 가능성을 결정합니다. 항성에는 태양 질량과 태양 반지름, 행성에는 지구 질량과 지구 반지름, 주기에는 일을 사용하세요. 결과는 교육, 목표 비교, 빠른 타당성 평가에 적합합니다. 후보 검증에는 반복 관측, 불확실성 분석, 오탐 평가가 필요하며 보통 독립적인 방법도 사용합니다. 전문 모델링에서는 전체 광도 곡선이나 속도 시계열을 적합하고 경사각, 이심률, 주연감광, 혼입광, 상관 잡음, 매개변수 불확실성을 포함해야 합니다.