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Ich bin mir nicht ganz sicher, wie ich die Orbitalphase finde ($phi$) eines transitierenden Exoplaneten. Zum Beispiel habe ich diese RV-Daten in diesem Artikel:
Zunächst einmal weiß ich nicht, wie diese Phase oder "Zyklen" abgeleitet wird. Aber das ist nicht die Phase $phi$ Ich suche aber das (im selben Artikel):
Wie Sie sehen, geht diese Phase von 0 auf 1 und ich weiß, dass dies mit der Zeit des Durchgangs vom Periastron und der Datenzeit (der HJD-Spalte) zu tun hat, aber ich kann diese Zahl nicht im Intervall ableiten [0,1]. Wenn wir also davon ausgehen, dass die Bahnparameter bekannt sind, wie können wir diese Zahl ableiten?
Die im Diagramm dargestellte Phase ist auf den Bereich [0,1) beschränkt, um alles in einem Umlaufzyklus darzustellen (dies macht es einfacher, die Form der RV-Kurve zu sehen). Die Phase kann erhalten werden, indem man den Bruchteil der Gesamtzahl der Zyklen nimmt. Die erste Zeile in der Tabelle mit der Zyklennummer 28.677 entspricht also der Phase 0.677.
Update: Die Zyklenzahl ist ein Maß für die Zeit seit einer Referenzzeit (normalerweise die Transitzeit), gezählt in Einheiten der Umlaufperiode des Planeten. Im Fall eines Transitplaneten ist die Umlaufzeit aus dem Transitintervall bekannt, so dass sie nicht aus der RV-Kurve abgeleitet werden muss.
In diesem Fall hat die erste Zeile in Tabelle 1 Zeit $t = mathrm{HJD} 2455107.37937$, während in Tabelle 2 die Laufzeit als is $E = mathrm{HJD} 2454967.27571$ und die Umlaufzeit als $P = 4.885525 mathrm{Tage}$. Damit kann die Anzahl der Zyklen berechnet werden als $mathrm{Zyklen} = (t-E)/P$ ergibt 28.677 (auf 3 Dezimalstellen).
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Wissenschaft
Band 371, Ausgabe 6533
05. März 2021
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Von T. Trifonov , JA Caballero , JC Morales , A. Seifahrt , I. Ribas , A. Reiners , JL Bean , R. Luque , H. Parviainen , E. Pallé , S. Stock , M. Zechmeister , PJ Amado , G Anglada-Escudé, M. Azzaro, T. Barclay, VJS Béjar, P. Bluhm, N. Casasayas-Barris, C. Cifuentes, KA Collins, KI Collins, M. Cortés-Contreras, J. de Leon, S. Dreizler , CD Dressing , E. Esparza-Borges , N. Espinoza , M. Fausnaugh , A. Fukui , AP Hatzes , C. Hellier , Th. Henning, CE Henze, E. Herrero, SV Jeffers, JM Jenkins, ELN Jensen, A. Kaminski, D. Kasper, D. Kossakowski, M. Kürster, M. Lafarga, DW Latham, AW Mann, K. Molaverdikhani, D. Montes, BT Montet, F. Murgas, N. Narita, M. Oshagh, VM Passegger, D. Pollacco, SN Quinn, A. Quirrenbach, GR Ricker, C. Rodríguez López, J. Sanz-Forcada, RP Schwarz, A. Schweitzer, S. Seager, A. Shporer, M. Stangret, J. Stürmer, TG Tan, P. Tenenbaum, JD Twicken, R. Vanderspek, JN Winn
Wissenschaft 05 Mär 2021 : 1038-1041
Ein heißer felsiger Supererde-Exoplanet umkreist einen Roten Zwergstern nur 8 Parsec entfernt.
Berechnen Sie die Orbitalphase beim Plotten der Radialgeschwindigkeitsdaten eines Exoplaneten im Transit - Astronomie
Kontext. Ein Planet, der vor der Scheibe seines Muttersterns vorbeizieht, bietet die Möglichkeit, die Zusammensetzungseigenschaften seiner Atmosphäre durch die Analyse des von den planetarischen Atmosphärenschichten gefilterten Sternenlichts zu studieren. Mehrere Studien haben mit dieser Technik bisher nützliche Beschränkungen für die atmosphärischen Eigenschaften der Planeten auferlegt, und für den Fall von HD 209458b wurde sogar die Radialgeschwindigkeit des Planeten während des Transitereignisses rekonstruiert. Dies eröffnet neue Möglichkeiten.
Ziele: In diesem Beitrag betonen wir, wie wichtig es ist, die Exzentrizität der Umlaufbahn und die Länge des Periastrons der Planetenbahn zu berücksichtigen, um die gemessene radiale Geschwindigkeit des Planeten während des Transits genau zu interpretieren.
Methoden: Wir berechnen die Radialgeschwindigkeit eines Planeten auf einer exzentrischen Umlaufbahn.
Ergebnisse: Aufgrund der höheren Umlaufgeschwindigkeit von Planeten gegenüber ihren stellaren Begleitern können selbst kleine Exzentrizitäten während des Transits zu nachweisbaren radialen Geschwindigkeitsoffsets mit Blau- oder Rotverschiebung gegenüber der Systemgeschwindigkeit führen, deren genauer Wert auch vom Längengrad von . abhängt das Periastron der Planetenbahn. Für einen heißen Jupiter-Planeten kann eine Exzentrizität von nur e = 0,01 einen Radialgeschwindigkeitsversatz in der Größenordnung von km s -1 erzeugen.
Schlussfolgerungen: Wir schlagen eine alternative Interpretation der kürzlich behaupteten Blauverschiebung der Radialgeschwindigkeit vor (
2 km s -1 ) der planetarischen Spektrallinien von HD 209458b, was bedeutet, dass die Umlaufbahn dieses Systems nicht exakt kreisförmig ist. In diesem Fall ist die Länge des Periastrons der Sternbahn höchstwahrscheinlich auf den ersten Quadranten beschränkt (und die des Planeten auf den dritten Quadranten). Wir heben hervor, dass die Transmissionsspektroskopie uns nicht nur erlaubt, die Zusammensetzungseigenschaften planetarischer Atmosphären zu studieren, sondern auch die Parameter der Planetenbahn zu verfeinern, und dass jede Schlussfolgerung über das Vorhandensein von Windströmungen auf Planetenoberflächen aus Transmissionsspektroskopie-Messungen genau bekannte Orbitalparameter von RV . erfordert .
