Unveiling KELT-23Ab: An Amateur Astronomer's Triumph

Prompt

Create a astronomic poster for this thesis:     Abstract In this research we classified exoplanet KELT-23Ab using the William Optics FLT132 telescope. We calculated the density of this planet by using scientific formulas and verified data. Every number in this formula was taken from NASA Exoplanet Archives, except for the RP / RS. This is the ratio between the radius of KELT-23Ab (RP) and the radius of the belonging star (RS). We found this number by using data from the telescope and processing it into a light curve via the software programme HOPS. We compared our classification with the verified classification of this planet. We found that our calculation was accurate, and we were in fact able to classify this planet. However, our calculated ratio differed slightly from the actual value. The deviation was fortunately small, but this finding did allow us to determine the accuracy of the William Optics FLT132 in the case of classifying KELT-23Ab.   Voorwoord Gedurende ons hele leven zijn we altijd gefascineerd geweest door het heelal. We hebben hier altijd al meer over willen weten, maar we kwamen er simpelweg niet aan toe. In dit profielwerkstuk (PWS) gaan we dan eindelijk onze dromen achter na. We zijn enthousiaste amateursterrenkundigen en hebben dan ook een zeer intrigerend onderzoek opgezet en natuurlijk uitgevoerd. Op deze manier proberen we een bijdrage te leveren aan de wetenschap en uiteraard onze kennis te vergroten. Het heelal is groot, en de sterrenkunde is eveneens een omvangrijk vakgebied. We raakten al snel verdwaald in allerlei onderwerpen en moesten vooral moeite doen om niet te ver af te dwalen. Ons streven gedurende dit onderzoek was dan ook om niet af te drijven, en naar onze mening is dit behoorlijk goed gelukt. Wij willen in ieder geval enorm veel dank betuigen aan onze rots in de branding: Mark van der Grijp. Zonder zijn steun en bijdrage hadden we dit onderzoek nooit kunnen voltooien. De heer Van der Grijp stond altijd voor ons paraat en deinsde niet terug voor moeilijkheden. Ten slotte zijn we zeer dankbaar dat we de mogelijkheid hebben gekregen om aan dit fascinerende project deel te nemen.   Inhoud 1 Inleiding 6 1.1 Hypothese 7 2 Theoretisch kader 8 2.1 Introductie in de astronomie 8 2.1.1 Astronomie 8 2.1.3 Ons zonnestelsel 9 2.1.4 Zwarte gaten 10 2.1.5 Oorsprong heelal 10 2.1.6 Grote figuren in de astronomie (en natuurkunde) 11 2.1.7 Conclusie 11 2.2 Exoplaneten 13 2.2.1 Introductie 13 2.2.2 Geschiedenis 14 2.2.3 Soorten exoplaneten 15 2.2.4 Naamgeving 15 2.2.5 Significantie 16 2.2.6 Ontstaan 16 2.2.7 Conclusie 17 2.3 Transitmethode en lichtcurve 18 2.3.1 Transitmethode 18 2.3.2 Lichtcurve 18 2.3.3 Lichtcurve maken 19 2.3.4 Informatie uit lichtcurve 20 2.3.5 Conclusie 20 2.4 KELT-23Ab 21 2.4.1 KELT-23A 21 2.4.2 Karakteristieken 21 2.4.3 Conclusie 22 2.5 Toepassing gegevens 23 2.5.1 Berekening soortelijk gewicht 23 2.5.2 Rekenen met fouten 23 2.5.3 Conclusie 24 2.6 William Optics FLT132 25 2.6.1 Werking van een telescoop 25 2.6.2 William Optics 25 2.6.3 Specificaties William Optics FLT132 26 2.6.4 Professionele telescopen 27 2.6.5 Trevinca Skies 28 2.6.6 Conclusie 28 3 Onderzoek 29 3.1 Introductie 29 3.2 Onderzoeksopzet 29 3.3 Dataverzameling 29 3.4 Benodigdheden 29 3.5 Methode 30 3.5.1 Data overzetten 30 3.5.2 SELECT DATA AND TARGET 32 3.5.3 RUN REDUCTION 33 3.5.4 INSPECT FRAMES 34 3.5.5 RUN ALIGNMENT 35 3.5.6 PHOTOMETRY (SELECTION) 35 3.5.7 PHOTOMETRY (RUNNING) 39 3.5.8 PHOTOMETRY (INSPECTION) 39 3.5.9 FITTING (SELECTION) 40 3.5.10 Uploaden op ExoClock 42 3.6 Data-analyse 44 3.7 Betrouwbaarheid en validiteit 44 3.8 Beperkingen van de methode 44 4 Resultaten 45 4.1 Verkregen gegevens 45 4.2 Berekeningen 47 4.3 Conclusie 48 5 Conclusie 49 6 Discussie 51 Bibliografie 52 Lijst van figuren 54 Lijst van tabellen 54 Lijst van grafieken 54   1 Inleiding In dit PWS gaan we de kwaliteit van een amateurtelescoop bij het classificeren van de KELT-23Ab onderzoeken. Dit is zeer interessant, aangezien je op deze manier kan bepalen welke telescopen betrouwbaar zijn voor wetenschappelijke onderzoeken. Ons grootse einddoel van dit PWS is het bepalen van de nauwkeurigheid van onze telescoop bij het classificeren van exoplaneet KELT-23Ab. Onze telescoop, of eigenlijk de telescoop van Mark van der Grijp, onze begeleider, heeft de naam William Optics FLT132. Deze telescoop is gepositioneerd in Trevinca, Noord-Spanje. Met behulp van metingen van deze telescoop en geverifieerde, professionele gegevens van NASA Exoplanet Archives proberen we zo nauwkeurig mogelijk het soortelijk gewicht van de exoplaneet KELT-23Ab te bepalen, zodat we vervolgens deze exoplaneet kunnen classificeren. Op deze manier willen we onderzoeken of de William Optics FLT132 betrouwbare metingen geeft met een aanzienlijke nauwkeurigheid bij het classificeren van onze exoplaneet. Door onze uitkomst te vergelijken met de daadwerkelijke classificatie – verkregen via NASA Exoplanet Archives – kunnen we een uitspraak doen over de nauwkeurigheid van ons onderzoek. Met de telescoop kunnen we de verhouding van de straal van de planeet ten opzichte van die van de bijbehorende ster bepalen. Vervolgens kunnen we, met gebruik van natuurkundige formules en waarden van NASA Exoplanet Archives, het soortelijk gewicht van de exoplaneet KELT-23Ab bepalen. Hierbij is de verhouding tussen de stralen van de planeet en ster die is geleverd door de telescoop de enige parameter. Op deze manier kunnen we de twee classificaties vergelijken, en daarna kan de geleverde verhouding nog vergeleken worden met de werkelijke waarde. Met behulp van deze vergelijking, kan de nauwkeurigheid worden onderzocht van de telescoop William Optics FLT132 bij het classificeren van exoplaneet KELT-23Ab. Om dit onderzoek te kunnen uitvoeren hebben we de volgende hoofd- en deelvragen