IMP 10 · Astronomie und logarithmische Darstellung

Transitmethode

Zieht ein Planet von der Erde aus gesehen vor seinem Stern vorbei, deckt er einen kleinen Teil der Sternscheibe ab: Die Helligkeit sinkt um den Anteil ΔFF = (R_PR_S)². Der Abstand zweier Transits ist die Umlaufzeit T; mit dem dritten Keplerschen Gesetz folgt daraus der Bahnradius.

So gehst du vor

1Wähle Stern, Planetenradius und Bahnradius.
2Warte, bis die Lichtkurve mindestens zwei Transits zeigt.
3Setze das Fadenkreuz mit dem Finger: einmal außerhalb, einmal im Transit (Tiefe), dann auf zwei Transitmitten (Umlaufzeit).
4Berechne Planetenradius und Bahnradius wie unter „So wertet man aus“.
5Dann „Planet X beobachten“ und dasselbe ohne Vorgaben.

Fadenkreuz: Zeit

– d

Fadenkreuz: Helligkeit

– %

Fadenkreuz in der Lichtkurve mit dem Finger setzen. Zeitraffer: Eine Umlaufzeit dauert hier etwa 10 Sekunden.

Stern

Planetenradius R_P

1,0 Erdradien

Erde: 1, Neptun: 3,9, Jupiter: 11,2 Erdradien.

Bahnradius a

0,050 AE

Versatz der Bahn zur Sternmitte

0,20 Sternradien

Messgenauigkeit

Zum Vergleich: Tiefe 0,008 %, Umlaufzeit 4,08 Tage.

So wertet man aus

Tiefe ΔF ablesen (Helligkeit außerhalb minus innerhalb des Transits), dann R_P = R_S · √(ΔFF), mit R_☉ = 109 Erdradien.
Umlaufzeit T als Abstand zweier Transitmitten ablesen.
Drittes Keplersches Gesetz: a in AE = ∛(M in M_☉ · (T in Jahren)²).

Aufträge

Wie tief ist der Transit einer Erde vor einem sonnenähnlichen Stern? Ist er vom Boden aus zu sehen?
Wechsle zum Roten Zwerg. Warum findet man dort erdgroße Planeten viel leichter?
Was ändert der Versatz der Bahn zur Sternmitte an Tiefe und Dauer des Transits? Woran erkennt man die Randverdunkelung?
Beobachte Planet X. Bestimme Radius, Umlaufzeit und Bahnradius. Löse erst danach auf.
Warum entdeckt die Transitmethode bevorzugt große Planeten nahe an ihrem Stern?

Theorie: Astronomie-Skript, Kapitel „Planeten anderer Sterne“, Abschnitt „Die Transitmethode“.