Metoda tranzytu

W przypadku planet tranzytowych ciągłe pomiary ujawniają niewielkie, okresowe spadki jasności.

Tranzyt planet powoduje spadek jasności obserwowanej gwiazdy.

Metoda tranzytów to fotometryczna metoda wykrywania egzoplanet . Do 2019 roku około 80% wszystkich znanych planet zostało odkrytych przy użyciu tej metody, co czyni ją najbardziej skuteczną metodą w poszukiwaniu egzoplanet. Planeta nie jest obserwowana bezpośrednio, a jedynie pośrednio wykrywana poprzez obserwację jasności jej gwiazdy . Większość dotychczasowych odkryć została dokonana za pomocą kosmicznego teleskopu Keplera .

streszczenie

Podczas tranzytu planetarnego planeta zasłania część swojej gwiazdy macierzystej przed odpowiednio usytuowanym obserwatorem, tak że jasność gwiazdy podczas tranzytu jest zmniejszona. Dzięki ciągłej obserwacji jasności gwiazdy zmiany te można wykryć. Planetą, która powoduje tranzyt jest planeta tranzytująca ( ang. tranzytująca planeta ). Planety okrążają swoją gwiazdę po swojej orbicie w określonym czasie, tak że kolejny tranzyt następuje po jednej orbicie. Aby wykluczyć zdarzenie losowe, należy zaobserwować co najmniej trzy tranzyty w tym samym odstępie czasu między sobą. Chociaż prawdopodobieństwo obserwowania tranzytu na losowo wybranej gwieździe jest dość niskie i wynosi mniej niż 1%, ponieważ orbity mogą być również zorientowane w taki sposób, że planeta nigdy nie przechodzi przed swoją gwiazdą patrząc z Ziemi, to gwiazda do sierpnia 2019 Metoda sprawdzona na ponad 3000 egzoplanet. Dalsze informacje o planecie i gwieździe można uzyskać obserwując gradienty jasności gwiazd. Można na przykład wypowiedzieć się o okresie obrotu wokół jego gwiazdy, promieniu planety, nachyleniu jej orbity w stosunku do linii widzenia i kierunku obrotu jej gwiazdy. Ponadto, znając te wartości, można sformułować twierdzenia o odległości, w jakiej planeta krąży wokół swojej gwiazdy. W obserwacjach spektroskopowych również dane na temat składu atmosfery urlopowej i jej albedo oraz przyrostu temperatury . Dokładność metod nie była jeszcze wystarczająca na początku 2017 r., aby uzyskać również informacje o planetach podobnych do Ziemi, ale pomiary dla planet podobnych do Ziemi będą możliwe w niedalekiej przyszłości dzięki ukończeniu teleskopów o dużej intensywności, takich jak James James. Kosmiczny Teleskop Webba .

Szacowanie prawdopodobieństwa tranzytu

Rozważenie obliczenia prawdopodobieństwa obserwacji za pomocą kąta przestrzennego, dla którego można zaobserwować przejście. Zakłada się, że obserwator jest bardzo odległy.

Reprezentacja prawdopodobieństwa tranzytu w zależności od promienia orbity gwiazdy i planety

Zakładając, że orbity planet są losowo zorientowane w przestrzeni, prawdopodobieństwo, że odległy obserwator może obserwować tranzyt, można obliczyć za pomocą rozważań geometrycznych. Tranzyt można zaobserwować tylko wtedy, gdy planeta przechodzi przed swoją gwiazdą widzianą przez obserwatora i w ten sposób częściowo zasłania gwiazdę. Przy założeniu , że promień planety jest znikomy w porównaniu do promienia gwiazdy , gdyż najczęściej zakres kątowy pochylenia orbity , w którym może nastąpić tranzyt , można oszacować , przyjmując tor kołowy z odległością planety od planety . gwiazda jest. Jednakże, ponieważ płaszczyzna ścieżki w linii widzenia może być również zorientowana zgodnie z potrzebami w przypadku obserwowalnego przejścia, kąt bryłowy dla trójwymiarowej części orientacji, w której odbywa się przejście, można określić jako . Jeśli można założyć, że orbity egzoplanet są losowo zorientowane w przestrzeni, prawdopodobieństwo zaobserwowania tranzytu można podać jako stosunek do całkowitego kąta bryłowego . To skutkuje ${\ styl wyświetlania R_ {p}}$ ${\ styl wyświetlania R _ {*}}$${\ styl wyświetlania R_ {p} \ ll R _ {*}}$${\ displaystyle \ vartheta \ ok D _ {*} / a_ {p} = 2R _ {*} / a_ {p}}$${\ styl wyświetlania a_ {p}}$${\ displaystyle \ Omega _ {\ tekst {Transit}} = 2 \ pi D _ {*} / a_ {p}}$${\ styl wyświetlania p}$${\ styl wyświetlania 4 \ pi}$

