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Polski🪐 Exoplaneten-Transit-Lichtkurve
Ein Exoplanet zieht vor seinem Stern vorbei und blockiert Δ(F/F_Stern) = (Rₚ/R_Stern)² des Sternlichts. Passen Sie Bahnneigung, Planetenradius und Randverdunkelung an, um die Mandel-Agol-Transitform zu sehen.
Über diese Simulation
Diese Simulation zeigt einen Planeten, der einen quadratisch randverdunkelten Stern durchquert, und berechnet den entstehenden Fluss-Einbruch Bild für Bild aus einem analytischen Überlappungsflächenmodell. Die obere Ansicht zeigt den Helligkeitsgradienten des Sterns und die Silhouette des Planeten auf seiner Bahn, während das untere Feld in Echtzeit die klassische U-förmige Transit-Lichtkurve aufbaut, während der Planet transitiert.
🔬 Was gezeigt wird
Ein Stern mit realistischer quadratischer Randverdunkelung I(μ) = 1−u₁(1−μ)−u₂(1−μ)², ein undurchsichtiger Planet mit Radius k·R★, der ihn durchquert, sowie eine live berechnete Lichtkurve mit Transittiefe, Impaktparameter b, Transitdauer T₁₄, Minimalfluss und ob überhaupt ein Transit stattfindet.
🎮 Bedienung
Stellen Sie Planetenradius k, Bahnneigung i, Randverdunkelung u₁ und u₂ sowie die Umlaufperiode ein, klicken Sie dann auf Zurücksetzen, um die Lichtkurve neu aufzubauen und den animierten Transit neu zu starten.
💡 Wussten Sie schon?
Die Transitmethode ist so empfindlich, dass Kepler und TESS einen Flusseinbruch von nur (Rₚ/R_Stern)² nachweisen können — bei einem erdgroßen Planeten vor einem sonnenähnlichen Stern ist das nur etwa 0,008 %.
Häufig gestellte Fragen
Warum macht die Erhöhung des Planetenradius k den Transiteinbruch so viel tiefer?
Die Transittiefe skaliert mit k² = (Rₚ/R_Stern)², sodass eine Verdopplung des Planetenradius die blockierte Sternlichtmenge vervierfacht — genau diese quadratische Beziehung nutzen Astronomen, um aus einer gemessenen Einbruchtiefe die Planetengröße abzuleiten.
Warum wechselt die Anzeige „Transit?“ zu „Nein“, wenn ich die Bahnneigung i verringere?
Weicht die Neigung von 90° ab, wächst der Impaktparameter b = (a/R★)cos(i), d. h. der projizierte Weg des Planeten verläuft weiter vom Sternmittelpunkt entfernt; sobald b den Wert 1+k übersteigt, überlappen sich die Scheiben nie, sodass kein Transit beobachtet wird.
Warum bleibt der untere Bereich der Lichtkurve bei großem k perfekt flach, bei kleinem k aber nicht?
Ein flacher Boden tritt auf, wenn der Planet vollständig innerhalb der Sternscheibe liegt (zwischen zweitem und drittem Kontakt) mit vollständig überlappendem Schatten konstanter Fläche; ob und wie lange dieser flache Abschnitt anhält, hängt sowohl von k als auch vom Impaktparameter b ab.
Warum verändert eine Erhöhung der Randverdunkelung u₁ und u₂ die Form der Lichtkurve nahe Ein- und Austritt?
Randverdunkelung macht den Sternrand dunkler als sein Zentrum, sodass der Planet nahe dem Rand weniger Fluss entfernt als in der Mitte — das erzeugt die weich gerundete Ein-/Austrittsform statt scharfer linearer Rampen.
Warum beeinflusst eine Änderung der Umlaufperiode nur T₁₄ und nicht die Transittiefe?
Die Transittiefe hängt allein vom geometrischen Verhältnis k² von Planet zu Stern ab, was von der Umlaufperiode unabhängig ist; die Periode legt stattdessen fest, wie schnell der Planet über die Scheibe wandert, wodurch nur die Transitdauer T₁₄ verändert wird.