opgesteld: Kunnen we, gebruikmakend van professionele gegevens van NASA Exoplanet Archives en van een zelfgeconstrueerde lichtcurve, verkregen via de William Optics FLT132, exoplaneet KELT-23Ab classificeren? Wat zijn belangrijke zaken die de astronomie ons kan vertellen over het heelal? Wat is een exoplaneet en wat is zijn significantie? Wat is de transitmethode en hoe maak je hiermee een lichtcurve? Wat weten we met behulp van vooraanstaande bronnen al over exoplaneet KELT-23Ab? Hoe kun je uit een lichtcurve en professionele gegevens exoplaneet KELT-23Ab classificeren? Hoe werkt de telescoop William Optics FLT132 en wat zijn de capaciteiten en beperkingen van deze amateurtelescoop? We hebben deze deelvragen gekozen, omdat deze naar onze mening een mooi beeld zullen schetsen van de situatie en veel hulp zullen bieden bij de beantwoording van de hoofdvraag. Nadat we deze deelvragen zullen hebben behandeld, doen we de benodigde berekeningen in de resultaten. Wij denken dat de belangrijkste elementen naar voren komen en een mooi geheel vormen, waardoor we een sterke conclusie kunnen voortbrengen. Het is belangrijk om vooraf te melden dat de eerste deelvraag niet per se de hoofdvraag ondersteunt. Wij hebben er echter voor gekozen, aangezien de astronomie een ingewikkeld vakgebied is, eerst een inleidend hoofdstuk over het heelal te schrijven. Als men al belezen is in de astronomiewereld, kan 2.1 van het theoretisch kader dus worden overgeslagen, maar op deze manier proberen we dit PWS voor iedereen toegankelijk te houden. 1.1 Hypothese Wij verwachten dat het wel degelijk mogelijk is KELT-23Ab te classificeren met behulp van professionele gegevens en een paramater verkregen via een lichtcurve die datapunten gebruikt van de William Optics FLT132. We denken dat we een nauwkeurige berekening kunnen uitvoeren, aangezien we berekeningen verrichten met gegevens van NASA Exoplanet Archives. We maken echter wel gebruik van een amateurtelescoop om onze lichtcurve op te stellen, waardoor de metingen ernstig kunnen afwijken van de norm. Toch denken we dat, als we zeer nauwkeurig te werk zullen gaan, onze metingen nauwkeurig kunnen zijn. We denken dus dat we deze exoplaneet kunnen classificeren, maar verder achten wij de kans niet groot dat onze variabele exact overeen zal komen met de officiële waarde. Wij verwachten dan ook een aanzienlijke afwijking van ongeveer 5%, aangezien onregelmatigheden in de atmosfeer en de beperkingen van onze telescoop de metingen ernstig zouden kunnen hebben verstoord.   2 Theoretisch kader 2.1 Introductie in de astronomie Zolang de mens al naar de sterren staart, is men geïntrigeerd geweest door het heelal. Daarbij stonden bepaalde vragen centraal zoals: waar komen we vandaan? En waarom is het heelal zoals het is? Al eeuwenlang probeert men antwoorden op vragen als deze te vinden. Dat is wat geleerden in de astronomie doen. Astronomen bestuderen, gebruikmakend van de kennis van alle facetten van het heelal, mystieke verschijnselen die de mens zijn hele leven kan doen verwonderen. 2.1.1 Astronomie Allereerst is het belangrijk om een groot misverstand uit de weg te helpen: astronomie en astrologie is niet hetzelfde, wat veel mensen wel lijken te denken. Astrologie is slechts een vorm van waarzeggerij die aan de hand van sterrenbeelden voorspellingen doet over andermans toekomst, terwijl astronomie met behulp van wetenschappelijk onderzoek alle facetten van het heelal bestudeert. Astronomie gebruikt wiskunde, natuurkunde en scheikunde om fenomenen uit het heelal te bestuderen (Pultarova & Carter, 2023). Het is een omvangrijk vakgebied en wordt vaak opgedeeld in twee subgebieden. Zo wordt er onderzoek gedaan in observatieve astronomie (onderzoek met behulp van telescopen en camera’s) en theoretische astronomie (data gebruiken om het heelal te analyseren en te begrijpen). Deze twee vakgebieden bestaan op hun beurt ook uit verscheidene subgebieden: Planetaire astronomie onderzoekt hoe een sterrenstelsel ontstaat en focust op de vorming van planeten, sterren en andere hemellichamen; Astrofysica gebruikt natuurkundige wetten om het heelal te begrijpen en aan te duiden; Astrochemie onderzoekt de aanwezigheid van verschillende atomen, moleculen en ionen in de ruimte en de samenstelling daarvan; Astrobiologie onderzoekt of buitenaards leven mogelijk is, en probeert dit te bewijzen; Stellaire astronomie probeert de levenscyclus van sterren te karakteriseren, en onderzoekt hierbij allerlei verschillende soorten sterren; Kosmologie bestudeert de herkomst van het heelal, en probeert bewijzen te vinden voor bepaalde theorieën over de ontstaanswijze van dit fenomeen. De astronomie telt niet alleen vele interessante vakgebieden, maar kent ook een lange geschiedenis. Door de immense lichtvervuiling van tegenwoordig, valt voor de meeste mensen een hemel bezaaid met sterren amper voor te stellen. We kunnen ons wel voorstellen dat vroeger, toen er nog geen enkele sprake van lichtvervuiling was, een met sterren bezaaide lucht zeker de aandacht van onze voorouders trok. Al duizenden jaren is men geïntrigeerd door het heelal, zo deden de Babyloniërs al rond 1000 v.C. observaties van systematische periodieke bewegingen van hemellichamen. In het begin waren de mogelijkheden natuurlijk zeer beperkt, maar naarmate de mensheid intelligenter werd, werden de mogelijkheden groter. Zo heeft de komst van de telescoop (zie 2.6.1) een bepalende rol gespeeld voor de heropleving van de astronomie. Nooit eerder was er zoveel mogelijk met betrekking tot onderzoek in dit vakgebied, wat zorgde voor een enorme toestroom van enthousiastelingen en ontdekkingen. Ten slotte zorgden ontwikkelingen binnen de ruimtevaart voor verdere ontdekkingen en vooruitgang. Kortom, de astronomie onderzoekt alles wat met het heelal te maken heeft. Zo worden bijvoorbeeld de oorsprong van het heelal, sterren, planeten, sterrenstelsels