${\ displaystyle p = {\ frac {\ Omega _ {\ tekst {tranzyt}}} {\ Omega _ {\ tekst {całkowita}}}} = {\ frac {R _ {*}} {a_ {p}} } }$.

Promień gwiazdy można uzyskać z widma , jego jasności i dobrze poznanych teoretycznych modeli gwiazd (patrz także diagram Hertzsprunga-Russella ). Dla danego promienia gwiazdy prawdopodobieństwo jest odwrotnie proporcjonalne do głównej półosi orbity planety. Za pomocą III prawa Keplera i znanej masy gwiazdy , znanej również z modeli gwiazd, można przepisać prawdopodobieństwo ${\ styl wyświetlania R _ {*}}$${\ styl wyświetlania M _ {*}}$

${\ displaystyle p = {\ frac {R _ {*}} {T ^ {2/3}}} \ cdot \ lewo ({\ frac {4 \ pi ^ {2}} {GM _ {*}}} \ prawo ) ^ {1/3}}$,

gdzie przyjęto, że jest i opisuje okres rewolucji planety. Należy zatem oczekiwać, że planety o krótszym okresie orbitalnym mogą być obserwowane z większym prawdopodobieństwem niż te o długim okresie orbitalnym, co faktycznie pokazują dane.${\ styl wyświetlania M_ {p} \ ll M _ {*}}$${\ styl wyświetlania T}$

Przykładowe obliczenia dla naszego układu słonecznego

Dla układów planetarnych o konfiguracji podobnej do naszego Układu Słonecznego (promień gwiazdy to promień słońca , taki sam układ planet) dla prawdopodobieństwa zaobserwowania tranzytu wynikałyby następujące wartości:

W przypadku planety w strefie nadającej się do zamieszkania wokół gwiazdy podobnej do Słońca daje to prawdopodobieństwo obserwacji około 0,5%.

Głębokość tranzytu

Pomiary jasności przez kosmiczny teleskop Keplera na gwieździe Kepler-7 ; Powiększ jeden tranzyt. Głębokość tranzytu jest pokazana za pomocą , która w tym przykładzie wynosi około 0,7% dla planety Kepler-7b .${\ styl wyświetlania \ Delta F}$

Jeśli planeta tranzytowa zakrywa swoją gwiazdę, jasność spada. Względny spadek jasności podczas przejścia w stosunku do niezredukowanej jasności gwiazdy jest używany odpowiednio jako głębokość przejścia (ang. Transit depth ). Zakładając, że gwiazda emituje światło jak ciało czarne (co daje dobre dopasowanie w pierwszym przybliżeniu), wyrażenie na głębokość przejścia można podać za pomocą prawa Stefana-Boltzmanna dla emitowanej mocy . Dla obszaru objętego dotyczy , dla całkowitej powierzchni dysku gwiazdy . Dla tych powierzchni rzutowych można zastosować prawo Stefana-Boltzmanna, chociaż powierzchnia gwiazdy odpowiada powierzchni kuli, ponieważ powierzchnia normalna dla rzutu jest również skalowana, przez co kąt między linią widzenia a wektorem promieniowym w gwiazda jest na łacie powierzchni. Przebieg krzywej jasności podczas tranzytu jest niezależny od odległości do obserwowanego układu planetarnego, co wynika bezpośrednio ze stosunku mocy wypromieniowanej podczas tranzytu i bez uwzględniania odległości : ${\ styl wyświetlania \ Delta F}$${\ displaystyle P = \ sigma AT ^ {4}}$${\ displaystyle A_ {p} = \ pi R_ {p} ^ {2}}$${\ styl wyświetlania A _ {*} = \ pi R _ {*} ^ {2}}$ ${\ styl wyświetlania d {\ vec {A}}}$${\ styl wyświetlania \ cos (\ phi)}$${\ styl wyświetlania \ phi}$${\ styl wyświetlania P_ {tr}}$${\ styl wyświetlania P_ {0}}$

