Astronomi

Hvordan beregnes perihelargumentet for exoplaneter med ufuldstændige orbitalelementer?

Hvordan beregnes perihelargumentet for exoplaneter med ufuldstændige orbitalelementer?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jeg prøver at simulere Kepler-444 exoplanetary systemet ved hjælp af data fra dette websted. Problemet er, at der ikke er noget argument for periapsis-parameteren for Kepler-444-systemet, så mens jeg tror, ​​jeg får den korrekte form af banerne, er deres periapsises og apoapsis alle justeret i samme retning, som du kan se i skærmdumpen nedenfor.

Så mit spørgsmål er, hvordan eller hvis jeg kan få periapsis til at blive korrekt justeret med de data, der er tilgængelige på dette websted for disse planeter (desværre kan jeg ikke linke til en forespørgsel, men du kan søge i Kepler-444 og planeter skal dukke op i tabellen)? Den måde, jeg gør det på nu, er at jeg tager den halveste akse og excentricitetsdataene fra det websted, jeg linkede til, og derefter beregner jeg periapsis for hver planet og derefter indstiller x-aksen til at være den værdi, mens jeg lader y og z er nul. En gang dertil bruger jeg vis-viva-ligningen til at beregne hastighedsvektorerne for planeten, og derefter gentager jeg simuleringen fremad i tiden og får formen på banerne. Med solsystemets planeter tager jeg argumentet om periapsis og kredsløbets hældning og roterer de positions- og hastighedsvektorer, som jeg afledte i overensstemmelse hermed, og på denne måde ender jeg med baner, der har den rigtige form, og deres periapsiser er korrekt justeret, også. Naturligvis får jeg ikke den rigtige position af en planet i sin bane på et givet tidspunkt ved hjælp af denne tilgang, men for nu er det ikke vigtigt; Jeg vil bare have kredsløbene til at have den rigtige form og have deres periapsises korrekt justeret.

Jeg ved meget lidt om banemekanik, så enhver hjælp vil blive meget værdsat, så jeg kan lære noget og forbedre kvaliteten af ​​min simulering.


Ford et al. (2008) giver følgende forhold for excentriske transiterende planeter:

$$ frac {t_ mathrm {D}} {P} simeq frac {R_ ast} { pi a sqrt {1-e ^ 2}} sqrt {(1 + r) ^ 2 - b ^ 2} left ( frac {d_ mathrm {t}} {a} right) $$

Hvor $ t_ mathrm {D} $ er den samlede transitvarighed, $ P $ er omløbsperioden, $ R_ ast $ er stjernernes radius, $ a $ er den største akse, $ e $ er excentricitet, $ r equiv R_ mathrm {p} / R_ ast $ er forholdet mellem planetarien $ R_ mathrm {p} $ til stjernernes radius, $ b equiv d_ mathrm {t} cos i / R_ ast $ er virkningsparameteren $ i $ er tilbøjeligheden og $ d_ mathrm {t} = a (1-e ^ 2) / (1 + e cos omega) $ er afstanden mellem stjernen og planeten under transit. Ved at vende dette ville du være i stand til at estimere $ cos omega $ fra de parametre, der er anført på webstedet, som desværre ikke giver dig en unik værdi (og hvis du er uheldig, kan de forskellige usikkerheder sammensværge for at give dig en værdi $ left | cos omega right |> 1 $).

I tilfælde af Kepler-444 giver webstedet et link til papiret, hvor banerne blev offentliggjort, Campante et al. (2015). Deres tabel 4 tabellerer begge $ e cos omega $ og $ e sin omega $ til planeterne. Desværre er det ikke muligt blot at bestemme værdien ud fra disse estimater uden at have adgang til den fulde distribution af prøver, så dette er ikke helt nyttigt.

Den gode nyhed er, at den statistiske betydning af ikke-nul excentriciteter ikke ser ud til at være for høj i dette tilfælde, så du kan sandsynligvis behandle banerne som cirkulære og ikke bekymre dig for meget om det: tæt pakket systemer som dette normalt har meget lave excentriciteter, ellers bliver de ustabile.


Manglende orbitale parametre

Seks orbitale parametre (syv, hvis du inkluderer en epoke) er det minimum, der kræves for entydigt at beskrive en simpel to-kropsbane som den type, du prøver at simulere. Den database, du linkede til, indeholder poster til:

  1. Semi-større akse
  2. Excentricitet
  3. Argument af Periastron (aka argument for perigee, preiapsis)
  4. Hældning (mangler nogle poster)
  5. Periastron tid (mangler også nogle poster)
  6. Højre opstigning af den stigende knude (aka stor$ Omega $ eller bare $ Omega $ - ingen poster)

Det er manglen på værdier for punkt 6, der underspecificerer Kepler-144-banerne samt de manglende værdier for periastronens hældning og tid. Uden mere information om planetens baner er der ingen måde at genskabe deres baner trofast uden at udarbejde nogle værdier for de manglende parametre.


Se videoen: Exoplaneter med Lars Buchhave, astrofysiker, Niels Bohr Institutet (Oktober 2022).