en zwarte gaten binnen dit vakgebied onderzocht. Het is een ingewikkeld onderwerp waar veel natuurkunde, scheikunde en wiskunde aan te pas komt. 2.1.2 Melkweg Ons zonnestelsel maakt deel uit van de Melkweg (Doorn, Wat we weten over onze thuisbasis in het heelal: het Melkwegstelsel, 2023). De Melkweg is een sterrenstelsel dat een verzameling is van afzonderlijke sterren. Een sterrenstelsel zoals de Melkweg is gigantisch, zo wordt geschat dat het Melkwegstelsel bestaat uit honderd tot vierhonderd miljard sterren. Een enorm zwart gat (zie 2.1.4) vormt het centrum van de Melkweg. Elk hemellichaam draait om dit zwarte gat, waarbij ons zonnestelsel ongeveer 250 miljoen jaar nodig heeft om een volledige ronde te maken. Hierbij is het belangrijk om te weten dat de aarde op 27 000 lichtjaar van het centrum van de Melkweg ligt. De samenstelling van de Melkweg is moeilijk te bepalen. We hebben echter wel enige kennis over de Melkweg. Zo weten we dat het een spiraalvormig sterrenstelsel is met een diameter van 150 000 lichtjaar. Daarnaast bestaat de Melkweg niet alleen uit sterren en planeten, maar is ook voor een aanzienlijk deel gevuld met donkere materie. Donkere materie is onzichtbaar, en heeft een massa, waardoor onderzoekers vermoeden dat het gaat om een deeltje dat ongeveer een kwart van de materie in het heelal vertegenwoordigt (Prins, 2023). Verder zal de Melkweg niet eeuwig bestaan. Wetenschappers verwachten dat de Melkweg zal samensmelten met een ander zonnestelsel, het Andromedastelsel. Dit leidt niet zozeer tot het botsen van planeten een sterren, aangezien de afstanden zeer groot zijn, waardoor onze zon waarschijnlijk nog voor lange tijd zal blijven schijnen. 2.1.3 Ons zonnestelsel Ons zonnestelsel is over het algemeen goed bekend bij de meeste mensen. Toch kan een opfriscursus nooit kwaad. Om de aarde draait de maan, en deze twee draaien gezamenlijk om de zon. Ons zonnestelsel bestaat echter uit meer hemellichamen. Zo telt ons zonnestelsel acht planeten (op volgorde van kleinste tot grootste afstand van zon): Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus (Dobrijevic, 2023). Wetenschappers schatten dat de rand van ons zonnestelsel ongeveer vijftien biljoen kilometer van de zon ligt. Daarnaast bevat ons zonnestelsel ook de dwergplaneet Pluto. Om een goed beeld te schetsen van ons zonnestelsel en de grote verschillen tussen de soorten planeten te laten zien, is het belangrijk om elk apart te bespreken (Nature, 2021): Mercurius is een rotsachtige planeet die op ongeveer 58 miljoen kilometer van de zon staat. Het is de kleinste planeet in het zonnestelsel, en is amper groter dan de maan van de aarde. Toch is het soortelijk gewicht van Mercurius zeer groot, ondanks zijn geringe omvang. Venus is ook een rotsachtige planeet die op ongeveer 67 miljoen kilometer van de zon staat. Deze planeet is de heetste planeet van ons zonnestelsel met een oppervlaktetemperatuur van 465 ˚C. Daarnaast is de oppervlakte bezaaid met vulkanen en bergen. De aarde is evenals een rotsachtige planeet. Deze planeet, ons thuis, staat op 92,9 miljoen kilometer van de zon. Deze afstand zorgt voor een ideale temperatuur, waardoor de aarde geschikt is voor leven. Mars, ook wel bekend als de rode planeet, staat op 142 miljoen kilometer van de zon en is wederom een rotsachtige planeet. Mars vertoont veel gelijkenissen met de aarde. Jupiter is een gasplaneet en de grootste planeet van ons zonnestelsel. Deze planeet heeft ongeveer een elf keer zo grote straal als de aarde en staat op 778 miljoen kilometer van de zon. Jupiter heeft niet een vast oppervlak, maar wel een soort grote oceaan. Het is een zeer stormachtige en winderige planeet, waarbij windsnelheden soms wel kunnen oplopen tot 424 km/h. Saturnus is tevens een gasplaneet die op een afstand van ongeveer 1,4 biljoen kilometer van de zon staat. Saturnus staat bekend om zijn enorme ringen, die uniek zijn in ons zonnestelsel. Uranus is een ijsgigant die op 2,9 biljoen kilometer van de zon staat. De gemiddelde temperatuur is ongeveer -213 ˚C. De atmosfeer van deze planeet bestaat vooral uit waterstof, helium en methaan. Methaan zorgt voor de blauwe kleur van deze planeet. Neptunus is ook een ijsgigant die op 4,5 biljoen kilometer van de zon staat. Deze planeet is de koudste planeet in ons zonnestelsel met temperaturen van ongeveer -210 ˚C. De zwaartekracht op deze planeet is zeer vergelijkbaar met die op aarde. Het zonnestelsel is een interessant fenomeen, en geeft ons fascinerende inzichten in de astronomie. Daarnaast geeft t informatie over verschillende planeten en de enorme afstanden in het heelal. Zo is de afstand tussen Mercurius en Neptunus 4 500 000 000 000 – 58 000 000 = 4 499 942 000 000 kilometer. Deze afstanden zijn door de groottes voor de meesten amper meer te bevatten. 2.1.4 Zwarte gaten Het bestaan van zwarte gaten is inmiddels een algemeen gegeven (Deiters, 2008, pp. 184-185). Voorheen was dit onderwerp nogal omstreden, en waren wetenschappers het niet eens over het bestaan van deze fenomenen. Een hele reeks van indirecte waarnemingen van deze kosmische zwaartekrachtvallen is inmiddels beschikbaar. Als een ster na zijn ineenstorting een straal verkrijgt die kleiner is dan de Schwarzschildradius, wordt die ster een zwart gat. De Schwarzschildradius is een constante die vernoemd is naar de Duitse astronoom Karl Schwarzschild. Als eenmaal een zwart gat is ontstaan, kan materie en straling niet meer ontsnappen. Aangezien de bron geen straling uitzendt, dus ook geen licht, is een zwart gat voor het menselijk oog onzichtbaar. Een dergelijk onzichtbaar object is niet met directe waarneming aan te tonen, maar verscheidene andere processen spelen zich af rond een zwart gat, waardoor het bestaan hiervan kan worden aangetoond. Zo wordt passerend licht door de enorme massa op een bepaalde manier afgebogen. Deze afbuiging is waar te nemen voor astronomen vanaf de aarde. Twee typen zwarte gaten worden onderscheiden: stellaire zwarte gaten en supermassarijke zwarte gaten. De stellaire zwarte gaten ontstaan als gevolg van sterontwikkeling, vaak als gevolg van een supernova-explosie van een massarijke ster. Supermassarijke zwarte gaten kunnen miljoenen of miljarden keer zoveel massa hebben als onze zon. Vaak bevinden deze zwarte gaten zich in het centrum van een sterrenstelsel, waar alle bijbehorende zonnestelsels om heen draaien. 