${\ displaystyle {\ frac {P_ {tr}} {P_ {0}}} = {\ frac {\ sigma \ lewy (A _ {*} - A_ {p} \ prawy) T _ {*} ^ {4 }} {\ sigma A _ {*} T _ {*} ^ {4}}} = 1 - {\ frac {A_ {p}} {A _ {*}}}}$

Głębokość przejścia można zatem określić jako stosunek dwóch promieni

${\ displaystyle \ Delta F = {\ frac {A_ {p}} {A _ {*}}} = {\ frac {R_ {p} ^ {2}} {R _ {*} ^ {2}}} }$.

Względny spadek jasności jest zatem w pierwszym przybliżeniu wprost proporcjonalny do ukrytego obszaru i odwrotnie proporcjonalny do całkowitego obszaru geometrycznie widocznego dysku gwiazdy. ${\ styl wyświetlania A_ {p}}$${\ styl wyświetlania A _ {*}}$

Dla naszego układu planetarnego wynikałyby następujące wartości głębokości tranzytu.

Niepokojące wpływy

Krawędź ciemniejąca na przykładzie słońca, tutaj podczas przejścia Merkurego. Obszary brzegowe wydają się nieco ciemniejsze niż centralny obszar gwiazdy. Dobrze widoczna jest plama słoneczna (po lewej), która jest nawet większa niż Merkurego.

Przebieg krzywej jasności to tylko proste zmniejszenie jasności o jako pierwsze przybliżenie . Z powodu ciemnienia krawędzi , obszary krawędzi dysku gwiazdy wydają się ciemniejsze niż środek. Ponadto centrum dysku gwiazdy ma większy udział w niebieskim widmie niż obszary w pobliżu krawędzi. To pochodzi od gęstości optycznej w atmosferze gwiazdy , tak że widzimy obszary o niższej efektywnej temperatury na obrzeżach niż w centrum. Ponieważ moc promieniowania jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury, małe zmiany temperatury są już odpowiedzialne za duże zmiany mocy promieniowania, dlatego krawędź wydaje się ciemniejsza. Jeśli planeta wchodzi teraz do dysku gwiazdy, początkowo pokrywa obszar ciemniejszy niż średnia wynikająca z całkowitej jasności. Jeśli planeta następnie przejdzie do centrum dysku gwiezdnego, pokryje obszar jaśniejszy niż średnia. Głębokość tranzytu jest odpowiednio mniejsza na początku i pod koniec tranzytu niż podczas fazy centralnej, ponieważ na początku i pod koniec objęte są obszary o mniejszej mocy promieniowania, aw fazie centralnej obszar o największej mocy promieniowania. Typowe krzywe tranzytu są zatem lekko wypukłe w fazie doliny, co potwierdza również występowanie ciemnienia krawędzi w innych gwiazdach.${\ styl wyświetlania \ Delta F}$

Ponieważ gwiazdy, podobnie jak Słońce, mają zmienne niejednorodności w swoim polu magnetycznym, tworzą się plamy gwiazdowe (patrz plamy słoneczne ). Mogą one osiągać ogromne rozmiary i wydawać się ciemniejsze, dlatego powodują spadek jasności, który może być rzędu wielkości tranzytu. Aby plama gwiazdy, która również porusza się po dysku gwiazdy z powodu jej obrotu, nie została błędnie zinterpretowana jako tranzyt, spadek jasności musi być wykrywany kilkakrotnie, okresowo i zawsze z tą samą głębokością przejścia. Inną oznaką plamy gwiezdnej jest zwykle znacznie wolniejszy obrót gwiazdy, tak że spadek jasności plamki może trwać kilka dni, podczas gdy tranzyt ma miejsce w ciągu kilku godzin.

