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--- exoplanet-formeln [2024/02/21 12:02] – torsten.roehl
+++ exoplanet-formeln [2024/02/29 08:13] (aktuell) – [Übersicht über wichtige Formeln] torsten.roehl
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-//Nachfolgend werden alle Formeln aufgelistet die für unsere Analyse des Transits von Interesse sind. Für viele Formeln sind außerdem interaktive Animationen und Herleitungen angegeben. Wer im Internet andere Formeln findet, darf daraus nicht schließen, das unsere oder deren damit automatisch Falsch sind, denn Formeln haben natürlich einen Kontext auf denen sie bezogen werden (z.B. bestimmte Annahmen Kreisbahn versus Ellipse u.s.w.). Formeln beziehen sich damit immer auf Modelle, und je nach Komplexität des Modells können deshalb eine ganze Reihe unterschiedlicher Formeln für ein und demselben Sachverhalt auftauchen (Stichwort Näherungen). //
-== verwendete Abkürzungen ==
+//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).//
+===== verwendete Abkürzungen =====
 <sortable>
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 | $a$ | Bahnradius (große Halbachse) | |  |
 | $b$ | Impaktparameter | |  |
-| $i$ | Inklination | Bahnneigung | Inclination |
+| $i$ | Inklination | Bahnneigung <color #ff7f27>Bei Exoplaneten wird die Bahnneigung anders als bei Körpern des Sonnensystems (Planeten, Asteroiden, Satelliten, ...) gemessen. So ist beispielsweise für einen Transit, der direkt durch die Mitte des Zentralgestirns verläuft (Impactparameter = 0), die Bahnneigung $i=90$°, was als ("edge-on") bezeichnet wird.</color> | Inclination |
 | $F$ | Flux | Abgestrahlte Energie pro Zeit und Fläche. Bezogen auf einen kleinen Wellenlängen (oder Frequenz) bereich | Flux |
 | $R_p$ | 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>
-== Übersicht über wichtige Formeln ==
+===== Übersicht über wichtige Formeln =====
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 ^Bezeichnung^Formel^Bedeutung^
 |  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 Sektrecht zum Beobachter. In diesem Sinne ist es der kürzester Abstand, den der Planet zum Zentrum des Sternes haben kann. |
+| 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>
+===== Erläuterungen =====
-== Wahrscheinlichkeit eines Transits - probability of eclipses ==
+==== Transitfiefe - transit depth ====
-\begin{equation}
- p_{tra} = \frac{R_*}{a}
-\end{equation}
-== Transitfiefe - transit depth ==
 \begin{equation}
  \frac{\Delta F}{F} = \frac{R_p^2}{R_*^2}
 \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!
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 R_p = R_* \cdot \sqrt{ \frac{\Delta F}{F} }
 $$
-== Impact Parameter ==
-\begin{equation}
-b = \frac{a\cdot cos(i)}{R_*}
-\end{equation}
-== Transit Dauer (Transit Duration) ==
-$$2l = 2\sqrt{ (R_*+R_p)^2 - (bR_*)^2}$$
-\begin{equation}
-a^2 + b^2 = c^2
-\end{equation}
-++++ Herleitung |
-| This table | is only shown | when you unfold the block |
-{{page>some other wiki page&inline}}
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