Zeitmessung und Phase

Kapitel 8 von 15

Ein Transit ist ein einzelner Moment in einem Orbit. Auch der Rest des Orbits trägt Information: wann Transits eintreffen, wie der Planet leuchtet, während er sich dreht, wann er hinter seinen Stern gleitet und welche Hälfte des rotierenden Sterns er bedeckt.

Illustration

Geschwindigkeit SzeneSpin-Bahn-Winkel λ

Vier Szenen. Transit-Timing: Zwei Planeten nahe einem Periodenverhältnis von 2:1 ziehen aneinander, sodass die Transits des inneren Planeten zu früh und zu spät eintreffen und ein O−C-Diagramm entsteht. Sekundärbedeckung: Der Planet gleitet eine halbe Umlaufbahn nach dem Transit hinter seinen Stern, ein viel kleinerer Helligkeitseinbruch, zehnmal tiefer gezeichnet. Phasenkurve: Ein gebunden rotierender Planet zeigt zur Bedeckung hin mehr von seiner heißen Tagseite, mit einem durch Winde verschobenen Maximum. Rossiter–McLaughlin: Der Planet bedeckt erst die sich nähernde und dann die sich entfernende Hälfte des rotierenden Sterns, sodass die gemessene Geschwindigkeit des Sterns während des Transits ausschlägt.

Die Zahlen

Größe	Wert	Herkunft
Perioden von Kepler-9 b und c	19,23891 d und 38,9853 d	exoplanet.eu; nahe 2:1, daher verschieben sich ihre Transits um Minuten pro Umlauf (Holman et al. 2010)
Bedeckung von TRAPPIST-1 b bei 15 µm, gemessen	861 ± 99 ppm	JWST MIRI (Greene et al. 2023); Tagseite 503 K, wie für nackten Fels erwartet
Ebenso, Stern und Planet als Schwarzkörper	606 ppm	δ ≈ k² B(503 K)/B(2560 K) bei 15 µm, k aus Radien von exoplanet.eu [calc]; echte Analysen verwenden ein Sternmodellspektrum, keinen Schwarzkörper
Versatz des Hot Spots von HD 189733 b	16 ± 6° vor der Opposition	Spitzer-Phasenkurve bei 8 µm (Knutson et al. 2007)
Rossiter–McLaughlin, HD 189733 b	86 m/s	K_R ≈ V sin I · k² mit V sin I = 3,5 km/s und k = 0,157, beide aus Gaudi & Winn 2007 Tabelle 1, die 88 m/s angibt [calc]
Rossiter–McLaughlin, HD 189733 b (gemessenes V sin I)	83 m/s	V sin I = 3,316 +0.017/-0,067 km/s und k = 0,15812, gemessen von Triaud et al. 2009 (Tabelle 2) [calc]
Rossiter–McLaughlin, HD 209458 b	69 m/s	V sin I = 4,7 km/s, k = 0,121 (Gaudi & Winn 2007 geben 70 m/s an) [calc]

Modell aus gespeicherten Werten

Das Kepler-9-System von oben: Jeder Planet schwächt das Licht des Sterns ab, wenn er die Sichtlinie zum Beobachter kreuzt. Die Bahngrößen sind die gespeicherten großen Halbachsen (oder aus dem dritten Keplerschen Gesetz anhand der Periode und der Sternmasse); die Tiefe des Helligkeitseinbruchs ist (Rp/R★)² aus den gespeicherten Radien. Kreisbahnen, Stern und Planeten nicht maßstabsgetreu, Phasen illustrativ (es sind keine Transitzeiten gespeichert). Quelle: The Extrasolar Planets Encyclopaedia (exoplanet.eu), abgerufen am 2026-10-18.

Die Planeten: Periode, Umlaufbahn und Tiefe des Helligkeitseinbruchs

Planet	P (d)	a (AU)	Rp (R⊕)	Tiefe k² (ppm)
Kepler-9 d	1.5929	0.0273	1.64	244
Kepler-9 b	19.2389	0.1430	8.29	6,275
Kepler-9 c	38.9853	0.2270	8.08	5,957

a aus The Extrasolar Planets Encyclopaedia (exoplanet.eu); * aus dem dritten Keplerschen Gesetz (Periode und Masse des Sterns). — : Radius nicht gespeichert.

SetuHQ misst den Zeitpunkt jedes Einbruchs und vergleicht die ungeraden und geraden Einbrüche miteinander; es fittet keine Timing-Variationen, Phasenkurven oder Bedeckungen. Die Tiefe der Sekundärbedeckung ist auf der Zeichenfläche zehnfach vergrößert dargestellt und so gekennzeichnet; die TTV-Amplitude ist illustrativ. Spin-Bahn-Winkel reichen von ausgerichteten über polare bis zu retrograden Bahnen (Albrecht et al. 2022).

Planeten in diesem KapitelKepler-9 b ›Kepler-9 c ›HD 189733 Ab ›HD 209458 b ›

Quellen