Gwiazdy podwójne zaćmieniowe, które krążą wokół siebie w taki sposób, że nie powodują całkowitego, lecz dopasowującego się wzajemnego pokrycia, powodują spadki jasności z głębokością przejścia zbliżoną do głębokości tranzytu planety. Aby obserwacje tych zaciemnień nie zostały ocenione jako wyniki fałszywie pozytywne , konieczne jest dokładne zmierzenie przebiegu krzywej jasności. Gwiazdy z osłoną pastwiskową tworzą kurs w kształcie litery V, podczas gdy planety powodują rozciągniętą fazę doliny. Ponadto w przypadku gwiazd podwójnych, których efektywna temperatura powierzchni jest inna, można zmierzyć przesunięcie w maksimum intensywności widma emisyjnego podczas zaćmienia, dzięki czemu można bezpiecznie wykluczyć planetę.

Parametry pochodne

Za pomocą tej metody można uzyskać pewne informacje zarówno o tranzycie planety, jak i jej gwieździe macierzystej. Ważne jest, aby jak najdokładniej określić przebieg jasności. Do większości obserwacji planet w tranzycie rzędu gorących Jowiszów wystarczą obserwacje z powierzchni Ziemi. Aby jednak móc mierzyć przebieg jasności planet podobnych do Ziemi, konieczne jest wykonywanie pomiarów z kosmosu, aby uciec przed zaburzeniami atmosferycznymi. To jest główne zadanie teleskopów kosmicznych, takich jak Kepler .

Okres orbitalny i główna półoś planety

Bez wyraźnych większych zakłóceń orbita planety pozostaje stabilna dzięki zachowaniu momentu pędu , podobnie jak w naszym Układzie Słonecznym. Jeśli obserwuje się tranzyt, kolejny tranzyt ma miejsce po jednym cyklu. Odstęp czasowy pomiędzy dwoma tranzytami tej samej planety pozostaje stały i odpowiada dokładnie okresowi orbity planety wokół swojej gwiazdy. Za pomocą III prawa Keplera i znajomości masy gwiazdy (którą można wyznaczyć za pomocą modeli gwiazd z widma i jasności gwiazdy) można obliczyć główną półoś planety .

Aby wykluczyć, że inny obiekt (np. planemo ) przypadkowo przechodzi między obserwatorem a obserwowaną gwiazdą i powoduje spadek jasności, należy zaobserwować co najmniej trzy tranzyty, które miały miejsce w tym samym odstępie czasu od siebie. Aby wykryć planetę tranzytową, jej gwiazdę należy obserwować przez co najmniej dwa razy więcej czasu, w jakim planeta okrąża swoją gwiazdę macierzystą.

Nachylenie orbity

Ilustracja krzywej jasności tranzytu planety z różnymi centralnymi punktami. Linia przerywana wskazuje obszar objęty przez planetę.

Jeśli krzywa jasności jest precyzyjnie zmierzona, nachylenie orbity w stosunku do linii widzenia można określić za pomocą analitycznego przybliżenia krzywej jasności. Przebieg krzywej zależy od tego, czy planeta porusza się centralnie, przesunięta, żeruje, czy w ogóle nie porusza się po dysku gwiazdy. Wraz z masą gwiazdy i odległością od niej planety, jeśli wiesz, jak centralnie przebiega tranzyt, można określić nachylenie orbity. Odległość do środka dysku gwiazdy nazywana jest parametrem centralnym. Parametry wyznaczające można aproksymować na podstawie zmierzonych punktów danych za pomocą metod obliczania kompensacji . W szczególności krawędzie krzywej przejścia są decydujące dla określenia nachylenia orbity.

