Astronomy
Exoplaneten-Observatorium
Entdecke einen unsichtbaren Planeten mit Transitphotometrie und Radialgeschwindigkeit. Zeichne verrauschte Messungen auf und bestimme Radius und Masse samt Grenzen.
Was passiert
Entdecken Sie einen unbekannten Planeten mit Transitphotometrie und Sternradialgeschwindigkeit, zeichnen Sie störende Beobachtungen auf, schließen Sie Radius und Masse ab und untersuchen Sie die Grenzen dieser Schlussfolgerungen.
Ein undurchsichtiger dunkler Planet, ein kugelförmiger Stern, feste Kepler-Umlaufbahn; keine Flecken, Atmosphäre, reflektiertes/thermisches planetarisches Licht, sekundäres Finsternissignal, TTV oder andere Körper. Die Sternscheibe ist eine vergrößerte geometrische Erklärung, nicht ein aufgelöstes Bild eines echten Exoplanetenteleskops. Transit-Null minimiert die projizierte Trennung im Vordergrund; jeder Kontakt wird unabhängig gelöst. Quadratische Limb-Koeffizienten sind auf u1>=0, u2>=0, u1+u2<=1 beschränkt, so dass die Intensität nicht negativ bleibt. Photometrie integriert die okkultierte Intensität und die endliche Belichtung, mit optionalem konstantem dritten Licht. RV ist positiv weg vom Beobachter und hat keine willkürliche Anzeigeverstärkung in der Berechnung. Synthetische Kampagnen verwenden einheitliche Probenahme und unabhängige Gaußsche Fehler, die pro Belichtung/Besuch angegeben werden; eine wechselnde Belichtung ändert nicht automatisch das gewünschte Rauschen. RV-Proben sind augenblicklich. Passt sich der Bedingung an, wenn P, Phase, e, Omega, Neigung, a/R*, stellare Eigenschaften, Limb-Gesetz und Verdünnung bekannt sind; sie schätzen k, K und Offsets, nicht alle Systemparameter. Berichtete Fehler sind lokale formale 1-sigma-Fehler; keine stellare/geometrische Unsicherheit oder korreliertes Rauschen. Der A 3-sigma-Schwellenwert ist eine illustrative Signalprüfung mit festgelegter Vorlage, keine Blindübersichts-Fehlalarmwahrscheinlichkeit. Die mittlere Dichte hat kompositorische Degenerationen. B, aufgezeichnete Proben und Anzeigevergrößerungen sind getrennt.
Das Modell und seine Grenzen
Ein undurchsichtiger dunkler Planet, ein kugelförmiger Stern, feste Kepler-Umlaufbahn; keine Flecken, Atmosphäre, reflektiertes/thermisches planetarisches Licht, sekundäres Finsternissignal, TTV oder andere Körper. Die Sternscheibe ist eine vergrößerte geometrische Erklärung, nicht ein aufgelöstes Bild eines echten Exoplanetenteleskops. Transit-Null minimiert die projizierte Trennung im Vordergrund; jeder Kontakt wird unabhängig gelöst. Quadratische Limb-Koeffizienten sind auf u1>=0, u2>=0, u1+u2<=1 beschränkt, so dass die Intensität nicht negativ bleibt. Photometrie integriert die okkultierte Intensität und die endliche Belichtung, mit optionalem konstantem dritten Licht. RV ist positiv weg vom Beobachter und hat keine willkürliche Anzeigeverstärkung in der Berechnung. Synthetische Kampagnen verwenden einheitliche Probenahme und unabhängige Gaußsche Fehler, die pro Belichtung/Besuch angegeben werden; eine wechselnde Belichtung ändert nicht automatisch das gewünschte Rauschen. RV-Proben sind augenblicklich. Passt sich der Bedingung an, wenn P, Phase, e, Omega, Neigung, a/R*, stellare Eigenschaften, Limb-Gesetz und Verdünnung bekannt sind; sie schätzen k, K und Offsets, nicht alle Systemparameter. Berichtete Fehler sind lokale formale 1-sigma-Fehler; keine stellare/geometrische Unsicherheit oder korreliertes Rauschen. Der A 3-sigma-Schwellenwert ist eine illustrative Signalprüfung mit festgelegter Vorlage, keine Blindübersichts-Fehlalarmwahrscheinlichkeit. Die mittlere Dichte hat kompositorische Degenerationen. B, aufgezeichnete Proben und Anzeigevergrößerungen sind getrennt.
Gleichungen des Moduls
Gleichungen a^3=G(Mstar+Mp)P^2/(4pi^2); E-e sin(E)=M; t=0 bei minimaler Vordergrund-Himmeltrennung X=-r cos(omega+f), Y=-r sin(omega+f) cos(i), Z=r sin(omega+f) sin(i), Z in Richtung Beobachter Kontakte: sqrt(X^2+Y^2)/Rstar = 1 +/- k ; Eingang und Ausgang unabhängig lösen I(mu)=1-u1(1-mu)-u2(1-mu)^2; F=1-[ Okkultes Integral / (pi*(1-u1/3-u2/6))]/(1+dilution) Belichtungsfluss = integral(F(t), Belichtungsintervall ) / Belichtungsdauer K=(2piG/P)^(1/3) Mp sin(i)/(Mstar+Mp)^(2/3)/sqrt(1-e^2) v_r=gamma+K[cos(omega+f)+e cos(omega)]; v_r=-dZstar/dt rho=Mp/(4pi Rp^3/3) ; Radien- und Massenanpassungen sind abhängig von festen Geometrie- und Sterneigenschaften.
