Unter Randverdunkelung (engl. limb darkening) versteht man, das die Helligkeit eines Sterns nicht gleichmäßig über die Fläche verteilt ist. An den Rändern ist der Stern dunkler (kühler) in der Mitte heller (heißer).
Direkt beobachten kann man das allerdings nur an der Sonne, bei den anderen Sternen kann man nur durch physikalische Modelle und Analysen des Sternenlichtes (Photometrie, Spektroskopie) indirekt auf die jeweilige
Randverdunkelung schließen. Da aber Sterne nun mal nicht gleichmäßig hell über ihre Oberfläche leuchten, bedeutet das, das dies bei der Auswertung der Lichtkurve eines Exoplaneten berücksichtigt werden muss. Es zeigt sich weiterhin, dass diese Effekt auch von der beobachteten Wellenlängen (also des verwendeten Filters) abhängig ist. Die Modellierung der Lichtkurve (z.b. mit AstroimageJ) berücksichtigt die Randverdunkelung durch die Annahme eines Quadratischen Modells. Dieses dieses Modell (ANALYTIC LIGHT CURVES FOR PLANETARY TRANSIT SEARCHES ( Mandel and Algol (2002)) liegt der Animation zur Grunde.
Randverdunkelung (Foto ohne Sonnenflecken und Venus)
Man kann aber auch umgekehrt vorgehen, und mit Hilfe der experimentell gewonnen Lichtkurven die Physik des Zentralgestirns studieren.
Beispielsweise lassen sich die physikalische Prozesse die den theoretischen Modellen zugrunde liegen untersuchen, indem die gewonnen realen Daten der Lichtkurven mit den theoretischen Modellen verglichen werden.
Lichkurve mit Randverdunkelung
Lichtkurve mit Randverdunkelung nach dem Model von Mandel und Algol am Beispiel des Exoplaneten HD 209458 b. Die schwarze Kurve ist ohne Randverdunkelung, die farbigen Kurven entsprechen Kurven mit den Filtern U,B,V,R und I. Die grundsätzliche Veränderung der Lichtkurve kann in Abhängigkeit der Planetengröße ($R_p/R*$) und des Impaktparameters b studiert werden. Für HD 209458 b sollte b kleine Werte annehmen und $R_p/R* ~ 0.12$ in der Nähe von 0.12 sein.
Einstellungen
Planet (rel. Größe):
Impaktparameter b:
Details
Der Impaktparamter b, hat einen wesentlichen Einfluss auf die Form der Lichtkurve. Der Parameter ist hier
auf den Sternenradius skaliert, so dass der Planet bei einen Wert von $b=1$ einen
partiellen Transit vollzieht.
Die Größenverhältnisse ($R_p/R_*$) zwischen Exoplanet und Zentralgestirn (engl. Hoststar), verändern
die Form der Lichtkurve ebenfalls. Die Amateurastronomie muss sich (mit derzeitigen Amateurequipment) auf die großen Planeten konzentrieren, d.h. auf das Sonnensystem bezogen gilt: $R_J/R_* ≈ 0.1 $, da Jupiter der größte Planet im Sonnensystem ist.
Randverdunkelung
Für die Randverdunkelung wurden die Koeffizienten für den Exoplaneten HD 209458 b
in das Modell übernommen.