Berechnen Sie die Orbitalphase beim Plotten der Radialgeschwindigkeitsdaten eines Exoplaneten im Transit - Astronomie
Der Exoplanet HD 118203 b, der einen hellen (V = 8,05) Wirtsstern umkreist, wurde von da Silva et al. mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt, war aber vorher nicht bekannt. Die Photometrie des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) hat ergeben, dass dieser Planet seinen Wirtsstern durchquert. Neun planetarische Transite wurden von TESS beobachtet, was es uns ermöglichte, den Radius des Planeten mit $<1.136>_<-0.028>^<+0.029> . zu messen
Kontext: Die CoRoT-Mission, ein Pionier bei der Suche nach Exoplaneten aus dem Weltraum, hat ihre ersten 150 Tage kontinuierlicher Beobachtungen von . abgeschlossen 12 000 Sterne in der galaktischen Ebene. Eine Analyse der Rohdaten identifiziert die vielversprechendsten Kandidaten und löst die bodengebundene Nachverfolgung aus. Butler, R.P., Marcy, G.W., Williams, E., Hauser, H. & Shirts, P. Drei neue Planeten vom Typ 51 Pegasi. Astrophys. J. 474, L115–L118 (1997) Collier Cameron, A., Horne, K., Penny, A. & James, D. Wahrscheinlicher Nachweis von Sternenlicht, das vom Riesenplaneten reflektiert wird, der τ Boötis umkreist. Natur 402, 751–755 (1999) Collier Cameron, A., Horne, K., James, D., Penny, A. & Semel, M. in Proceedings of IAU Symposium 202: Planetary Systems in the Universe (Hrsg. Penny, A. J., Artymowicz, P., Lagrange, A.-M. & Russell, S.) 75–77 (Astronomical Society of the Pacific, 2004) Leigh, C., Collier Cameron, A., Horne, K., Penny, A. & James, D. Eine neue Obergrenze für das reflektierte Sternenlicht von τ Bootis b. Mo.-Fr. Nicht. R. Astron. Soz. 344, 1271–1282 (2003) Charbonneau, D., Noyes, R. W., Korzennik, S. G., Nienson, P. & Jha, S. Eine Obergrenze für das reflektierte Licht des Planeten, der den Stern Bootis umkreist. Astrophys. J. 522, L145–L148 (1999) Wiedemann, G., Deming, D. & Bjoraker, G. Eine sensitive Suche nach Methan im Infrarotspektrum von τ Bootis. Astrophys. J. 546, 1068–1074 (2001) Lucas, P.W. et al. Planetpol-Polarimetrie der Exoplanetensysteme 55 Cnc und τ Boo. Mo.-Fr. Nicht. R. Astron. Soz. 393, 229–244 (2009) Rodler, F., Kürster, M. & Henning, T. τ Boötis b: Jagd nach reflektiertem Sternenlicht. Astron. Astrophys. 514, A23 (2010) Burrows, A., Budaj, J. & Hubeny, I. Theoretische Spektren und Lichtkurven von nahen extrasolaren Riesenplaneten und Vergleich mit Daten. Astrophys. J. 678, 1436–1457 (2008) Fortney, J. J., Lodders, K., Marley, M. S. & Freedman, R. S. Eine vereinheitlichte Theorie für die Atmosphären der heißen und sehr heißen Jupiter: zwei Klassen bestrahlter Atmosphären. Astrophys. J. 678, 1419–1435 (2008) Knutson, H. A., Howard, A. W. & Isaacson, H. Eine Korrelation zwischen stellarer Aktivität und heißen Jupiter-Emissionsspektren. Astrophys. J. 720, 1569–1576 (2010) Kaeufl, H.U. et al. CRIRES: ein hochauflösender Infrarot-Spektrograph für das VLT der ESO. Proz. SPIE 5492, 1218–1227 (2004) Snellen, I. A., de Kok, R. J., de Mooij, E. J. W. & Albrecht, S. Die Bahnbewegung, absolute Masse und Höhenwinde des Exoplaneten HD 209458b. Natur 465, 1049–1051 (2010) Donati, J.-F. et al. Magnetische Zyklen des planetenbeherbergenden Sterns τ Bootis. Mo.-Fr. Nicht. R. Astron. Soz. 385, 1179–1185 (2008) Takeda, G. et al. Struktur und Entwicklung naher Sterne mit Planeten. II. Physikalische Eigenschaften von ∼ 1000 coolen Sternen aus dem SPOCS-Katalog. Astrophys. J. Suppl. Ser. 168, 297–318 (2007) Butler, R.P. et al. Katalog der nahegelegenen Exoplaneten. Astrophys. J. 646, 505–522 (2006) Catala, C., Donati, J.-F., Shkolnik, E., Bohlender, D. &. Alecian, E. Das Magnetfeld des planetenbeherbergenden Sterns τ Bootis. Mo.-Fr. Nicht. R. Astron. Soz. 374, L42–L46 (2007) Winn, J. N., Fabrycky, D., Albrecht, S. & Johnson, J. A. Heiße Sterne mit heißen Jupitern haben hohe Schräglagen. Astrophys. J. 718, L145–L149 (2010) Johnson, J. A. et al. HAT-P-30b: ein heißer Jupiter im Transit auf einer stark schrägen Umlaufbahn. Astrophys. J. 735, 24–31 (2011) Hébrard, G. et al. Beobachtung des vollen 12-stündigen Transits des Exoplaneten HD 80606b. Warm-Spitzer-Photometrie und SOPHIE-Spektroskopie. Astron. Astrophys. 516, A95 (2010) Schneider, J., Dedieu, C., Le Sinader, P., Savalle, R. & Zolotukhin, I. Exoplaneten definieren und katalogisieren: die Datenbank exoplanet.eu. Astron. Astrophys. 532, A79 (2011) Knutson, H.A., Charbonneau, D., Burrows, A., O'Donovan, F.T. & Mandushev, G. Detection of a temperature inversion in the broadband Infrarot-Emissionsspektrum von TrES-4. Astrophys. J. 691, 866–874 (2009) Es gibt mehrere Möglichkeiten, einen Exoplaneten zu entdecken. Der erste Exoplanet um einen Stern vom Sonnentyp wurde durch Radialgeschwindigkeitsmessungen entdeckt und erhielt den diesjährigen Nobelpreis der Entdecker. Nach dem Aufkommen von Weitfeld-Exoplaneten-Surveys, von SuperWASP ab 2006 bis hin zu NGTS und TESS, wurden die meisten Exoplaneten mit der Transitmethode entdeckt und durch Radialgeschwindigkeit bestätigt. Der Exoplanet im heutigen Artikel, HD118203 b, wurde jedoch bereits 2006 mit Radialgeschwindigkeit entdeckt und 13 Jahre nach seiner Entdeckung als Transit gefunden. HD118203 b wurde 2006 mithilfe der Radialgeschwindigkeitstechnik gefunden: Messen des Ausmaßes, in dem das Spektrum des Sterns von seinem umkreisenden Planeten gezogen wird. Spektren sind rotverschoben, wenn der Planet seinen Stern von uns wegzieht, und blauverschoben, wenn der Stern über eine Umlaufbahn des Planeten zu uns gezogen wird. Radialgeschwindigkeitsmessungen geben uns die Umlaufzeit des Planeten sowie seine Exzentrizität und die minimale Masse des Planeten. Die wahre Planetenmasse hängt von der relativen Neigung zwischen Stern und Planet ab. 43 Radialgeschwindigkeitsmessungen von ELODIE zeigten HD118203 b als exzentrischen Planeten mit einer Umlaufzeit von 6,13 Tage und eine Mindestmasse von etwa 2 Jupitern (siehe Abbildung 1). Während die meisten Bahnorientierungen radiale Geschwindigkeitssignaturen erzeugen, richtet