외계 행성 탐사방법: 두 판 사이의 차이

그리고 저질량 항성 주위의 행성을 감지하는 것에 특화된 방법이기도 하다. 저질량 항성들은 가지고 있는 행성의 중력적 영향을 더 많이 받아 구분하기 쉽다. 두 번째로, 저질량 항성이 상대적으로 느리게 회전하여 발견이 더 쉽다. 고속 회전은 행성과의 섭동과 자체 운동에너지가 데이터에 오차를 주게된다. [[주계열성]] 단계를 끝내고 [[점근거성기지]] 단계로 진입하면 별의 회전 속도가 느려지기 때문에 별이 주계열 단계를 떠난 경우 고질량 항성 주위의 행성을 감지하는 것이 더 쉽다.

 

 

===통과법===

 

이론적인 통과에 의한 밝기 감소 수식은 다음과 같은 변수를 필요로 한다. 필요 변수로를 통과 광도 (δ), 통과 지속 시간 (T), 진입/사출 지속 시간 (τ)와 주기 (P)를 필요로 한다. 그러나 이러한 관측량은 몇 가지 가정을 기반으로 계산된다. 계산의 편의를 위해 행성과 별이 구형이고 [[별주위원반]]이 균일하며, 궤도가 원형이라고 가정한다. 관측된 외계 행성이 별을 통과하는 동안의 상대적 위치에 따라, 빛의 변화를 그래프로 나타낸 물리적 매개 변수가 변경된다. 통과 광도 (δ)는 통과하는 동안 항성의 광도 감소를 나타낸다. 외계 행성의 통과 시간 (T)은 행성이 별을 통과하는 데 소요되는 시간이다. 관측된 항성은 행성이 별을 통과할 때 궤도에서 얼마나 빠르게 또는 느리게 움직이는지에 따라 변수의 값이 결정된다. 진입/사출 지속 시간 (τ)은 행성이 별을 완전히 덮고 별을 완전히 가리는 데 걸리는 시간을 나타낸다. 행성이 항성의 반지름의 한쪽 끝에서 다른 끝으로 이동하는 경우 행성이 별을 완전히 통과하는데 시간이 덜 걸리기 때문에 진입/출발 시간이 단축되기 된다.<ref>{{Cite book|title=How Do You Find an Exoplanet?|last=Johnson|first=John|publisher=Princeton University Press|year=2015|isbn=9780691156811|location=41 William Street Princeton, NJ 08540|pages=60–68}}</ref> 대부분 통과법과 시선속도법을 모두 활용해 질량과 반지름을 알아낸다.<ref>{{Cite book|title=How Do You Find an Exoplanet?|last=Johnson|first=John|publisher=Princeton University Press|year=2015|isbn=9780691156811|location=41 William Street Princeton, NJ 08540|pages=60–68}}</ref>

 

==각주==