Wenn ein Planet vor seinem Stern vorbeizieht, deckt er einen winzigen Teil des Sternenlichts ab. Diese Helligkeitsabnahme – typisch 1% oder weniger – ist der Fingerabdruck des Planeten. Raumteleskope wie Kepler und TESS haben so bereits über 5.000 Exoplaneten entdeckt. Der Simulator zeigt, wie das Licht schwächer wird und wieder zunimmt.
Die Transittiefe ΔF/F = (R_P/R_S)² ist direkt das Flächenverhältnis. Ein Jupiter vor der Sonne würde ~1% verdecken, eine Erde nur ~0,01%. Der Impaktparameter b = a·cos(i)/R_S bestimmt, ob der Transit zentral (flache Lichtkurve) oder streifend (kurzer V-förmiger Einbruch) ist. Für b > 1 gibt es gar keinen Transit. Aus Transitdauer, Periodendauer und Tiefe lassen sich Radius, Bahnabstand und – mit Radialgeschwindigkeit – Masse des Planeten ableiten.
Die Lichtkurve wird aus der geometrischen Überlappungsfläche zweier Kreise berechnet: A_overlap(d) mit d = Abstand der Mittelpunkte. Für lineare Randabdunkelung wird die effektive Sternhelligkeit als Funktion des Abstands vom Scheitel eingebettet. Die Kepler-Mission maß mit 30 ppm-Präzision. Aus der Transitdauer T_d und der Orbitalperiode P folgt: a·sin(i) = R_S√(1+k)²−b²)/(T_d/P·π) mit k = R_P/R_S.
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