sich nur ein kleiner Prozentsatz zufällig so aus, dass wir den Planeten vor seinem Stern vorbeiziehen oder durchlaufen sehen können. Durchgehende Exoplaneten blockieren einen kleinen Teil des Lichts und geben uns die relativen Radien von Planet und Stern. Wenn ein Planet durchquert, schränkt dies die Neigung des Planeten ein und bedeutet, dass die minimale Masse der Radialgeschwindigkeit der wahren Masse sehr nahe kommt. Es wurde inzwischen festgestellt, dass eine Reihe von Exoplaneten mit Radialgeschwindigkeiten entdeckt wurde, aber dieser Prozess ist aus zwei Gründen zeitaufwändig. Erstens wird nur ein kleiner Bruchteil der Exoplaneten tatsächlich passieren. Zweitens dauern Transite nur einen sehr kleinen Bruchteil der Umlaufbahn (normalerweise einige Stunden bei einer Umlaufbahn von weniger als 10 Tagen), sodass Teleskope lange Zeit auf einen Stern starren müssen, um herauszufinden, wann der Transit tatsächlich stattfindet. Transite von HD118203 b wurden dank der laufenden TESS-Mission entdeckt. TESS ist eine Weltraummission, die den größten Teil des Himmels beobachtet und jeden Sektor 28 Tage lang anstarrt, um nach Exoplaneten im Transit zu suchen. Fünf Transite wurden automatisch mit dem Science Processing Operations Center (SPOC) identifiziert, siehe Abbildung 2, und nach einer Überprüfung auf falsch positive Ergebnisse wurde es als vielversprechender Kandidat identifiziert. Die Autoren verwenden die Exoplaneten-Anpassungssuite EXOFASTv2, um die Planetenparameter anzupassen, aber zuerst müssen sie die stellaren Parameter einschränken. Sie führen eine vorläufige Anpassung durch, um die Oberflächengravitation des Sterns (log(g)) zu schätzen, und stellen fest, dass der Stern wahrscheinlich ein Unterriese ist. Ein Modell der spektralen Energieverteilung (SED) verwendet Breitbandphotometrie (d. h. die in verschiedenen Filtern gemessenen Sterngrößen), um festzustellen, dass die Sterntemperatur der Sonne sehr ähnlich ist, aber der Radius ist doppelt so groß. Die Autoren führen eine vollständige Analyse unter Verwendung dieser stellaren Parameter als Beschränkungen durch, um gleichzeitig die ELODIE-Radialgeschwindigkeiten und die TESS-Photometrie zu modellieren und die stellaren Parameter mit Hilfe von Sternentwicklungsmodellen anzupassen. EXOFASTv2 erzeugt zwei Lösungssätze, die mit den Daten übereinstimmen: ein älterer (5 Gyr), weniger massiver (1,3 M☉) Stern oder ein jüngerer (3 Gyr) massereicherer (1,5 M .)☉) Stern. Die Autoren verwenden die ältere, weniger massereiche Sternlösung, da das Modell ihr eine viel höhere Wahrscheinlichkeit gibt (89,6% vs. 10,4%). Ihre Ergebnisse stimmen auch mit zwei anderen getesteten Codes überein. HD118203 b ist ein interessantes Ziel, da es einer der wenigen Exoplaneten auf einer exzentrischen Umlaufbahn mit einem hellen Wirtsstern ist (der 13. hellste aller Exoplaneten im Transit). Abbildung 3 zeigt alle durchlaufenden Exoplaneten mit Exzentrizitäten von mehr als 0,05 und ordnet HD118203 unter den hellsten Wirtssternen ein. Die Kombination aus einer relativ kurzen Umlaufzeit, einem hellen Wirtsstern und einer exzentrischen Umlaufbahn macht ihn zu einem guten Kandidaten für Phasenkurvenbeobachtungen. Infrarot-Phasenkurvenbeobachtungen durch die zukünftige Weltraummission JWST könnten Einblicke in die thermischen Eigenschaften der Atmosphäre des Planeten geben. HD118203 b ist ein durch Radialgeschwindigkeit entdeckter Exoplanet, den TESS beim Durchgang beobachtet hat, aber da TESS den größten Teil des Himmels beobachtet, wie viele weitere können wir erwarten? Ein Papier, das Anfang des Jahres von einem der Koautoren des heutigen Papiers geleitet wurde, ging dieser Frage nach. Sie betrachteten die Durchgangswahrscheinlichkeit jedes Systems mit erfasster Radialgeschwindigkeit und wie lange TESS plante, jedes System in seiner Hauptmission zu beobachten. Sie sagen voraus, dass TESS Transite für 11 von 677 Planeten mit Radialgeschwindigkeit beobachten würde, aber nur von drei war bisher nicht bekannt, dass Transite passieren. Bis März 2019 sind nur 12 Planeten mit Radialgeschwindigkeit bekannt, dies ist also immer noch ein erheblicher Anstieg. Die heutigen Autoren fanden heraus, dass HD118203 b zu den Planeten gehört, die am wahrscheinlichsten beim Transit beobachtet werden (Top 2%). Es scheint überraschend, dass ein relativ großer Planet mit kurzer Periode 13 Jahre brauchte, bevor sein Transit beobachtet wurde, aber ein Schlüsselfaktor ist, dass der Transit selbst im Vergleich zu Transitentdeckungen aus bodengestützten Weitfelduntersuchungen dieser Zeit relativ flach ist. Die meisten Exoplaneten im Transit wurden auch um Hauptreihensterne herum gefunden und nicht auch um Unterriesen- oder Riesensterne. Mit Blick auf die Zukunft ist klar, dass wir viele weitere interessante Ergebnisse von TESS und der Zusammenarbeit von Photometrie und Radialgeschwindigkeitsmessungen erwarten können. Wir präsentieren die ersten sekundären Sonnenfinsternis- und Phasenkurvenbeobachtungen für den hochexzentrischen heißen Jupiter HAT-P-2b im 3.6, 4.5, 5.8 und 8.0
Folgendes ist a Liste von 456 extrasolaren Planeten, die nur mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt wurden –– 31 bestätigte und 323 Kandidaten, sortiert nach Umlaufperioden. Da keiner dieser Planeten im Transit ist oder direkt beobachtet wird, haben sie keine gemessenen Radien und ihre Massen sind im Allgemeinen nur minimal. Die wahren Massen können bestimmt werden, wenn die Astrometrie die Neigung der Umlaufbahn berechnet. Es gibt 160 Mitglieder des Multiplanetensystems –– 21 bestätigte und 139 Kandidaten. Der massivste bestätigte Exoplanet ist Iota Draconis b mit einer Masse von 9,40 MJ (d.h. 9,4 mal die Masse von Jupiter) Der am wenigsten massereiche bestätigte Planet ist Gliese 581 e, der 0,007906 M . massiertJ oder 2,51 M⊕. Die längste Periode eines bestätigten Exoplaneten ist 55 Cancri d, was 5169 Tage oder 14,15 Jahre dauert, um eine Reise um den Stern zu machen, die kürzeste Periode ist Gliese 876 d, die nur 1,938 Tage oder 46,5 Stunden benötigt, um den Stern zu umkreisen. Gelbe Reihen kennzeichnen die Mitglieder eines Mehrplanetensystems Der massivste Exoplanet-Kandidat ist HD 217786 b mit einer Masse von 12,98 MJ der am wenigsten massereiche bestätigte Planet ist HD 10180 b mit einer Masse von 0,004 MJ oder 3,1 M⊕. Die längste Periode eines bestätigten Exoplaneten ist 47 Ursae Majoris d, was 14002 Tage oder 38,33 Jahre dauert, um eine Reise um den Stern zu machen, die kürzeste Periode ist HD 156668 b, die nur 1,26984 Tage oder 31,162 Stunden benötigt, um den Stern zu umkreisen. Radialgeschwindigkeitsmethode, Transitmethode, Direkterkennung Radialgeschwindigkeitsmethode eine Technik, die verwendet wird, um extrasolare Planeten zu erkennen, indem man Doppler-Verschiebungen im Spektrum des Planetensterns beobachtet. 