Photometrie-Simulator

Exoplaneten-Transit-Jäger

Modelliere Kepler- & TESS-Transitlichtkurven-Dips. Passe die Klassifizierung des Heimatsterns, den Planetenradius und die Orbitalgeometrie an, um photometrische Schwankungen im ppm-Bereich zu beobachten.

Labor für photometrische Lichtkurven

Exoplaneten-Transitlichtkurve & Radius-Schätzer

Simuliere die Kepler- & TESS-Transittiefe (ΔF/F ≈ (R_p / R_★)²) und berechne die volumetrische Planetenklassifizierung.

Planetenradius (R_⊕)2.40 Erden

Sub-Neptun / Hycean

Sternradius (R_☉)1.00 Sonne

G-Typ sonnenähnlicher Stern

Umlaufzeit (P)12.5 Tage

Große Halbachse: ~0.105 AE

Impact-Parameter (b)0.20

Transit-Breitengrad-Querschnitt

Photometrisches Lichtkurvenmodell

Transittiefe: 483 ppm (0.0483%)Dauer: ~4.2 Stunden

Fluss = 1,0000 (Außerhalb des Transits)Relative Helligkeit normalisiert

Ingress (T1)Central Transit (T_mid)Egress (T4)

Transit-Tiefe

483.0 ppm

Radius-Verhältnis (Rp/R★)

0.0220

Umlaufbahn-Entfernung

0.105 AE

Nachweisbarkeit

TESS / Bodengestützte Teleskope

Formulierung der Transit-Tiefe

Für einen kugelförmigen Planeten, der eine gleichmäßige Sternscheibe kreuzt, entspricht der Bruchteil des abgeblendeten Sternenlichts (Transit-Tiefe $δ$) dem geometrischen Verhältnis ihrer projizierten Oberflächenbereiche:

δ = (R_p / R_★)²

Ein erdgroßer Planet, der vor einem sonnenähnlichen Stern vorüberzieht, erzeugt einen winzigen Helligkeitsabfall von nur ca. 84 Teilen pro Million (0,0084%), was hochpräzise Weltraumteleskope wie Kepler und PLATO erfordert.

Grenzen der habitablen Zone

Die zirkumstellare habitable Zone (Goldlöckchen-Zone) ist der orbitale Bereich, in dem der einfallende Sternenfluss flüssiges Wasser auf der Oberfläche eines Planeten ermöglicht. Bei M-Zwergsternen liegt diese Zone sehr nah (0,02 bis 0,2 AE), was eine gebundene Rotation verursacht; bei G-Sternen erstreckt sie sich über etwa 0,95 bis 1,4 AE.