Astronomy
Observatoire d'exoplanètes
Révélez une planète invisible par transit et vitesse radiale. Enregistrez des mesures bruitées et estimez le rayon et la masse avec leurs limites.
Ce qui se passe
Enregistrez les observations bruyantes, déduisez le rayon et la masse, et explorez les limites de ces inférences.Enregistrez les observations bruyentes, déduisez le rayon, la masse, et explorez les limitations de ces inférences.
Une planète sombre opaque, une étoile sphérique, orbite Kepler fixe; pas de taches, d'atmosphère, de lumière planétaire réfléchie/thermique, de signal d'éclipse secondaire, de TTV ou d'autres corps. Le disque stellaire est une explication géométrique agrandie, pas une image résolue d'un vrai télescope d'exoplanète. Le transit zéro minimise la séparation projetée au premier plan; chaque contact est résolu indépendamment. Les coefficients de branche quadratique sont restreints à u1>=0, u2>=0, u1+u2<=1, de sorte que l'intensité reste non négative. La photométrie intègre l'intensité occultée et l'exposition finie, avec une troisième lumière constante optionnelle. RV est positif loin de l'observateur et n'a pas de gain d'affichage arbitraire dans le calcul. Les campagnes synthétiques utilisent un échantillonnage uniforme et des erreurs gaussiennes indépendantes spécifiées par exposition/visite; le changement d'exposition ne change pas automatiquement le bruit demandé. Les échantillons RV sont instantanés. S'adapte à la condition connue P, phase, e, omega, inclinaison, a/R*, propriétés stellaires, loi de branche et dilution; ils estiment k, K et les décalages, pas tous les paramètres du système. Les erreurs signalées sont des erreurs formelles locales 1-sigma; aucune incertitude stellaire/géométrique ou bruit corrélé. Le seuil A 3-sigma est un contrôle de signal de modèle fixe illustratif, pas une probabilité de fausse alarme d'enquête aveugle. La densité moyenne a des dégénérescences de composition. B, les échantillons enregistrés et les grossissements d'affichage sont séparés.
Le modèle et ses limites
Une planète sombre opaque, une étoile sphérique, orbite Kepler fixe; pas de taches, d'atmosphère, de lumière planétaire réfléchie/thermique, de signal d'éclipse secondaire, de TTV ou d'autres corps. Le disque stellaire est une explication géométrique agrandie, pas une image résolue d'un vrai télescope d'exoplanète. Le transit zéro minimise la séparation projetée au premier plan; chaque contact est résolu indépendamment. Les coefficients de branche quadratique sont restreints à u1>=0, u2>=0, u1+u2<=1, de sorte que l'intensité reste non négative. La photométrie intègre l'intensité occultée et l'exposition finie, avec une troisième lumière constante optionnelle. RV est positif loin de l'observateur et n'a pas de gain d'affichage arbitraire dans le calcul. Les campagnes synthétiques utilisent un échantillonnage uniforme et des erreurs gaussiennes indépendantes spécifiées par exposition/visite; le changement d'exposition ne change pas automatiquement le bruit demandé. Les échantillons RV sont instantanés. S'adapte à la condition connue P, phase, e, omega, inclinaison, a/R*, propriétés stellaires, loi de branche et dilution; ils estiment k, K et les décalages, pas tous les paramètres du système. Les erreurs signalées sont des erreurs formelles locales 1-sigma; aucune incertitude stellaire/géométrique ou bruit corrélé. Le seuil A 3-sigma est un contrôle de signal de modèle fixe illustratif, pas une probabilité de fausse alarme d'enquête aveugle. La densité moyenne a des dégénérescences de composition. B, les échantillons enregistrés et les grossissements d'affichage sont séparés.
Équations du module
Équations a^3=G(Mstar+Mp)P^2/(4pi^2); E-e sin(E)=M; t=0 à la séparation minimale du ciel de premier plan X=-r cos(omega+f), Y=-r sin(omega+f) cos(i), Z=r sin(omega+f) sin(i), Z vers l'observateur Contacts: sqrt(X^2+Y^2)/Rstar = 1 +/- k ; résoudre l'entrée et la sortie indépendamment I(mu)=1-u1(1-mu)-u2(1-mu)^2; F=1-[ intégrale occultée / (pi*(1-u1/3-u2/6))]/(1+dilution) Flux d'exposition = integral(F(t), intervalle d'exposition ) / durée d'exposition 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) ; les ajustements de rayon et de masse sont conditionnels à la géométrie fixe et aux propriétés des étoiles.