2. Radialgeschwindigkeit: (Wackeln) des Sterns aufgrund der Schwerkraft des Planeten. (Doppler-Methode) 3. Astrometrisch: Messung des Sterns 4. Transit-Methode: Beobachten Sie die Transite von Planeten, die die Scheiben ihres Muttersterns durchqueren (TR-Transit) 5. Gravitationsmikrolinse ja, weil wir den Radius/das Volumen aus der Transist-Methode erhalten und die Masse aus der Radialgeschwindigkeit. DIR KÖNNTE AUCH GEFALLEN. Phys 105 Astronomie Kap. 13 Studienset. 17 Begriffe. Ethan_Warrior. Das Sonnensystem. 53 Begriffe. mstub2. EPS SCI 9 UCLA ANDERE QUIZLET-SETS. PHYC 151 Prüfung 3. 98 Begriffe. jessmmurr. Mathe-Vokabular. 23 Begriffe. AlainTse. Kegelschnitte. 32. Beschreiben Sie, wie Sie die Zusammensetzung eines Planeten kennenlernen können, indem Sie sowohl die Radialgeschwindigkeits- als auch die Transit-Erkennungsmethoden kombinieren. Die Radialgeschwindigkeit gibt uns die reale Masse an, und den Planetenradius kennen wir bereits aus dem Transit. Die Transittiefe ermöglicht es uns, die Größe eines Planeten zu berechnen. ANDERE QUIZLET-SETS. NURS 370 Prüfung 2 Studiennotizen. Beginnen Sie mit dem Studium von AST101: Vorlesung 21: Die Doppler-Methode. Lerne Vokabeln, Begriffe und mehr mit Lernkarten, Spielen und anderen Lernwerkzeugen Die Radialgeschwindigkeitsmethode liefert Informationen über die Masse eines Exoplaneten, während die Planetentransitmethode seine Größe ausgibt. Dies deutet darauf hin, dass beide Methoden den Astronomen ermöglichen, Folgendes zu berechnen: Definition. die Dichte des Exoplaneten. Begriff. Aktuelle Beobachtungen von Planetensystemen deuten darauf hin, dass heiße Jupiter eine Klasse von Gasriesen-Exoplaneten sind, von denen angenommen wird, dass sie Jupiter physikalisch ähnlich sind, aber sehr kurze Umlaufzeiten (P < 10 Tage) haben. Die unmittelbare Nähe zu ihren Sternen und die hohen Oberflächentemperaturen führten zu dem Spitznamen heiße Jupiter. Heiße Jupiter sind die am leichtesten zu entdeckenden extrasolaren Planeten mit der Radialgeschwindigkeitsmethode, weil sie schwingen. Frage: Welche der folgenden Aussagen über die Radialgeschwindigkeitstechnik zur Erkennung von Exoplaneten ist falsch? A Diese Methode funktioniert, indem winzige Doppler-Verschiebungen im Spektrum des Muttersterns gemessen werden B Mit dieser Technik erkennen wir kein einziges Photon des Planeten C Diese Methode funktioniert, weil der Stern und der Planet ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt umkreisen. Die Radialgeschwindigkeit von ein Objekt in Bezug auf einen gegebenen Punkt ist die Änderungsrate des Abstands zwischen dem Objekt und dem Punkt. Das heißt, die Radialgeschwindigkeit ist die Komponente der Objektgeschwindigkeit, die in Richtung des Radius zeigt, der den Punkt und das Objekt verbindet. In der Astronomie wird als Punkt meist der Beobachter auf der Erde angenommen, die Radialgeschwindigkeit bezeichnet dann die. Teil I: Die Radialgeschwindigkeits- oder Doppler-Wobble-Methode Mehr als 90% der bekannten extrasolaren Planetenkandidaten wurden durch die Radialgeschwindigkeits- oder Doppler-Wobble-Methode entdeckt. Bei dieser Methode zerrt ein Planet (von relativ geringer Masse) an seinem schwereren Mutterstern, während die beiden Körper um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt kreisen Radialgeschwindigkeitsmethode. Die produktivste Nachweismethode ist die Messung der Radialgeschwindigkeit des Sterns, um den der Planet kreist. Wir haben bereits besprochen, dass man sich zwei Körper so vorstellen kann, dass sie ihren gemeinsamen Schwerpunkt (Schwerpunkt) umkreisen. Der Planet ist nicht nachweisbar, aber der Stern ist leicht zu sehen und sollte ein Wackeln um a zeigen. Planet kann mit beiden Methoden nachgewiesen werden? (10 Pkt.) Doppler-Technik: Gut beim Auffinden massereicher Planeten in geringer Entfernung von den Wirtssternen. Dies kann (1) kleine Planeten in großen Entfernungen nicht erkennen, da das Wackeln der Radialgeschwindigkeit zu klein ist und (2) Planeten mit einer Radialgeschwindigkeit von Null. Frage: Erforschung anderer Systeme Beginnen Sie mit der Auswahl des Systems 51 Pegasi. Dies war der erste Planet, der mit der Radialgeschwindigkeitstechnik um einen Stern herum entdeckt wurde. Diese Technik erkennt systematische Verschiebungen der Wellenlängen von Absorptionslinien in den Spektren des Sterns im Laufe der Zeit aufgrund der Bewegung des Sterns um das Stern-Plankt-Massenzentrum, während die Transit-Methode in bis zu 40 % der Fälle mit a false zu falsch positiven Ergebnissen neigt Einzelplanetensystem (was Folgebeobachtungen erforderlich macht), Planeten, die mit der Radialgeschwindigkeit entdeckt wurden. Die Doppler-Spektroskopie (auch bekannt als Radialgeschwindigkeitsmethode oder umgangssprachlich Wobble-Methode) ist eine indirekte Methode zum Auffinden extrasolarer Planeten und Brauner Zwerge aus Radialgeschwindigkeitsmessungen durch Beobachtung von Doppler-Verschiebungen im Spektrum des Muttersterns des Planeten. 