2.1.5 Oorsprong heelal Het ontstaan van het universum, ook wel ‘de oerknal’ of ‘Big Bang’ genoemd, heeft presumptief 13 miljard jaar geleden plaatsgevonden. De oerknaltheorie vertelt ons dat er een klompje energie was en dat deze explodeerde (Doorn, De oerknal: het begin van tijd en het heelal, 2024). Alle materie die in het klompje zat, kwam hierbij vrij. Ook al duurde deze ‘knal’ waarschijnlijk minder dan een seconde, het ontstaan van tijd, ruimte en materie was een feit. De Amerikaanse astronoom Edwin Hubble (1889-1953) deed de beslissende ontdekking om de theorie van de oerknal te ondersteunen (NASA, 2023). Hij nam waar dat de sterrenstelsels die zichtbaar zijn vanaf de aarde, zich van ons verwijderen, iets wat ze sneller doen naarmate de afstand tot de aarde wordt vergroot. Hij meende dat alle sterrenstelsels zich van elkaar verwijderen, en dat ze dus in het verleden ooit dichter bij elkaar hebben gestaan (Deiters, 2008, pp. 38-39). 2.1.6 Grote figuren in de astronomie (en natuurkunde) De geschiedenis kent vele grote natuurkundigen en astronomen. Deze mensen hebben de basis gelegd voor de natuurkunde zoals we die vandaag kennen. We hebben veel aan hen te danken, om deze reden schrijven we in deze paragraaf een klein eerbetoon aan hen die de basis hebben gelegd voor de wetenschap waar wij zo ontzettend veel van houden. Plato (428-347 v.C.) was een van de meest vooraanstaande filosofen van de oudheid (Deiters, 2008, pp. 22-23). Hij veronderstelde dat de aarde het middelpunt van de aarde was, waarbij hij al circulaire bewegingen van planeten beschreef. Zijn leerling Aristoteles (384-322 v.C.) sprak ook al over circulaire bewegingen, en geloofde dat de aarde vaststond in een rond heelal, omringd door allerlei circulaire banen van planeten. Deze beweringen kloppen dan wel niet, toch wijst dit op een vooruitstrevende maatschappij, waarin ruimte werd gemaakt voor dit soort speciale zaken. Nicolaus Copernicus (1473-1543) maakte een radicale verandering aan dit wereldberoemde wereldbeeld waarin de aarde het middelpunt van het universum is. Copernicus stelde dat niet de aarde, maar de zon het middelpunt van het universum was. Dit leidde tot vele conflicten met de kerk, die namelijk de aarde als het belangrijkste orgaan van het heelal zagen en daarmee als het middelpunt. Galileo Galilëi (1564-1642) was een aanhanger van de theorie van Copernicus. Hij kwam met de kerk in conflict, wat hem deed besluiten zijn beweringen terug te nemen. Toch geloofde hij diep in zijn hart nog in het wereldbeeld van Copernicus, wat een belangrijke rol heeft gespeeld in de verdere ontwikkeling van de astronomie. Johannes Kepler (1571-1630) volgde dit nieuwe wereldbeeld op en verfijnde het. Ook stelde hij belangrijke wetten op, die in de hedendaagse natuurkunde nog steeds van belang zijn. Voor Isaac Newton (1643-1727) waren de belangrijkste inspiratiebronnen Galileï en Kepler. Hij onderzocht welke krachten hemellichamen moesten ondervinden om een dergelijke circulaire baan om de zon te maken. Newton groeide uit tot een van de invloedrijkste natuurkundigen van zijn tijd, en is nog steeds bekend door zijn drie natuurwetten: de wetten van Newton. Albert Einstein (1879-1955) formuleerde de relativiteitstheorie. Dit was een zeer belangrijke doorbraak in de natuurkunde en zorgde voor nieuwe inzichten voor de kosmologie. Stephen Hawking (1942-2018) was een natuurkundige, astrofysicus en wiskundige. Stephen Hawking wilde de vier fundamentele krachten samenbundelen in een formule, de wereldformule. Hij is van grote invloed geweest, en heeft miljoenen mensen geënthousiasmeerd over de sterrenkunde met zijn boek Het Heelal. 2.1.7 Conclusie Astronomie en astrologie worden vaak verward, maar ze verschillen fundamenteel van elkaar. Terwijl astrologie voorspellingen doet op basis van sterrenbeelden, richt astronomie zich op de wetenschappelijke studie van het heelal. Historisch gezien is de mensheid altijd gefascineerd geweest door de sterrenhemel. Al duizenden jaren geleden observeerden de Babyloniërs systematische periodieke bewegingen van hemellichamen. Met de komst van de telescoop en de ontwikkeling van de ruimtevaart heeft de astronomie enorme vooruitgangen geboekt. Hierdoor konden wetenschappers zoals Nicolaus Copernicus, Galileo Galilei, Johannes Kepler, Isaac Newton, Albert Einstein en Stephen Hawking grote bijdragen leveren aan ons begrip van het heelal. Ons zonnestelsel maakt deel uit van de Melkweg, een gigantisch sterrenstelsel met naar schatting honderd tot vierhonderd miljard sterren. Centraal in de Melkweg bevindt zich een enorm zwart gat, waar ons zonnestelsel omheen draait. Wetenschappers verwachten dat de Melkweg over vier miljard jaar zal samensmelten met het Andromedastelsel. Het zonnestelsel bestaat onder andere uit de zon, acht planeten (Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus), en de dwergplaneet Pluto. Deze planeten verschillen sterk in afstand tot de zon, grootte en samenstelling. Zwarte gaten, die ontstaan wanneer sterren ineenstorten tot een punt met een straal kleiner dan de Schwarzschildradius, kunnen geen materie en straling meer uitzenden, waardoor ze onzichtbaar zijn voor het menselijk oog. Er zijn twee typen zwarte gaten: stellaire zwarte gaten en supermassieve zwarte gaten. Supermassieve zwarte gaten, die zich vaak in het centrum van sterrenstelsels bevinden, kunnen