Calculadora de detecção de exoplanetas

A maioria dos exoplanetas não pode ser distinguida como pontos de luz separados de suas estrelas hospedeiras, então os astrônomos inferem sua presença por efeitos periódicos. A fotometria de trânsito detecta uma redução temporária da luz quando um planeta cruza o disco estelar. Observações de velocidade radial detectam o movimento repetido da estrela em direção ao observador e para longe dele, enquanto estrela e planeta orbitam o centro de massa comum. Esta calculadora compara as escalas ideais de sinal dos dois métodos. O semieixo maior orbital é estimado pela terceira lei de Kepler, usando massa estelar em massas solares e período em anos. Quando a massa planetária é pequena diante da estelar, vale a relação simples: o cubo do semieixo equivale à massa estelar vezes o quadrado do período, com o semieixo em unidades astronômicas. Companheiros muito massivos exigem somar sua massa à do sistema, mas essa correção é desprezível para planetas comuns neste modelo de triagem. A profundidade do trânsito é o quadrado da razão entre o raio planetário e o estelar, expresso em porcentagem. Um planeta com raio terrestre cruzando uma estrela com raio solar bloqueia apenas cerca de 0.0084 por cento da luz, enquanto um do tamanho de Júpiter bloqueia aproximadamente um por cento. O modelo assume que o disco planetário fica totalmente projetado sobre um disco estelar de brilho uniforme. Curvas de luz reais são afetadas por escurecimento de bordo, trânsitos rasantes, manchas estelares, luz de estrelas de fundo, tempo de exposição e resposta instrumental. A probabilidade geométrica de trânsito é aproximada pela soma dos raios estelar e planetário dividida pelo semieixo maior. Planetas próximos têm muito mais chance de se alinhar para um trânsito do que os de órbitas largas. Essa probabilidade descreve orientações orbitais aleatórias antes das observações; não é a chance de dados ruidosos detectarem um planeta que já transita. A excentricidade e o argumento do periastro podem alterar essa probabilidade. A semiamplitude da velocidade radial usa uma aproximação de órbita circular vista de perfil e baixa massa planetária. Ela cresce com a massa do planeta e com a redução do período orbital, e diminui para estrelas mais massivas. A amplitude real é multiplicada pelo seno da inclinação orbital e afetada pela excentricidade. Atividade estelar, oscilações, manchas em rotação, tipo espectral, cadência e precisão do espectrógrafo determinam se ela pode ser medida. Use massas e raios solares para a estrela, massas e raios terrestres para o planeta e dias para o período. Os resultados são mais adequados para ensino, comparação de alvos e avaliações rápidas de plausibilidade. Validar candidatos exige observações repetidas, análise de incertezas, avaliação de falsos positivos e, em geral, métodos independentes. A modelagem profissional deve ajustar toda a curva de luz ou série temporal de velocidades e incluir inclinação, excentricidade, escurecimento de bordo, contaminação, ruído correlacionado e incertezas dos parâmetros.