880 extrasolare Planeten (ca. 21,0% der Gesamtmenge) wurden mit Doppler-Spektroskopie (Stand Februar 2020) entdeckt. Indem sowohl die Transit- als auch die Radialgeschwindigkeitsinformationen vorliegen, kann die Umlaufbahn des Planeten genau bestimmt und die wahre Masse und Größe des Planeten ermittelt werden. Leider kann die Transitmethode nur sehr große und gasförmige Planeten vom Boden aus erkennen radial Geschwindigkeit seitdem gemessen wurde, um etwa 10 km/s um einen Mittelwert von 21,5 km/s zu schwanken. 1933 war die Hα-Linie in Rigels Spektrum ungewöhnlich schwach und um 0,1 nm zu kürzeren Wellenlängen verschoben, während es eine schmale Emissionsspitze etwa 1,5 nm zur langwelligen Seite der Hauptabsorptionslinie gab Die Radialgeschwindigkeit wurde seitdem gemessen um etwa 10 km/s um einen Mittelwert von 21,5 km/s schwanken. 1933 war die Hα-Linie in Rigels Spektrum ungewöhnlich schwach und um 0,1 nm zu kürzeren Wellenlängen verschoben, während es eine schmale Emissionsspitze etwa 1,5 nm zur langwelligen Seite der Hauptabsorptionslinie gab . Q = A x v Beispiel 6: Ein Rohr mit einem Innendurchmesser von 4 Zoll enthält Wasser, das mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von 14 ft/s fließt. Berechnen Sie den Volumenstrom des Wassers im Rohr. Q = (π.r²).v = Q = (π x 0,16² ft) x 14 ft/s = 1,22 ft³/s 5. Massedurchflussmessung der Geschwindigkeit des Sterns. Die Radialgeschwindigkeitsmethode nutzt die Tatsache, dass ein Stern mit einem Begleiter um den Massenschwerpunkt des Systems kreist. Das Ziel ist daher, seine radialen Geschwindigkeitsänderungen zu messen, wenn sich der Stern auf die Erde zu oder von ihr weg bewegt. Die Radialgeschwindigkeit ca Da die Gravitationskraft nur in radialer Richtung wirkt, kann sie sich nur ändern. und nicht deshalb muss der Drehimpuls konstant bleiben. Überlege nun. Ein kleiner dreieckiger Bereich. ist mit der Zeit ausgefegt. Die Geschwindigkeit ist entlang der Bahn und bildet einen Winkel. mit der radialen Richtung. Somit ist die senkrechte Geschwindigkeit gegeben b Frage: Übung 15 Aufgabe Frage 1: (5 Punkte) Beschreiben Sie die Positionen auf der Umlaufbahn des Sterns mit den Buchstaben, die den beschrifteten Positionen der Radialgeschwindigkeitskurve entsprechen. Denken Sie daran, dass die Radialgeschwindigkeit positiv ist, wenn sich der Stern von der Erde wegbewegt, und negativ, wenn sich der Stern auf die Erde zubewegt Study Flashcards On Doppler Method,Transit Method,Astrometric Method at Cram.com. Quickly memorize the terms, phrases and much more. Cram.com makes it easy to get the grade you want Once a star's distance and proper motion are known, they can be used to calculate a star's transverse velocity. Using Doppler shift measurements, astronomers can calculate a star's radial velocity, and then combine it with the transverse velocity to determine the star's true space velocity, or how fast it actually moves through space Is it possible to determine the planet's mass from the star's velocity curve? yes, by measuring both the star's orbital period and its change in velocity over the orbit Consider the planet that causes the stellar motion shown in Plot 2 (be sure you have clicked the Plot 2 button in the lower window of the animation) Velocity vector We can now derive expression (1) with respect to time and write v = r˙ = r˙e r + r e˙ r, or, using expression (2), we have v = r˙e r + rθ˙ e θ. (3) Here, v r = r˙ is the radial velocity component, and v θ = rθ˙ is the circumferential velocity component. We also have that v = v r2 + . This means that most confirmed exoplanets have been detected indirectly. There are a number of different indirect methods. One, known as the 'Doppler wobble', or radial velocity, method, measures the change in the radial velocity of the host star as it orbits the common centre of mass (b) radial velocity (c) temperature (d) its size 12. When two atomic nuclei come together to form a new species of atom, it is called: (a) nuclear fission. (b) nuclear splitting. (c) nuclear fusion. (d) nuclear recombination. 13. Examine the figure below. What method of looking for extrasolar planets requires the planet to pass in front of. The radial velocity values from the spectral data can be used to calculate absolute rather than just relative values for the stellar radii. This can then be combined with orbital inclination parameters obtained from the light curve to give the stellar masses and mean stellar densities. The relative luminosities and total luminosity of the. 40The velocity of sound waves is roughly the same for all wavelengths. Suppose that a sound wave has a wavelength of one meter and a frequency of 500Hz. The wavelength of a 1000Hz sound wave would then be a. 1000 m. b. 1/2 m. c. 1 m. d. 500 m. e. 2 m Question: There Are Several Methods Of Extrasolar Planet Detection Currently In Use. Which Properties Of A Planet Does Each Method Discover? Sort The Following Methods Into The Appropriate Categories. Items (4 Items) (Drag And Drop Into The Appropriate Area Below Microlensing Method Transit Method Radial Velocity Method Astrometry Method Categories Mass Of The. Radial velocity (measured in km/s) is the velocity along the line of sight away from (considered a positive velocity) or toward (negative velocity) the observer. (Astronomers actually correct observed motions for that of Earth, hence recorded velocities are relative to the Sun.) Radial velocity is determined from the Doppler effect in the spectra of the stars The following is a list of 456 extrasolar planets that were only detected by radial velocity method -- 31 confirmed and 323 candidates, sorted by orbital periods. Since none of these planets are transiting or directly observed, they do not have measured radii and generally their masses are only minimum Question 7: In general, how does decreasing the orbital inclination affect the amplitude and shape of the radial velocity curve? Explain why. Question 8: Assuming that systems with greater amplitude are easier to observe, are we more likely to observe a system with an inclination near 0° or 90°. Explain why. Return the simulator to Option A.Note the value of the radial velocity curve amplitude Radial Velocities