miljoenen tot miljarden keer de massa van onze zon hebben. Het universum is vermoedelijk dertien miljard jaar geleden ontstaan met de oerknal. Deze theorie, ondersteund door de ontdekkingen van Edwin Hubble, suggereert dat het heelal begon met een explosie van een klompje energie. Alle materie en ruimte zoals we die nu kennen, werden in dat moment gevormd. Hubble ontdekte dat sterrenstelsels zich van ons verwijderen, wat suggereert dat het heelal zich steeds verder uitbreidt. In conclusie, astronomie onderzoekt alles wat met het heelal te maken heeft, van de oorsprong en evolutie van sterren en planeten tot de mysteries van zwarte gaten. Het is een complex vakgebied dat veel natuurkunde, scheikunde en wiskunde vereist, maar het spreekt vrijwel iedereen aan.   2.2 Exoplaneten In het voorgaande subhoofdstuk hebben we een inleiding gegeven in de astronomie. Om dit onderzoek in te leiden is het belangrijk om eerst wat in het kader rondom exoplaneten, het onderwerp, te vertellen. Dit subhoofdstuk is dan ook een introductie omtrent exoplaneten. 2.2.1 Introductie In het kort: exoplaneten zijn planeten die om een andere ster draaien dan onze zon (Anand, et al., 2018, p. 209). In de ruimte bestaan naast de acht planeten in ons zonnestelsel, ook andere planeten, die de naam extrasolaire planeten dragen. Zij draaien niet om de zon, die de functie van onze plaatselijke ster vervult, maar om sterren die wij bijvoorbeeld in de nacht kunnen waarnemen. Exo- is een afkorting van extrasolair. Deze naam komt dan weer uit het Latijn: extra- (= buiten) en sol (= zon). Extrasolair kun je dientengevolge vertalen met ‘buiten de zon’, waardoor met extrasolaire planeten wordt verwezen naar planeten die om een andere ster dan onze zon draaien. Er zijn inmiddels al duizenden exoplaneten ontdekt in alle soorten en maten, en men vindt er steeds meer (Trefil, 2023). Het is echter ingewikkeld om exoplaneten te ontdekken, aangezien ze zo ver van ons verwijderd zijn. Daarnaast stralen de planeten zelf geen licht uit, maar wordt slechts het licht van de ster(ren) weerkaatst. Door deze enorme afstand kan men ze niet door een normale telescoop zien. In de loop der tijd zijn er verscheidene technieken ontwikkeld om exoplaneten te ontdekken en te bestuderen. In deze paragraaf worden de belangrijkste technieken kort toegelicht. Aangezien dit onderzoek uitgevoerd zal worden met behulp van de zogenaamde transitmethode, wordt deze in een apart hoofdstuk nog eens uitgebreid beschreven. Hieronder worden vijf technieken besproken (Ziqi Dai, 2012, pp. 2-9) Transitmethode De transitmethode wordt gewoonlijk het meest gebruikt. Wanneer een planeet om zijn ster draait, komt hij, vanuit ons perspectief, op een gegeven moment voor de zon langs. Hierdoor zal het licht van de zon in zeer kleine mate worden geblokkeerd. Deze transit of overgang kan gemeten worden met behulp van speciale instrumenten, waardoor het bestaan van een exoplaneet kan worden aangetoond. Astrometrie Sterren hebben in principe een vaste baan. In de baan van sterren die een planeet hebben, zit echter een zeer kleine variatie door de zwaartekracht van deze planeet. Deze variaties veroorzaken een kleine, periodieke verschuiving van de ster aan de hemelbol, die door nauwkeurige metingen van de positie van de ster over een lange periode kan worden gedetecteerd. Het bestaan van een exoplaneet kan zo worden aangetoond door de sterbeweging nauwkeurig in kaart te brengen en de invloed van een onzichtbare planeet te berekenen. Astrometrie is met name nuttig voor het detecteren van grote planeten die zich op grotere afstand van hun sterren bevinden. Het vereist echter zeer gevoelige instrumenten en langdurige observaties om de extreem kleine verschuivingen waar te nemen. Radiële snelheid of ‘wiebelende’ sterren Een planeet draait om de ster doordat de ster deze planeet aantrekt met gravitatiekracht. De planeet oefent echter ook gravitatiekracht uit op de bijbehorende ster, zij het in beperkte mate. Hierdoor zal de ster ook een beetje gaan draaien of 'wiebelen'. In deze context verwijst de radiale snelheid naar de snelheid waarmee een ster of een ander hemellichaam naar ons toe of van ons af beweegt. Gevoelige instrumenten kunnen deze wiebelende sterren waarnemen door middel van Dopplerverschuiving (dopplershift) in het lichtspectrum van de ster, waarmee het bestaan van een exoplaneet kan worden aangetoond. Microzwaartekrachtlens Deze methode is gebaseerd op het feit dat het licht van de achtergrondster wordt gefocust door de zwaartekracht van een tussenliggende ster of planeet. Door de extra hoge pieken van straling, kunnen astronomen met gevoelige instrumenten exoplaneten ontdekken, alhoewel de uitlijning van twee sterren een zeer zeldzaam fenomeen is. Directe afbeeldingen Een coronagraaf heeft de speciale werking dat het licht van een ster kan blokkeren. Door zo’n coronagraaf vervolgens in een telescoop in te bouwen, kun je verschillende sterrenstelsels bekijken zonder het felle licht van de bijbehorende ster. Hierdoor kunnen astronomen de zwakkere lichtbronnen ontdekken, namelijk de exoplaneten. Dit is een vorm van een directe afbeelding van de planeet. 