Es existieren zwei Hauptphasen. Die Primärphase, ist die wichtigste, da wir sie beobachten und auswerten können. Es existiert aber noch ein zweiter (kleinerer) Transit, die sogenannten Sekundärphase. Für die Amateurastronomie ist diese aber nur vom theoretischen Interesse, denn schon die Primärphase stellt höchste Ansprüche an Beobachter und Equipment. Erwähnt werden soll noch, das weitere Objekte (z.B. Asteroiden oder Monde von Exoplaneten) ebenfalls eine Änderung der Lichtkurve bewirken.

Exoplanet Transitphasen



Idealisierte Lichtkurve zur Demostration der Transitphasen. Bei der primären Phase läuft der Exoplanet vor dem Zentralgestirn und dem Beobachter vorbei, bei der sekundären Phase wird der Exoplanet vom Zentralgestirn verdeckt. Obwohl beide Phasen einen Lichtabfall erzeugen, stellt bereits die primäre Phase die Grenze des derzeit machbaren in der Amateurastronomie dar.

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Reales Foto (Exoplanet TOI 4059.01 vom Autor) eines Exoplaneten in der primären Transitphase. Unabhängig von den Phasen (oder Flanken) reicht die Auflösung nicht aus, um irgendwelche Details zu erkennen.
primäre Phase
Die Transitphase, bei der der Exoplanet vor dem Zentralgestirn (engl. Hoststar) im Bezug auf dem Beobachter vorbeizieht.
sekundäre Phase
Die Transitphase, bei der der Exoplanet hinter dem Zentralgestirn (engl. Hoststar) im Bezug auf dem Beobachter vorbeizieht.
Flanken
Zwischen den Phasen verläuft die Helligkeit nicht gleichmäßig, beispielsweise steigt die Helligkeit von der primären zur sekundären Phase leicht an, da zunehmend auch der vom Zentralgestirn angestrahlte Exoplanet einen Beitrag zur gesamt Helligkeit liefert. Die Helligkeitsveläufe sind hier aber stark übertrieben. In der Praxis werden bereits ca. 30-60 min. vor den Ingress Bilder aufgenommen um eine Basislinie für die Transittiefe fitten zu können.
Grundsätzlich sind Transittiefen (ΔF) sehr klein, die typische Größenordnung ist hier milli-magnitudes (mmag) bzw. ppt (parts-per-thousend), und können daher nur fotographisch nachgewiesen werden.