Czas i faza

Rozdział 8 z 15

Tranzyt to jedna chwila na orbicie. Reszta orbity również niesie informacje: kiedy następują tranzyty, jak planeta świeci, obracając się, kiedy chowa się za swoją gwiazdą i którą połowę obracającej się gwiazdy zakrywa.

Ilustracja

Prędkość ScenaKąt spin–orbita λ

Cztery sceny. Zmiany czasu tranzytu: dwie planety bliskie stosunkowi okresów 2:1 przyciągają się nawzajem, więc tranzyty wewnętrznej planety następują wcześniej i później, a diagram O−C stopniowo się zapełnia. Zaćmienie wtórne: planeta chowa się za gwiazdą pół orbity po tranzycie, co daje znacznie mniejszy spadek, narysowany dziesięć razy głębszy. Krzywa fazowa: planeta w rotacji synchronicznej pokazuje coraz więcej swojej gorącej strony dziennej w miarę zbliżania się do okultacji, a jej maksimum jest przesunięte przez wiatry. Rossiter–McLaughlin: planeta zasłania najpierw zbliżającą się, a potem oddalającą się połowę rotującej gwiazdy, więc mierzona prędkość gwiazdy zmienia się w trakcie tranzytu.

Liczby

Wielkość	Wartość	Źródło
Okresy Kepler-9 b i c	19,23891 d i 38,9853 d	exoplanet.eu; blisko 2:1, więc ich tranzyty przesuwają się o minuty na każdej orbicie (Holman et al. 2010)
Zaćmienie TRAPPIST-1 b przy 15 µm, zmierzone	861 ± 99 ppm	JWST MIRI (Greene et al. 2023); strona dzienna 503 K, zgodnie z oczekiwaniami dla nagiej skały
To samo, gwiazda i planeta jako ciała doskonale czarne	606 ppm	δ ≈ k² B(503 K)/B(2560 K) przy 15 µm, k z promieni z exoplanet.eu [calc]; rzeczywiste analizy używają modelowego widma gwiazdy, a nie ciała doskonale czarnego
Przesunięcie gorącej plamy HD 189733 b	16 ± 6° przed opozycją	Krzywa fazowa Spitzera przy 8 µm (Knutson et al. 2007)
Rossiter–McLaughlin, HD 189733 b	86 m/s	K_R ≈ V sin I · k² przy V sin I = 3,5 km/s i k = 0,157, obie wartości z Gaudi & Winn 2007, tabela 1, która podaje 88 m/s [calc]
Efekt Rossitera–McLaughlina, HD 189733 b (zmierzone V sin I)	83 m/s	V sin I = 3,316 +0.017/-0,067 km/s i k = 0,15812, zmierzone przez Triaud et al. 2009 (tabela 2) [calc]
Rossiter–McLaughlin, HD 209458 b	69 m/s	V sin I = 4,7 km/s, k = 0,121 (Gaudi & Winn 2007 podają 70 m/s) [calc]

Model z zapisanych wartości

Układ Kepler-9 widziany z góry: każda planeta obniża jasność gwiazdy, gdy przecina linię widzenia obserwatora. Rozmiary orbit to zapisane półosie wielkie (lub wartości z trzeciego prawa Keplera na podstawie okresu i masy gwiazdy); głębokość spadku to (Rp/R★)² z zapisanych promieni. Orbity kołowe, gwiazda i planety nie w skali, fazy poglądowe (nie są zapisane żadne czasy tranzytów). Źródło: The Extrasolar Planets Encyclopaedia (exoplanet.eu), pobrano 2026-10-18.

Planety: okres, orbita i głębokość spadku

Planeta	P (d)	a (AU)	Rp (R⊕)	Głębokość 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 z The Extrasolar Planets Encyclopaedia (exoplanet.eu); * z trzeciego prawa Keplera (okres i masa gwiazdy). — : promień nie jest zapisany.

SetuHQ mierzy czas każdego spadku i porównuje ze sobą spadki nieparzyste i parzyste; nie dopasowuje zmienności czasów tranzytów, krzywych fazowych ani zaćmień. Głębokość zaćmienia wtórnego na rysunku jest narysowana dziesięć razy głębiej, o czym informuje podpis; amplituda TTV jest poglądowa. Kąty spin–orbita obejmują orbity współbieżne, biegunowe i wsteczne (Albrecht et al. 2022).

Planety w tym rozdzialeKepler-9 b ›Kepler-9 c ›HD 189733 Ab ›HD 209458 b ›

Źródła