2.2.2 Geschiedenis Al eeuwenlang houdt men zich bezig met de vraag of er planeten voorkomen buiten ons zonnestelsel. Met de contemporaine technologieën is het aantonen van planeten uit een ander zonnestelsel mogelijk; vroeger was dit volstrekt niet mogelijk. Echter meenden astronomen ook toen al dat zogeheten exoplaneten wel degelijk konden bestaan. Zo was de Griekse wijsgeer Epicurus tweeduizend jaar geleden al overtuigd van het bestaan van een oneindig aantal stelsels als het sterrenstelsel (Casoli & Encrenaz, 2006, p. 1). Sinds de jaren ’30 van de vorige eeuw waren astronomen ook echt in de veronderstelling dat hun apparatuur hen ertoe in staat bracht om exoplaneten te ontdekken. Zo dacht de Nederlandse astronoom Peter van de Kamp (1901-1995) een exoplaneet ontdekt te hebben, maar later onderzoek heeft bewezen dat dit niet het geval was (Matson, 2013). De eerste exoplaneet werd ontdekt in 1992 door de Amerikaanse astronomen Alex Wolszczan en Dale Frail. Deze planeet draait om een ster die weinig overeenkomsten vertoont met sterren zoals de zon. In 1995 vonden twee Zwitserse wetenschappers, Michel Mayor en Didier Queloz, de eerste exoplaneet die draait om een ster die vergelijkingen vertoont met onze zon (Anand, et al., 2018, pp. 243-244). Dit soort ontdekkingen resulteerden in een doorbraak in de astronomie en spoedig volgden andere ontdekkingen en ontwikkelingen. Sindsdien zijn er met behulp van verscheidene detectiemethodes al duizenden exoplaneten geïdentificeerd. Ter indicatie: volgens NASA staat de teller op ruim vijfduizend ontdekte exoplaneten (Trefil, 2023). 2.2.3 Soorten exoplaneten Naarmate er meer exoplaneten werden ontdekt, nam de noodzaak om termen te gebruiken om ze te beschrijven, toe. Onderstaande tabel biedt een overzicht van deze termen. Belangrijk om vooraf te vermelden is dat de waarden in de kolom ‘grootte/massa/soortelijk gewicht’ met de eenheid M erachter, vertellen hoe groot de massa van deze planeet is in vergelijking met de in het subscript vermelde planeet. Zo is een hot Jupiter 0,4-12 MJ. J verwijst naar de planeet Jupiter in ons zonnestelsel, dus een hot Jupiter heeft een 0,4-12 keer zo grote massa als Jupiter. Dezelfde regels gelden voor de eenheid R. Hiermee wordt verwezen naar de straal van de planeet, en in dit geval wordt het dan vergeleken met de straal van de aarde (E(arth)). Term Massa/Straal/Soortelijk gewicht Belangrijke aantekeningen Hot Jupiter 0,4-12 MJ 200-1500 kg/m3 Planeet in de Jupiterklasse met een korte omlooptijd (1-110 dagen) rond zijn ster. Hot Neptune ~0.05 MJ ~20 ME 300-2000 kg/m3 Planeet in de Neptunusklasse met een afstand van 1 AU tot zijn ster. Mini-neptune 0,01-0,03 MJ 4-10 ME 1500-3500 kg/m3 Planeet met een rijk aan waterstof (H) en Helium (He) dikke atmosfeer. Super-Earth 1,4-10 ME 1,2-2 RE 4000-8000 kg/m3 Zelfde als een mini-neptune, maar hoeft niet per se een substantiële atmosfeer te hebben. Waterworld 1,4-10 ME 1,2-2 RE 1000-3000 kg/m3 Een super-earth waarbij de totale massa van de planeet voor ongeveer 10% wordt bepaald door oceanen. Earth-like 0,5-1,4 RE 5000-5500 kg/m3 Lijkt op de aarde, alhoewel er meer wordt gekeken naar de grootte en massa dan bijvoorbeeld de temperatuur. Tabel 2.1. Overzicht van soorten exoplaneten (Anand et al., 2018) Planeet Massa (kg) Straal (km) Jupiter 1,900 ∙10^27 69 910 Zon 1,9884 ∙10^30 696 300 Aarde 5,972 ∙10^24 6371 Tabel 2.2 Overzicht van belangrijke waarden van hemellichamen (Bouwens, et al., 2013) 2.2.4 Naamgeving Volgens de formele conventie wordt elke exoplaneet vernoemd naar de naam van zijn ster (Koziol, 2016). De letters die volgen, geven de volgorde aan waarin de planeten zijn ontdekt. De eerste ontdekte planeet krijgt de letter ‘b’, de volgende de letter ‘c’ et cetera (‘a’ wordt niet gebruikt). De eerste ontdekte exoplaneet ooit, de ‘51 pegasi b’ (zie 2.2.2.), heeft dus de letter ‘b’ omdat dat de eerste ontdekte exoplaneet is die draait om ster 51 pegasi. Soms, zoals bij onze exoplaneet, wordt er een tweetal letters gebruikt. In ons geval de KELT-23Ab. Dit wil zeggen dat er sprake kan zijn van een systeem dat bestaat uit meerdere sterren. Door het toevoegen van een extra letter, wordt duidelijk gemaakt om welke ster de desbetreffende planeet draait. Zo draait de KELT-23Ab om de ster met de naam KELT-23A. 2.2.5 Significantie We weten nu dat werelden buiten ons zonnestelsel daadwerkelijk bestaan. Sommige exoplaneten vertonen opmerkelijke gelijkenissen met de werelden die we hadden verwacht te bestaan, maar sommige hebben wetenschappers verrast. Wetenschappers veronderstellen dat elke ster minstens één exoplaneet om haar heen heeft. Dit zou dus betekenen dat er biljoenen planeten zijn in het universum. Voorheen had men van ‘slechts’ acht planeten van ons eigen zonnestelsel de mogelijkheid om onderzoeken te doen en was ons perspectief op wat soort planeten- en zonnestelsels er kunnen bestaan, beperkt. Daartegenover staat het nu, waarin we meer dan vijfduizend exoplaneten hebben ontdekt. Door elke ontdekte exoplaneet wordt onze kennis over hoe het universum werkt, vergroot. Zo kunnen exoplaneten verschillen van planeten in ons zonnestelsel; ze zijn van verschillende grootte en waarschijnlijk uit verschillende materialen gevormd. Dit geef ons meer inzicht in het begrijpen van ons eigen ontstaan. Daarnaast verrijkt het onderzoeken van exoplaneten onze kennis over andere bewoonbare werelden. Dit kan ook interessante inzichten teweegbrengen voor de verbetering van het leven op aarde. Door verschillende bewoonbare exoplaneten te onderzoeken, kan bepaald worden wat de beste manier is om een wonder als de aarde te koesteren en te laten voortduren. Kortom, het vinden van exoplaneten is van essentiële waarde. Het is niet alleen waanzinnig interessant, maar brengt ook allerlei voordelen met zich mee. Als mensheid kunnen we veel van exoplaneten leren. Zo stimuleert de ontdekking van exoplaneten de wetenschap tot het doen van vele bruikbare ontdekkingen en vergroot daarnaast ons besef van de wereld. Het ontdekken van exoplaneten is zeer bruikbaar, en het is dan ook belangrijk dat er veel onderzoek naar deze planeten wordt gedaan. 