in a Spectroscopic Binary System: These curves plot the radial velocities of two stars in a spectroscopic binary system, showing how the stars alternately approach and recede from Earth. Note that positive velocity means the star is moving away from us relative to the center of mass of the system, which in this case is 40. For this, the Radial Velocity method (as noted earlier) is the most reliable, where astronomers look for signs of wobble in a star's orbit to the measure the gravitational forces acting on. Accretion disks are a ubiquitous phenomenon in astrophysics active galactic nuclei, protoplanetary disks, and gamma ray bursts all involve accretion disks. These disks very often give rise to astrophysical jets coming from the vicinity of the central object. Jets are an efficient way for the star-disk system to shed angular momentum without losing too much mass Radial velocity is the motion of an object toward or away from us. The Doppler shift is a measure in the change in wavelength or frequency of a wave (sound, light) because the object is moving toward (blue shifted) or away (red shifted) from us as it makes its sound. [10 pts] Describe, qualitatively, the method by which astronomers are now. Extrasolar planet, any planetary body that is outside the solar system and that usually orbits a star other than the Sun. Extrasolar planets were first discovered in 1992. More than 4,000 are known, and about 6,000 await further confirmation. Learn more about extrasolar planets in this article Since the speed of light is a universal constant, we can then calculate the radial velocity of the star. Example 1: The Doppler Effect. A particular emission line of hydrogen is originally emitted with a wavelength of 656.3 nm from a gas cloud. At our telescope, we observe the wavelength of the emission line to be 656.6 nm A velocity of 600 fps could be reached in descent. A bullet fired at a high-arching angle would have to maintain a flight path without tumbling and land nose forward to maintain sufficient velocity to achieve tissue penetration. Such events are possible, but improbable. (Das et al, 2013) (Hyneman and Savage, 2006 The proper motion (μ) has a magnitude and a direction, and is often broken down into the components of right ascension (μ RA) and declination (μ Dec) where. μ 2 =μ RA 2 + μ Dec 2. The product of a star's proper motion μ and distance D yield the transverse velocity V T = μD (ie the velocity perpendicular to our line of sight). When combined with the radial velocity the 3D space. The tangential velocity is measured at any point tangent to a rotating wheel. Thus angular velocity, ω, is related to tangential velocity, V t through the formula: V t = ω r. Here r is the radius of the wheel. Tangential velocity is the component of motion along the edge of a circle measured at any arbitrary instant 69) If a star has an extrasolar planet, the amplitude of its radial velocity curve is related to the planet's A) mass B) orbital shape C) orbital period D) radius 70) Which of the following extrasolar planets would be easiest to detect using the Doppler shift method? A) a massive planet far from its parent star B) a low mass planet far from its parent star C) a low mass planet close to its. . Tangential Velocity (v t) Measure this from its Proper Motion and Distance: where: m = Proper Motion in arcsec/yr d = Distance in parsecs The formula above gives v t in. Kinematics suvat equations worksheets s solutions examples activities sd and velocity gcse the science hive momentum physics combined aqa revision study rocket acceleration notes calculation using gradient you properties of waves how to learn gcsephysicsninja com official list has many typos mumsnet astrophysics exoplanets radial method 2 ib a level ap homework sheet p2 3 answers Kinematics. The transverse (or tangential) velocity, T, is given by T = V sin λ = 4.74 μ/p where p is the star's parallax in arc seconds. Thus, the parallax of a star is given by p = 4.74 μ cot λ/V r. The key to achieving reliable distances by this method is to locate the convergent point of the group as accurately as possible Use the radial velocity curve graph in the text above. Assume that star A reaches a velocity of 90 kilometers/second and star B reaches only 10 kilometers/second. If the separation distance = 10 A.U., and the orbital period = 10 years, what is the combined mass of the two stars . 100: Term. -the star's radial velocity affects the light we receive from it through doppler effect-stars motion toward or away from the earth affects the light we. (Astronomers call this a transit.) Collaboration with ground-based telescopes can help us measure the mass of the planets, via the radial velocity technique (i.e., measuring the stellar wobble produced by the gravitational tug of a planet), and then Webb will do spectroscopy of the planet's atmosphere Radial Velocity Method This method uses the fact that if a star has a planet (or planets) around it, it is not strictly correct to say that the planet orbits the star. Instead, the planet and the star orbit their common center of mass. Because the star is so much more massive than the planets, the center of mass is within the star and the star. The Transit Method of Detecting Extrasolar Planets. When a planet crosses in front of its star as viewed by an observer, the event is called a transit. Transits by terrestrial planets produce a small change in a star's brightness of about 1/10,000 (100 parts per million, ppm), lasting for 2 to 16 hours The convention for designating exoplanets is an extension of the system used for designating multiple-star systems as adopted by the International Astronomical Union (IAU). For exoplanets orbiting a single star, the IAU designation is formed by taking the designated or proper name of its parent star, and adding a lower case letter. Letters are given in order of each planet's discovery around. Radial velocity — measuring the wobbles in the movement of a star caused by gravitational