Promień i gęstość planety

Za pomocą głębokości tranzytu i promienia gwiazdy znanego z modeli gwiazd można określić promień planety. Wyrażenie wyprowadzone w sekcji Głębokość tranzytu może posłużyć do wyznaczenia promienia planety : ${\ styl wyświetlania R_ {p}}$

${\ displaystyle R_ {p} = R _ {*} {\ sqrt {\ Delta F}}}$

W przypadku planet o wystarczająco dużej masie metoda prędkości radialnych , która w innym przypadku może zapewnić jedynie minimalną masę egzoplanety, może być teraz wykorzystywana do dokładniejszego wyznaczania masy ze względu na wiedzę o nachyleniu orbity planety. Za pomocą promienia planety i jej masy możliwe jest wskazanie jej średniej gęstości. Umożliwia to wypowiadanie się na temat natury planety, czy jest to planeta gazowa, czy planeta skalna.

Skład atmosfery planety

Jeśli planeta znajduje się przed swoją gwiazdą macierzystą, możliwe jest uzyskanie informacji spektroskopowych o atmosferze planety. Podczas tranzytu nie tylko zasłania światło gwiazdy, ale także jego atmosferę prześwieca światło gwiazdy, podobnie jak efekt Łomonosowa . Jak w przypadku każdego gazu, przez który prześwieca widmo ciągłe, pojawiają się linie absorpcyjne . Można je zidentyfikować w porównaniu z pomiarami widmowymi gwiazdy poza tranzytem. Siła powstałych linii absorpcyjnych jest rzędu wielkości od 0,001 do 0,01% linii Fraunhofera wykrywalnych w widmie gwiazd . Niski poziom wynika z faktu, że atmosfera prześwitująca światłem gwiazd stanowi jedynie około 0,001 do 0,01% rzutowanego obszaru dysku gwiazdy, a więc tylko ułamek światła z informacją o składzie atmosfery jest dostępny. Większość reszty światła to niezmienione światło gwiazdy. Im mniejsza planeta, tym więcej pomiarów jest potrzebnych, aby poprawić stosunek sygnału do szumu, a nawet wygenerować użyteczny zestaw danych. Dzięki instrumentom dostępnym na początku 2016 roku nie było jeszcze możliwe wypowiadanie się na temat atmosfery planet podobnych do Ziemi. Dzięki ukończeniu budowy bardzo jasnych teleskopów, takich jak Ekstremalnie Wielki Teleskop Europejski czy Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba oraz zastosowaniu nowych metod spektroskopowych, będzie to możliwe w przyszłości.

Albedo i temperatura planety

Progresja jasności gwiazdy HAT-P-7 podczas jednej orbity jej planety HAT-P-7b. Okresowa zmiana krzywej jasności, spowodowana fazą planety, jest łatwa do zauważenia. Zakrycie planety przez gwiazdę powoduje drugi, mniejszy spadek jasności.

Okrążająca gwiazdę planeta tranzytowa spowoduje nie tylko tranzyt z małym mimośrodem , czyli przybliżoną orbitą, ale również zostanie zakryta przez gwiazdę. Podobnie jak w przypadku gwiazdy zaćmieniowej , dodatkowy niewielki spadek jasności występuje, gdy planeta jest zakryta. Ponieważ planeta nie świeci sama, ale odbija światło gwiazdy, istnieje również modulacja krzywej jasności ze względu na fazę planety. Jeśli zwróci swoją zacienioną stronę w stronę obserwatora, co ma miejsce bezpośrednio przed, w trakcie lub po tranzycie, do obserwatora dociera tylko jasność gwiazdy. Im dalej krąży wokół gwiazdy na swojej orbicie, tym więcej jej dziennej strony jest widoczne dla obserwatora, a jasność, którą można zmierzyć, wzrasta. Im większa planeta i im większe jej albedo , tym większy jest ten efekt. Gdy tylko planeta porusza się za swoją gwiazdą, jasność maleje o ten wkład, a obserwator otrzymuje tylko strumień promieniowania samej gwiazdy. Ta faza obejmie (ang. Eclipse ) ponieważ obserwowany obiekt, to tutaj zakryta planeta. Po okryciu jasność ponownie wzrasta, gdy tylko dzienna strona planety staje się ponownie widoczna i spada z czasem, aż planeta ponownie przejdzie przed tarczą gwiezdną. Dla orbit o dużym ekscentryczności możliwe jest, że tranzyt odbywa się w perycentrum i powoduje tranzyt, ale przesłonięcie w apocentrum nie może mieć miejsca, gdyż duża odległość w odległym punkcie przy danym nachyleniu orbity jest wystarczająca dla projekcja na zewnątrz, aby położyć się na dysku gwiazdy.