2.2.6 Ontstaan De vorming van planeten is ingewikkeld. Om deze vorming beter te begrijpen, is het handig om eerst de vorming van sterren te bestuderen, aangezien deze twee processen zeer nauw verbonden zijn. De vorming van sterren is een continuïteit (Casoli & Encrenaz, 2006, p. 113-117). De vorming begint met een interstellaire wolk, een uitgestrekt gebied gevuld met gas bestaande uit waterstof, helium en silicaten (opeenhopingen van koolstof). Zo’n wolk is immens groot, aangezien de afmetingen in tientallen lichtjaren worden uitgedrukt. Even voor het idee: een lichtjaar is gelijk aan 9 460 000 000 000 kilometer = 9,46 biljard kilometer. Verder zijn de gaswolken ook intens koud: zo’n tien tot twintig graden boven het absolute nulpunt (-273 °C). In het centrum van de wolk bevinden zich kleine samenklonteringen. In principe zijn deze klonteringen stabiel, maar ze kunnen destabiliseren. Hierbij wordt de zwaartekracht dominant, waardoor de wolk zich begint samen te trekken door zijn eigen gewicht. Hierdoor worden de dichtheid en temperatuur in het centrum van de wolk steeds hoger. Na enkele miljoenen jaren is de temperatuur dusdanig hoog, dat er fusie van waterstof kan plaatsvinden. Er ontstaat een protoster: een ster die bezig is geboren te worden. Rondom deze protoster ontstaat een schijf van gas en stof: de protoplanetaire schijf. Hierin kunnen planeten zich vormen. In de protoplanetaire schijf bevinden zich verscheidene stoffen. Zo zit er waterstof in, het meest voorkomende element in het heelal, maar ook moleculen als koolmonoxide en methanol. Aangezien deze schijven vaak worden blootgesteld aan UV-straling (ultraviolette straling) van de bijbehorende ster, hebben de protoplanetaire schijven vaak een zeer korte levensduur. Zonder deze schijven kunnen planeten nauwelijks tot niet worden gevormd, waardoor het ontstaan van planeten in een relatief ‘korte’ tijd moet plaatsvinden van enkele miljoenen jaren. In deze miljoenen jaren botsen de deeltjes in de gaswolk tegen elkaar aan, wat leidt tot steeds grotere brokstukken, waardoor uiteindelijk zelfs een gehele planeet kan ontstaan. In de werkelijkheid ligt dit proces natuurlijk een stuk ingewikkelder. Het wordt dan ook beïnvloed door allerlei factoren (Kraaijvanger, 2012). Zo is niet alleen de temperatuur en eventuele turbulentie van invloed, maar ook de zogenaamde ijslijn. De aanwezigheid van ijs is niet essentieel voor het ontstaan van rotsachtige planeten, maar wel voor grotere planeten, zoals een Hot Jupiter. De vorming van sterren en planeten hangt dus zeer nauw samen. Protoplanetaire schijven rondom jonge sterren zijn essentieel voor planetenvorming, waardoor de aanwezigheid van zo’n schijf vaak al bewijs levert voor een geheel planetenstelsel rond de desbetreffende ster of een toekomstperspectief biedt voor een planetenstelsel. Het ontstaan van planeten en sterren is een zeer ingewikkeld proces, waar zelfs de wetenschap nog steeds niet helemaal over uit is. 2.2.7 Conclusie Exoplaneten zijn planeten die om een andere ster draaien dan onze zon. Er zijn inmiddels al duizenden exoplaneten ontdekt, en dit aantal neemt gestaag toe. Aangezien de planeten zeer lastig te detecteren zijn, zijn hiervoor speciale wetenschappelijke technieken ontwikkeld (o.a. de transitmethode). Voor deze technieken is vaak speciale apparatuur noodzakelijk om nauwkeurige metingen te verrichten. Volgens NASA zijn er inmiddels ruim vijfduizend exoplaneten ontdekt, en dit is zeer belangrijk voor de wetenschap. Zo kunnen deze planeten variëren ten opzichte van de planeten in ons eigen zonnestelsel. De ontdekking van exoplaneten is zeer bruikbaar, en het onderzoeken hiervan is essentieel voor de toekomst van de astronomie. Ten slotte is de vorming van planeten en sterren een zeer ingewikkeld proces. Wel is bekend dat deze twee processen in zekere zin complementair aan elkaar zijn. Het heelal is dus een zeer waarachtig fenomeen, waar nog lang niet alle mysteries van ontrafeld zijn. 2.3 Transitmethode en lichtcurve In het voorgaande subhoofdstuk hebben we onderzocht wat exoplaneten zijn en wat hun significantie is. Daarnaast hebben we in het kort de meest gebruikte manieren om exoplaneten te ontdekken, besproken. De detectiemanier die wij gaan toepassen in ons onderzoek is de transitmethode. In dit subhoofdstuk gaan we uiteenzetten wat de transitmethode is en wat we daarmee kunnen. Tevens wordt uitgelegd wat een lichtcurve inhoudt en, in het kort, hoe deze wordt geproduceerd. 2.3.1 Transitmethode Exoplaneten zijn niet gemakkelijk waarneembaar en meerdere manieren zijn geschikt om het bestaan van deze planeten aan te tonen. Veruit de meeste exoplaneten zijn gedetecteerd met behulp van de transitmethode (zie figuur 2.4.). De transitdetectietechniek is gebaseerd op een simpel principe: wanneer een planeet voor een ster langs beweegt, blokkeert deze een deel van het licht van de ster, wat resulteert in een kleine afname van de hoeveelheid licht die een waarnemer bereikt (Salyk & Lewis, 2020). Deze gebeurtenis, waarbij de planeet voor de ster langs beweegt, wordt een transit genoemd. Bij een transit passeert een planeet tussen een ster en de waarnemer. Binnen ons zonnestelsel kunnen transits worden waargenomen wanneer Venus of Mercurius tussen de aarde en de zon bewegen. Transits onthullen exoplaneten niet omdat we ze direct vanaf grote afstanden kunnen zien, maar omdat de planeet die voor zijn ster langs beweegt, het licht van de ster enigszins doet afnemen (Hounsell, 2024). Deze afname is zichtbaar in lichtcurves - grafieken die de hoeveelheid ontvangen licht over een bepaalde periode tonen. Wanneer een exoplaneet voor de ster langs beweegt, toont de lichtcurve een daling in helderheid. Deze relatieve afname van de helderheid die men waarneemt gedurende de overgang is evenredig met het kwadraat van de verhouding van de diameters van de planeet en de ster (Casoli & Encrenaz, 2006, p. 67). Hoewel het principe eenvoudig is, brengt de daadwerkelijke detectie van planeten via transits diverse uitdagingen met zich mee. Allereerst de grootte van planeten: planeten zijn veel kleiner dan sterren, waardoor de vermindering in lichtintensiteit minimaal is. Daarnaast moeten de ster en de planeet vrijwel perfect op een lijn staan ten opzichte van de waarnemer om een transit waar te nemen, wat zeldzaam is vanwege de arbitraire hellingen van de planeetbanen. Bovendien moet de ster precies op het moment dat de planeet voorbijkomt geobserveerd worden, en dit is slechts het geval gedurende een klein deel van de baan van de planeet. Een waarnemer moet dus, om een transit van een exoplaneet te detecteren, ofwel zeer veel geluk hebben, of een groot aantal sterren observeren. Anders gezegd: vanwege de kleine kans op een transit voor een specifieke ster, is het noodzakelijk om een aanzienlijk aantal sterren te controleren, om planeten te detecteren met behulp van de transitmethode. 