Warum spricht man bei erdgroßen Planeten von Millionsteln?

Für einen sonnenähnlichen Stern ist (R_⊕/R_☉)² von der Größenordnung 10⁻⁴, daher beträgt die Transittiefe etwa 100 Millionstel — noch vor Rauschen und Veränderlichkeit des Sterns.

Liefert der Transit die Planetenmasse?

Für sich allein nicht — Transits geben Radius und Periode (bei bekannter Sternmasse). Für die Masse braucht man in der Regel Radialgeschwindigkeiten oder Variationen der Transitzeiten.

Transit eines Exoplaneten

Der Planet bedeckt eine gleichmäßig helle Sternscheibe: Tiefe ~ (R_p/R_*)²; die Form hängt vom Stoßparameter b und von der Periode ab.

Diagramme

Zum Modell

Der Transit eines Exoplaneten: der Planet zieht über die Sternscheibe und verdunkelt vorübergehend einen Teil des Lichts. Ist die Scheibe gleichmäßig hell, entspricht der verdeckte Fluss der Überlappungsfläche zweier Kreise, geteilt durch πR_*². Mit ρ² = b² + (vt)², wobei b der Stoßparameter in Einheiten des Sternradius ist, werden Eintritt und Austritt bei streifender Geometrie länger. Randverdunkelung, Flecken, Mischlicht benachbarter Sterne und instrumentelle Systematik fehlen.

Für wen: Nachweis von Exoplaneten; zu Radialgeschwindigkeiten und zur Parallaxe.

Wichtige Begriffe

transit eines exoplaneten
lichtkurve
stoßparameter
transittiefe
umlaufzeit
radiusverhältnis

So funktioniert es

Zieht der Planet vor dem Stern vorbei, sinkt der beobachtete Fluss um den Anteil der Sternscheibe, den der Planet bedeckt. Für eine gleichmäßig helle Scheibe gilt im Zentrum ΔF/F ≈ (R_p/R_*)². Streifende Transits (Stoßparameter b nahe 1) haben längeren Eintritt und Austritt und kleinere Tiefe. Der Abstand zwischen Transits gibt die Umlaufzeit; Tiefe und Dauer begrenzen zusammen mit dem Sternradius Größe und Bahnneigung. Reale Lichtkurven berücksichtigen Randverdunkelung, Flecken und Rauschen.

Wichtige Gleichungen

F/F₀ = 1 − A_overlap(ρ) / (πR_*²) · ρ = √(b² + (vt)²)

Im Zentrum: ΔF/F ≈ (R_p/R_*)²

Häufige Fragen

Warum spricht man bei erdgroßen Planeten von Millionsteln?: Für einen sonnenähnlichen Stern ist (R_⊕/R_☉)² von der Größenordnung 10⁻⁴, daher beträgt die Transittiefe etwa 100 Millionstel — noch vor Rauschen und Veränderlichkeit des Sterns.
Liefert der Transit die Planetenmasse?: Für sich allein nicht — Transits geben Radius und Periode (bei bekannter Sternmasse). Für die Masse braucht man in der Regel Radialgeschwindigkeiten oder Variationen der Transitzeiten.

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