Krzywe blasku z modulacją przez fazę planety i dodatkową osłoną zostały już udowodnione dla planet rzędu wielkości Jowisza, patrz np. HAT-P-7b , a wraz z wyznaczanym również promieniem ujawniają coś na temat jego współczynnika odbicia , albedo . Wraz z albedo i odległością do gwiazdy, którą można również obliczyć, można poczynić stwierdzenia dotyczące jej temperatury powierzchni . Jeśli możliwe jest również zmierzenie widma na krótko przed lub krótko po zaćmieniu i porównanie tego pomiaru spektroskopowego z pomiarem podczas zaćmienia, można nawet sformułować stwierdzenia dotyczące widma odbicia planety. Takie pomiary albedo, temperatury i widma odbicia nie zostały jeszcze przeprowadzone dla planet podobnych do Ziemi ze względu na niewystarczającą dokładność. Będzie to możliwe w niedalekiej przyszłości dzięki nowym, potężnym teleskopom.

• ??????
• 

  Schemat układu planetarnego wokół gwiazdy HAT-P-7

Więcej opcji

Kierunek obrotu gwiazdy

Podczas tranzytu planeta wciąga się w dysk gwiezdny z jednej strony i początkowo obejmuje część obszaru peryferyjnego. Porusza się nad centralnym obszarem dysku gwiezdnego i wynurzy się ponownie z dysku gwiezdnego po stronie przeciwnej do punktu wejścia. To dzięki temu możemy uzyskać informacje o obrocie gwiazdy. Linie absorpcji gwiazdy ulegają poszerzeniu. Z szerokości linii widmowych w świetle gwiazdy można wyciągnąć wnioski dotyczące prędkości stycznej, a tym samym rotacji gwiazdy za pomocą efektu Dopplera . Jeśli planeta pokrywa obszar krawędziowy, którego gaz porusza się w kierunku obserwatora, część światła przesuniętego na niebieski zmniejsza się. Średnia linii wydaje się przesuwać na czerwono. Gdy planeta znajduje się w centrum gwiazdy, przesunięcie to znika. Po przeciwnej stronie obejmuje obszary, które są przesunięte na czerwono, ponieważ oddalają się od obserwatora. Średnia przesuwa się na niebiesko (patrz również efekt Rossitera-McLaughlina ). To przesunięcie średniej linii podczas tranzytu pozwala na stwierdzenie minimalnej prędkości obrotowej gwiazdy. Ponadto można zdecydować, czy gwiazda obraca się w tym samym kierunku, w którym krąży jej planeta, czy też gwiazda obraca się w przeciwnym kierunku. Jeśli przejście w czerwień zostanie wykryte przy wejściu i przejście w błękit przy wyjściu, gwiazda obraca się w tym samym kierunku co jej towarzysz i odwrotnie.

Badanie pola magnetycznego gwiazdy

Plamy gwiezdne, które są przykryte przez planetę podczas tranzytu, można zobaczyć w trakcie jasności.

Plamy gwiezdne są spowodowane niejednorodnością pola magnetycznego gwiazdy, gdy linie pola wyłaniają się z powierzchni gwiazdy. Wyglądają na ciemniejsze i, podobnie jak tranzyt, zmniejszają jasność gwiazdy. Jeśli znane jest nachylenie orbity planety tranzytowej, znana jest jej droga przez dysk gwiezdny. Jeśli na tej linii znajduje się plamka gwiazdy, planeta zakryje ją również podczas swojego przejścia. Ponieważ plama ma niższą jasność niż powierzchnia otaczającej ją gwiazdy, całkowity spadek jasności, gdy plama jest zakryta, jest mniejszy niż wtedy, gdy planeta i plamka są widoczne. Krzywa jasności pokazuje wzrost obecności plamki gwiazdy na ścieżce planety. Jeśli jest to planeta tranzytowa o krótkim okresie orbitalnym rzędu kilku dni, wzrost ten można zaobserwować kilkukrotnie, gdyż plamy na gwieździe wymagają w przedziale od kilku dni do tygodni na jedną orbitę. Obrót gwiazdy i przesunięcie plamki na powierzchni gwiazdy można również wykryć, jeśli widoczny na krzywej jasności wzrost postępuje w ciągu kilku tranzytów. Jeśli gwiazda posiada planety tranzytowe o bardzo krótkim okresie orbitalnym, dane o jej plamach gwiezdnych można uzyskać, oceniając jak najwięcej tranzytów. Wnioski dotyczące aktywności magnetycznej gwiazdy można wyciągnąć z częstotliwości występowania i wielkości obserwowanych plam gwiazdowych.