tugs from an orbiting planet — can reveal the mass, or heft, of the target exoplanet. But that only works if you know, to high accuracy, the mass of the star The radial velocity or 'Doppler shift' method has been the most successful extrasolar planet detection method to date, detecting the vast majority of planets as of this writing. The first extrasolar planets around solar-type stars were discovered in this way (Mayor and Queloz 1995 see also Marcy and Butler 1998 and reference therein. The transit method has been the most successful method for finding exoplanets. NASA's Kepler mission has found over 2,000 exoplanets by using the transit method. The effect requires an almost edge-on orbit (i ≈ 90°). Therefore, following up a transit detection with a radial velocity method will give the true mass 3. Differing colors on radial velocity refer to: a. Temperature differences b. Power transmitter back to the radar c. Height of clouds d. Motion of hydrometeors or particulates toward or away from the radar site 4. As range increases from the radar site, the radar beam tends to climb to higher elevations due to: a. Earth's curvature b The radial velocity method conceptualized (Credit: Las Cumbres Observatory) (). This leads to variations in the speed at which the star moves towards or away from Earth. The radial velocity can be. For this type of motion, a particle is only allowed to move along the radial R-direction for a given angle θ. For a particle P defined in polar coordinates (as shown below), we can derive a general equation for its radial velocity (v r), radial acceleration (a r), circumferential velocity (v c), and circumferential acceleration (a c) Radial velocity studies of stars (binary or single) have played a major role in establishing the shape of the Galaxy. It is still an active field today: for example, one form of the evidence for dark matter comes from the study of the distribution of velocities at different distances from the center of the Galaxy (and for other galaxies) The Doppler effect lets astronomers measure the star's radial velocity: that is, the speed of the star, toward us or away from us, relative to the observer. If there is a massive planet in orbit around the star, the gravity of the planet causes the star to wobble, changing its radial velocity by a small but detectable amount The other now has the velocity, without the added mass of its companion. This gives it a high-velocity kick. About once every 100,000 years, a star is kicked right out of the Milky Way from the. The Uniform Circular Motion Interactive allows a learner to interactively explore the relationship between velocity, acceleration, and force for an object moving in a circle. Visit: Uniform Circular Motion Interactive Check Your Understanding. 1. Anna Litical is practicing a centripetal force demonstration at home Consider a star in a circular orbit in the disc at radius R, having a velocity v. The radial component of the acceleration is v2 R = @ @R and hence v2(R) = R @ @R = 2ˇGR d dR ZR 0 R0 R ( R0)L R0 R dR0 2ˇGR d dR Z1 R ( R0)L R0 dR0 on substituting for from Equation 5.7. These two di erentials of integrals can b Hubble's law, which says simply that a galaxy's velocity (or as is sometimes plotted, its redshift) is directly proportional to its distance, also tells us something important about the state of the universe. If the universe is static and unchanging, there should be no correlation between distance and velocity For example, if I drove 120 miles in 2 hours, then to calculate my linear velocity, I'd plug s = 120 miles, and t = 2 hours into my linear velocity formula to get v = 120 / 2 = 60 miles per hour. Imagine a sphere of Iron, as big as two-third the size of the moon and as hot as 5700 Kelvin. That is the Earth's core. The iron core isn't in its liquid form even at that temperature because it is crushed under immense gravity. This core is surro.. Color-Shifting Stars: The Radial-Velocity Method. Exoplanets and their stars pull on each other. We can't see the exoplanet, but we can see the star move. The star's motion makes its light bluer and redder as seen from Earth 12) The signature of a planet is largest in radial velocity measurements when the planet and star are lined up along the line of sight to the telescope. Answer: TRUE. 13) The signature of a planet is largest in transit measurements when the planet and star are lined up along the line of sight to the telescope. Answer: TRU It's been a great run. From its origins as a list of real planets made by Paul Butler, to the Catalog of Nearby Exoplanets as a chapter of my thesis, to the two iterations of exoplanets.org with its incomparable Exoplanets Data Explorers written by the amazing Onsi Fakhouri, I've been able to watch the field explode from dozens of RV planets to a hundred times that, and the TESS planet wave. The angular momentum of the comet is L = m r v t where v t is the tangential component of the orbit velocity (v t is perpendicular to the radial compent of the velocity v r). Because these two components are perpendicular, they are related to the orbit speed by the Pythagorean theorem: v 2 = v r 2 + v t Notice that this definition indicates that velocity is a vector because displacement is a vector. It has both magnitude and direction. The SI unit for velocity is meters per second or m/s, but many other units, such as km/h, mi/h (also written as mph), and cm/s, are in common use. Suppose, for example, an airplane passenger took 5 seconds to. Detecting Extrasolar Planets (Radial Velocity) Detecting Extrasolar Planets (Transit Method) The Drake Equation Blackbody Radiation Ranking Tasks. February 21, 2016 Paul Robinson. To access the Blackbody Radiation Ranking Tasks, use the following links: Blackbody Radiation Ranking Task #1 A comparison of the proper motion and radial velocity dispersions from a sample of 237 stars, located at an average radial distance of about 10'' from the cluster center, yields a cluster distance.
