Unterschiede

Hier werden die Unterschiede zwischen zwei Versionen angezeigt.

--- exoplanet-formeln [2024/02/28 09:28] – [Formelsammlung Exoplaneten] torsten.roehl
+++ exoplanet-formeln [2024/02/29 08:13] (aktuell) – [Übersicht über wichtige Formeln] torsten.roehl
@@ Zeile 1: / Zeile 1: @@
 ====== Formelsammlung Exoplaneten======
 [[exoplaneten| zurück zu Exoplaneten beobachten und erforschen]]
 //Nachfolgend sind alle Formeln aufgeführt, die für unsere Analyse des Transits relevant sind. Viele dieser Formeln werden von interaktiven Animationen begleitet, und die Herleitungen sind im Buch des Autors zu finden. Es ist wichtig zu betonen, dass das Auffinden anderer Formeln im Internet nicht automatisch darauf schließen lässt, dass unsere oder deren Formeln automatisch falsch sind. Formeln müssen stets im Kontext betrachtet werden, etwa in Bezug auf spezifische Annahmen wie Kreisbahn versus Ellipse. Formeln beziehen sich somit immer auf Modelle, und abhängig von der Komplexität des Modells können verschiedene Formeln für denselben Sachverhalt existieren (Stichwort: Näherungen).//
@@ Zeile 13: / Zeile 15: @@
 | $R_p$ | Radius des Exoplaneten | - | Radius Exoplanet|
 | $R_*$ | Sternradius  | Radius des Sternes um den sich der Exoplanet bewegt | Hoststar Radius|
+|$L_☉$ | Leuchtkraft der Sonne|Die gesamte Energie (pro Zeiteinheit) die von der Sonne abgestrahlt wird: $L_☉ =3,8 \cdot 10^{26}$ W| |
 </sortable>
@@ Zeile 20: / Zeile 23: @@
 |  Transitwahrscheinlichkeit |$$ p_{tra} = \frac{R_*}{a}  $$ | Wichtiger (vereinfachter) Ausdruck für die Wahrscheinlichkeit $p_{tra}$ eines Transits. |
 | Impaktparameter | $$b = \frac{a\cdot cos(i)}{R_*}$$ | Projektion der Planetenbahn auf eine Ebene senkrecht zum Beobachter. In diesem Sinne ist es der kürzeste Abstand, den der Planet zum Zentrum des Sternes haben kann. Der Impaktparameter wird in Einheiten von $R_*$ angegeben und kann deshalb Werte von 0 bis 1 annehmen. |
-| Transittiefe| $$\frac{\Delta F}{F} = \frac{R_p^2}{R_*^2}$$ | Relative Transittiefe: Wichtige Experimentell zu bestimmende Größe. |
+| Transittiefe| <wrap>$$\frac{\Delta F}{F} = \frac{R_p^2}{R_*^2}$$  $$R_p = R_* \cdot \sqrt{ \frac{\Delta F}{F} }$$ </wrap>| Relative Transittiefe: Wichtige Experimentell zu bestimmende Größe. |
+|Leuchtkraft | $$L = 4 \pi R^2 \cdot F$$|  |
+|Flux | $$F = \frac{L}{4 \pi R^2}$$|  |
+| Oberfläche eine Kugel | $A= 4 \pi \cdot R^2 $ | |
+| Volumen einer Kugel | $V= \frac{4}{3} \pi \cdot R^3$| |
+| Dichte              | $\rho = \frac{M}{V}$ | Dichte ($\rho$) ist die Masse (M) eines Körpers geteilt durch dessen Volumen (V)|
 </sortable>
@@ Zeile 30: / Zeile 38: @@
 \end{equation}
 \begin{equation}
- \frac{\Delta F}{F} = \frac{F_s -F_sp}{F_s} = \frac{ F_S - (F_s-F_p)}{F_s}
+ \frac{\Delta F}{F} = \frac{F_s -F_{sp}}{F_s} = \frac{ F_S - (F_s-F_p)}{F_s}
 \end{equation}
-  * $F_s$ Intensität des Sterns
+  * $F_s$ Intensität (Flux) des Sterns
-  * $F_sp$ Intensität des Sterns, während des Transits, dies ist $(F_s-F_p)$.
+  * $F_{sp}$ Intensität des Sterns, während des Transits, dies ist $(F_s-F_p)$.
   * Experimentell ermittelter Wert, durch Auswertung der Lichtkurve
   * Wenn $R_*$ bekannt, kann hieraus der Radius ($R_p$) des Planeten berechnet werden!