🪐 Tranzyt egzoplanety — wykrywanie planet z krzywych blasku

Pociemnienie brzegowe oznacza, że tarcza gwiazdy wydaje się jaśniejsza w centrum niż przy brzegu, ponieważ w centrum widzimy głębsze, gorętsze warstwy. Jednolita tarcza dałaby tranzyt o płaskim dnie, ale pociemnienie brzegowe zaokrągla i wygina dno krzywej blasku. Suwak u ustala siłę tego efektu w zastosowanym tu modelu liniowym.

Parametr zderzenia b to minimalna rzutowana na niebo odległość między torem planety a środkiem gwiazdy, mierzona w promieniach gwiazdy. Zależy on od inklinacji: orbita widziana z boku pod kątem 90 stopni daje b bliskie zeru i tranzyt centralny, podczas gdy większe b daje krótszy, płytszy, bardziej muskający tranzyt. Powyżej wartości b = 1 + Rₚ/R★ tranzyt w ogóle nie zachodzi.

Dobrze oddaje rzeczywistą geometrię: głębokość zakrycia wynika z analitycznego pola nakładania się dwóch okręgów, a zastosowana jest liniowa poprawka na pociemnienie brzegowe. Jest to jednak uproszczenie na poziomie edukacyjnym. Orbita jest traktowana jako kołowa, okres wykorzystuje przeskalowaną postać trzeciego prawa Keplera, a symulacja nie modeluje szumu gwiazdowego, ekscentryczności ani pełnych nieliniowych praw pociemnienia brzegowego stosowanych w profesjonalnym dopasowywaniu danych.

Dla tranzytu centralnego czas trwania skaluje się z czasem, jaki planeta potrzebuje na przejście przez średnicę gwiazdy, więc szersze orbity i wolniejsze planety dają dłuższe tranzyty. Symulacja szacuje czas trwania na podstawie długości cięciwy wyznaczonej przez parametr zderzenia i geometrię orbity, a następnie przelicza go na godziny za pomocą przeskalowanego okresu. Tranzyty muskające są zauważalnie krótsze.

Tranzyt zachodzi tylko wtedy, gdy płaszczyzna orbity planety jest wystarczająco zgodna z naszą linią widzenia, by planeta przeszła na tle tarczy gwiazdy. Dlatego suwak inklinacji jest ograniczony do zakresu od 70 do 90 stopni. Większość losowo zorientowanych układów planetarnych nigdy nie tranzytuje z naszego punktu widzenia, dlatego przeglądy tranzytowe monitorują ogromne liczby gwiazd.

Głębokość tranzytu podaje promień planety, ale nie jej masę, więc gęstość i skład pozostają nieznane z samych tranzytów. Aby uzyskać masę, astronomowie łączą tranzyty z metodą prędkości radialnych, która mierzy dopplerowskie „kołysanie” gwiazdy. Razem obie metody dają promień, masę, a więc i gęstość, pozwalając odróżnić światy skaliste od gazowych olbrzymów.

Tak. Przyciski gotowych ustawień wczytują zestawy parametrów przybliżające planetę podobną do Ziemi, gorącego Jowisza, mini-Neptuna, tranzyt muskający oraz Keplera-7b, rozdętego gorącego Jowisza. Wybranie jednego z nich aktualizuje suwaki i przerysowuje krzywą blasku, dzięki czemu można porównać, jak różne rozmiary planet, orbity i inklinacje zmieniają głębokość i kształt sygnału.