Berechnen Sie die Orbitalphase beim Plotten der Radialgeschwindigkeitsdaten eines Exoplaneten im Transit - Astronomie
Ziele: Wir berichten über die Entdeckung des Transitplaneten CoRoT-Exo-2b mit einem Zeitraum von 1.743 Tagen und charakterisieren seine wichtigsten Parameter.
Methoden: Wir filtern die CoRoT-Rohlichtkurve von kosmischen Einschlägen, Orbitalresten und niederfrequenten Signalen des Sterns. Die gefaltete Lichtkurve von 78 Durchgängen wird an ein Modell angepasst, um die wichtigsten Parameter zu erhalten. Mit den Spektrographen SOPHIE, CORALIE und HARPS erhaltene Radialgeschwindigkeitsdaten werden kombiniert, um das System zu charakterisieren. Die 2,5-min-gebinnte phasengefaltete Lichtkurve wird durch den Effekt aufeinanderfolgender Bedeckungen stellarer aktiver Regionen durch den Planeten beeinflusst, und die Dispersion im Teil außerhalb des Transits erreicht ein Niveau von 1,09 × 10 -4 in Flusseinheiten.
Ergebnisse: Wir leiten einen Radius für den Planeten von 1,465 ± 0,029 R_Jup und eine Masse von 3,31 ± 0,16 M_Jup ab, was einer Dichte von 1,31 ± 0,04 g/cm^3 entspricht. Der große Radius von CoRoT-Exo-2b lässt sich mit aktuellen Modellen der Evolution bestrahlter Planeten nicht erklären.
Verweise
TESS enthüllt HD118203 b Transite nach 13 Jahren
Entdeckung der Radialgeschwindigkeit
Abbildung 1: 43 Radialgeschwindigkeitsmessungen von ELODIE zeigten die Existenz von HD118203 b (da Silva 2006). Das obere Diagramm zeigt die Messungen der Radialgeschwindigkeit über die Zeit. Das untere Diagramm ist mit der von EXOFASTv2 gefundenen Periode phasengefaltet und zeigt deutlicher die periodische Änderung der Radialgeschwindigkeit des Sterns um 100s m/s, den er von einem Objekt mit minimaler Masse umkreist, die doppelt so groß ist wie die des Jupiter. Abbildung 3 des heutigen Papiers. TESS spioniert einen Transit (oder fünf) aus
Abbildung 2: TESS-Photometrie von HD118203 b. Das obere Diagramm zeigt die von SPOC verarbeitete Lichtkurve und das untere Diagramm zeigt die abgeflachte Lichtkurve, wie sie in EXOFASTv2 verwendet wird. Abbildung 1 des heutigen Papiers. 
Abbildung 3: Alle bekannten durchlaufenden Exoplaneten mit einer Exzentrizität von mehr als 0,05. HD118203 b befindet sich in der Nähe der linken oberen Ecke der Daten. Abbildung 6 des heutigen Papiers. Wie viele weitere könnte TESS finden?
Titel: ORBITALPHASEN-VARIATIONEN DES EXZENTRISCHEN RIESIGEN PLANETEN HAT-P-2b
Liste der Exoplaneten, die durch Radialgeschwindigkeit entdeckt wurden
Planet Masse (MJ) Zeitraum (d) Große Halbachse (AU) Exzentrizität Neigung (°) Jahr der Entdeckung Gliese 876 d 0.021 1.938 0.021 0.2067 50.201 2005 Santamasa 1.500 2.138 0.035 0.0079 2006 2006 GJ 3634 b 0.022 2.646 0.029 0.0801 58.683 2011 Gliese 581e 0.008 3.149 0.028 0.0261 50.537 2009 Tau Boötis b 8.389 3.312 0.048 0.0236 150.521 1996 COROT-7c 0.026 3.698 0.046 0.0018 78.206 2009 Dimidium 0.472 4.231 0.053 0.0132 1995 1995 Saffar 1.266 4.617 0.059 0.0226 147.169 1996 Gliese 581b 0.059 5.369 0.041 0.0159 57.259 2005 Gliese 667 Cb 0.018 7.432 0.054 0.0468 2009 2009 Gliese 581c 0.021 12.929 0.073 0.1674 53.550 2007 HD 38529 b 0.782 14.310 0.129 0.2477 123.331 2000 Galilei 1.030 14.651 0.118 0.0096 126.780 1996 Gliese 667 Cc 0.012 28.155 0.070 0.0127 2011 2011 Gliese 876 c 0.714 30.088 0.131 0.2559 48.071 2001 Brahe 0.214 44.364 0.247 0.0048 53.241 2002 Gliese 876 b 2.276 61.117 0.211 0.0324 83.929 1998 Gliese 581d 0.026 66.800 0.218 0.3809 58.257 2007 HD 20794 d 0.015 90.309 0.388 0.0143 2011 2011 Gliese 876 e 0.046 124.262 0.338 0.0546 120.548 2010 HD 60532 b 3.150 201.825 0.761 0.2776 162.580 2008 Samh 6.673 237.746 0.753 0.2396 16.746 1999 Harriot 0.190 259.805 0.804 0.2963 54.619 2005 Epsilon Reticuli b 4.500 415.241 1.156 0.0583 17.403 2000 Iota Draconis b 9.395 511.098 1.272 0.7124 69.920 2002 HD 147513 b 1.268 540.361 1.265 0.2577 111.525 2002 Thestias 2.409 589.636 1.693 0.0204 90.684 2006 HD 60532 c 7.457 607.065 1.586 0.0383 162.060 2008 Quijote 1.709 643.252 1.495 0.1284 78.867 2000 HD 128311 c 3.215 918.751 1.720 0.1709 49.731 2005 q1 Eridani b 1.493 1040.389 2.055 0.1632 38.640 2003 Majriti 6.094 1302.605 2.527 0.3181 42.633 1999 HAT-P-17c 1.416 1797.885 2.748 0.0968 77.217 2010 Taphao Kaeo 0.541 2391.005 3.532 0.0981 2001 2001 gir 1.552 2502.236 3.383 0.7021 30.110 2000 Lipperhey 4.783 5169.447 5.901 0.0141 53.031 2002 47 Ursae Majoris d 1.624 14001.787 11.477 0.1604 2010 2010
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