Zmiana czasu tranzytu (TTV)

Korzystając z zmienności czasu tranzytu , można wywnioskować istnienie innych planet w tym systemie, obserwując tranzyt jednej lub więcej planet w systemie. Orbity planet tranzytowych mają wpływ na orbity. Nawet jeśli planeta powodująca zakłócenie orbity nie może zostać wykryta przez tranzyt, wpływy te można wykryć poprzez zmianę czasu orbitalnego, a tym samym odstępu czasowego między tranzytami. Korzystając z obliczeń modelowych, te zmiany w czasie można prześledzić wstecz do innego ciała niebieskiego w tym układzie planetarnym. Im dłużej obserwuje się układ planetarny, tym dokładniej można wywnioskować dodatkowe lub dodatkowe planety. Możliwe parametry powodującej planetę mogą być również ograniczone przez dłuższe obserwacje, tak że przy wystarczająco długiej i dokładnej obserwacji można z grubsza określić orbitę, fazę i masę planety, chociaż nigdy nie powoduje to tranzytu. Metoda ta pozwala na wykrycie nawet nietranzytowych planet o masie zbliżonej do Ziemi.

trojany

Metodę tranzytu można wykorzystać do wykrywania trojanów w innych systemach planetarnych. Te gromady asteroid krążą wokół gwiazdy na tej samej orbicie co planeta i znajdują się w punktach Lagrange'a L4 i L5. Jeśli w sposób ciągły obserwuje się wiele orbit planety, te krzywe jasności można nakładać i uśredniać statystycznie. Spodziewana duża liczba planetoid w punktach Lagrange'a skutkuje wymiernym spadkiem jasności, którego nie można odróżnić od szumu w pojedynczym procesie pomiarowym, ale można go wykryć, gdy nakłada się wiele pomiarów. Ze względu na tranzyt planety, któremu towarzyszą trojany, można obliczyć czasy, w których można się spodziewać trojanów przed gwiazdą. W tych czasach można to zaobserwować w ukierunkowany sposób. Podobnie trojany z masywnej planety mogą, w sumie wszystkich pojedynczych asteroid na tym obszarze, osiągnąć całkowitą masę małej planety, takiej jak Merkury czy Mars. Jeśli istnieje inna planeta i można zaobserwować jej tranzyt, można wykryć niewielkie zakłócenia orbitalne i zmiany czasu orbitalnego. Te różnice w czasie orbitalnym pozwalają na wyciągnięcie wniosków na temat trojanów na innych planetach obserwowanego układu planetarnego.

Exomonde

Jeśli egzoplaneta ma jeden lub więcej księżyców , księżyce te mogą również powodować spadek jasności, który zawsze ma miejsce w czasie tranzytu planety. To przejście ma zwykle płytszą głębokość tranzytu niż planeta, ale można je wykryć dla dużych księżyców. Ponieważ księżyc krąży wokół swojej planety, jeśli obserwuje się kilka tranzytów, ten niewielki dodatkowy spadek jasności rozpocznie się jakiś czas wcześniej lub później lub całkowicie zaniknie, w zależności od tego, gdzie księżyc znajduje się obecnie na swojej orbicie. Jeśli zaobserwuje się wystarczająco dużo takich zdarzeń, jego wielkość i okres wokół planety można określić na podstawie dodatkowej głębokości tranzytu i obserwacji odpowiedniej pozycji księżyca względem planety.

