系外行星探测计算器

大多数系外行星无法与其宿主恒星分辨为独立光点，因此天文学家通过周期性效应推断它们的存在。凌日测光法探测行星经过恒星圆面时造成的短暂亮度下降。径向速度观测则探测恒星与行星绕共同质心运行时，恒星反复朝向和远离观测者的运动。本计算器用于比较这两种方法的理想信号量级。 轨道半长轴根据开普勒第三定律估算，恒星质量以太阳质量为单位，周期以年为单位。行星质量远小于恒星质量时，可使用简化关系：半长轴的三次方等于恒星质量乘以周期的平方，其中半长轴以天文单位表示。质量很大的伴星需要将其质量计入系统总质量，但对于本初筛模型中的普通行星，这项修正可以忽略。 凌日深度等于行星半径与恒星半径之比的平方，以百分比表示。地球半径大小的行星经过太阳半径大小的恒星时，仅遮挡约 0.0084% 的光，而木星大小的行星约遮挡百分之一。模型假定行星完全投影在亮度均匀的恒星圆面内。真实光变曲线还受到临边昏暗、掠入式凌日、星斑、背景恒星混光、曝光时间和仪器响应的影响。 几何凌日概率近似等于恒星半径与行星半径之和除以半长轴。近距离行星的轨道视向更容易满足凌日条件，远轨道行星则较难。该概率描述的是观测前随机轨道朝向产生凌日的可能性，并非含噪数据探测到已在凌日的行星的概率。偏心率和近星点幅角也会改变几何概率。 径向速度半振幅采用圆轨道、侧向观测和行星质量较小的近似。其数值随行星质量增大而增大，随公转周期缩短而增大，随恒星质量增大而减小。实际振幅还需乘以轨道倾角的正弦，并受到偏心率影响。恒星活动、振荡、自转星斑、光谱型、观测采样频率和光谱仪精度决定了该振幅能否被测量。 恒星请使用太阳质量和太阳半径，行星请使用地球质量和地球半径，周期请使用天。结果适用于教学、目标比较和快速合理性评估。确认候选行星需要重复观测、不确定性分析、假阳性评估，通常还需要独立方法佐证。专业建模应拟合完整光变曲线或速度时间序列，并纳入轨道倾角、偏心率、临边昏暗、混光污染、相关噪声和参数不确定性。