Ponadto teoretycznie możliwe jest oszacowanie masy księżyca: ponieważ oba ciała krążą wokół wspólnego środka ciężkości , stosunek masy dwóch ciał można określić na podstawie nieco różnych czasów wejścia planety do dysku gwiezdnego. Jeśli znana jest masa planety tranzytowej, wynika z niej masa księżyca. Za pomocą głębokości przejścia księżyca można również określić jego gęstość.

Zobacz też: księżyc pozasłoneczny

Zastosowanie metody tranzytowej w naszym Układzie Słonecznym

Zmodyfikowaną formą metody tranzytów umożliwia także poszukiwanie ciał niebieskich w naszym Układzie Słonecznym, które poruszają się po orbicie Ziemi wokół Słońca. Dokonano tego w XIX wieku w celu poszukiwania planety intramerkurialnej postulowanej przez teorie tamtych czasów, ale nieistniejącej . W przeciwieństwie do metody tranzytów do badania egzoplanet, szukano małych obiektów w kształcie punktów lub dysków, które migrują nad Słońcem w ciągu kilku godzin. Taki zabieg jest szczególnie przydatny przy polowaniu na ciała niebieskie znajdujące się w bliskiej odległości od słońca, ponieważ takie obiekty mogą osiągnąć tylko niewielką odległość kątową od słońca i tym samym zachodzić o jasny zmierzch lub wstawać dopiero o jasnym świcie, co bardzo utrudnia obserwację . Z drugiej strony tranzyty mogą być obserwowane z dowolnego obiektu, który znajduje się w linii widzenia między obserwatorem a słońcem i średnicą kątową przekraczającą rozdzielczość instrumentu obserwacyjnego - niezależnie od odległości obiektu od słońca i od obserwatora. Zasadniczą wadą tej metody jest to, że tranzyty obiektów w obrębie orbity ziemskiej z reguły rzadko powinny być spowodowane nachyleniem orbity (pomyśl o rzadkości tranzytów rtęci i Wenus ). Do chwili obecnej (2020) nie odkryto żadnego nowego obiektu w Układzie Słonecznym za pomocą tranzytu.

Zobacz też

• Przejście

Drobnostki

• Planeta HD 209458 b , odkryta w 1999 roku, była pierwszą egzoplanetą wykrytą tą metodą.
• Kepler-88b była pierwszą egzoplanetą, w której nieprawidłowości w tranzycie ( zmienność czasu tranzytu ) wskazywały na dalszą egzoplanetę Kepler-88c .
• Wiele planet tranzytowych odkrytych do 2018 r. znajduje się w gwiazdozbiorach Łabędzia i Liry . Kepler Space Telescope zaobserwowali odcinek tam niebie i do tej pory wykryto większość egzoplanet.
• HD 189733 to stosunkowo jasna gwiazda (7676 mag), której egzoplaneta HD 189733 b może być również wykryta przez astronomów amatorów.

literatura

• Mathias Scholz: Planetologia planet pozasłonecznych. Springer Spectrum, Springer-Verlag Berlin Heidelberg 2014, ISBN 978-3-642-41748-1 , s. 112ff.
• Valerio Bozza, Luigi Mancini, Alessandro Sozzetti: Metody wykrywania egzoplanet: I Zaawansowana Szkoła Nauk Egzoplanetarnych . Springer, 2016, ISBN 978-3-319-27456-0 . 

linki internetowe

• Interaktywny aplet sieciowy do symulowania różnych krzywych przejścia (Adobe Flash)
• Tranzytowa krzywa światła Wenus w stylu egzoplanety w YouTube . Poklatkowe zdjęcie tranzytu Wenus 2012 z krzywą jasności
• Czy istnieją planety pozasłoneczne? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Pierwsza emisja 17 stycznia 1999 r. (krótkie wyjaśnienie metody pod koniec odcinka)
• Metody odkrywania egzoplanet - metoda tranzytu. Artykuł i aplet do symulacji tranzytów egzoplanet na beltoforion.de.

Indywidualne dowody