2.3.2 Lichtcurve Een lichtcurve is een grafiek die de variaties in de helderheid van een hemellichaam, zoals een ster, uitzet tegen de tijd. Het laat zien hoe de helderheid van het object verschilt -of niet verschilt- in die periode. Lichtcurves zijn fundamenteel voor het achterhalen van specificaties van planeten en zijn te maken met behulp van de transitmethode. Deze grafiek is een essentieel hulpmiddel in de astronomie en kan waardevolle informatie verschaffen over verschillende astrofysische processen en objecten. Een lichtcurve toont de helderheid (of intensiteit van het licht) van een object op de y-as en de tijd (of fase) op de x-as. In de lichtcurve hiernaast is de x-as de fase, wat het oppervlak van de exoplaneet dat door de ster wordt beschenen, weergeeft. Deze grafiek is het resultaat van het gebruik van de relatie van de sterren ter vergelijking met de doelster, om de bevindingen te normaliseren. De punten op de grafiek tonen de helderheid van de ster op het moment van elke waarneming, terwijl de verticale streepjes de geschatte fouten aangeven die horen bij elke helderheidsmeting (standaarddeviatie). Daarnaast zijn er twee kleuren zichtbaar in de grafiek. De rode lijn is het best passende model op basis van de verkregen data en trekt dus als het ware de best mogelijke lijn door de datapunten. De turquoise lijn geeft de verwachte loop van de grafiek weer, gebaseerd op de parameters. De onderste grafiek geeft het verschil weer tussen de data en het beste model (Tsiaras, 2020). De ‘residuals’ op de y-as zijn een maat voor kwaliteit van de data, en de hoeveelheid ruis (noise) de data heeft. Voor de STD (standaarddeviatie) en AutoCorr (Autocorrelatie) geldt hoe kleiner deze getallen zijn, hoe beter een trendlijn getekend kan worden en dus hoe nauwkeuriger de metingen zijn geweest. De Autocorrectie geeft aan in hoeverre HOPS moet afwijken om die lijn te trekken. Alles onder de 0,20 wordt gezien als voldoende nauwkeurig. In het geval van de lichtcurve in figuur 2.8. is de AutoCorr hoog (0,4) evenals de STD. In de grafiek is een duidelijk afwijking tussen de turqouise en rode lijn te zien, wat indiceert dat de metingen niet overeenkomen met het verwachte resultaat. Een astronoom wil uiteraard een zo laag mogelijke afwijking en dat de rode en turquoise lijn zo goed mogelijk overeenkomen. In de grafiek staat rechtsonder ook nog de O-C. Dat is de Observed time – Calculated Time, oftewel de tijd die we hebben waargenomen en de verwachte tijd. T0 is het tijdstip waarop de transit begint, verder is R_p/R_s is de straal van de planeet vergeleken met de straal van de ster. Een astronoom wil dat de waarde van R_p/R_s van het ‘best-fit model’ zo dicht mogelijk komt bij de waarde van het ‘expected model’. De duration geeft aan hoelang de transit duurde. Exposure time (Exp), of belichtingstijd, is de periode waarin de detector van een telescoop wordt blootgesteld aan licht van het astronomische object. Ten slotte geeft de filter simpelweg aan welke filter is gebruikt bij de metingen. In dit geval is dat dan ‘clear’. 2.3.3 Lichtcurve maken Het verkrijgen van een lichtcurve begint met het verzamelen van gegevens door een reeks opnames van de ster te maken met een telescoop of door gebruik te maken van gegevens van ruimtetelescopen zoals Kepler. Deze opnames worden vervolgens gecorrigeerd voor instrumentele en atmosferische effecten met behulp van dark frames, flat frames en bias frames. Een bias-frame is een opname gemaakt met de kortst mogelijke belichtingstijd van de camera (Astrobasics, 2024). Dit frame bevat zowel de door de fabrikant ingestelde ‘offset-waarde’ als de uitleesruis van de camera. Omdat de dark current bij deze korte belichtingstijd vrijwel afwezig is, wordt dit frame gebruikt om de constante offset-waarde van de werkelijke signaalmetingen af te trekken. Het wordt verkregen door de camera af te schermen zodat er geen licht op de sensor valt, en vervolgens twintig tot vijftig opnames te maken die daarna worden gemiddeld. Dark-frames worden gebruikt om ongewenste effecten zoals dark current en defecte pixels (hete en dode pixels) uit de licht- of sub-frames te verwijderen. Deze frames worden gemaakt door de camera af te dekken en opnames te maken onder dezelfde omstandigheden als de wetenschappelijke opnames, waaronder dezelfde belichtingstijd en chiptemperatuur. Vervolgens worden vijftien tot dertig van dergelijke opnames gemaakt en deze worden samen gemiddeld. Op deze manier ontstaat een gemiddeld dark-frame dat van de wetenschappelijke opnames kan worden afgetrokken om deze ongewenste effecten te corrigeren. Flat-frames worden gebruikt om onder andere ongelijke beeldverlichting te corrigeren, die veroorzaakt kan worden door stof of vuil in het optische systeem. Deze frames worden verkregen door de camera in dezelfde positie te houden als bij de wetenschappelijke opnames en foto's te maken van een gelijkmatig verlichte bron. De belichtingstijd wordt zo ingesteld dat het histogram in het midden van de schaal ligt. Vervolgens worden vijftien tot dertig opnames gemaakt en gemiddeld. Instrumentele en atmosferische effecten kunnen op deze manier effectief worden gecorrigeerd, waardoor de uiteindelijke lichtcurves nauwkeuriger zullen zijn. Hierna wordt de exacte positie van de ster in elke opname bepaald via astrometrie. Deze stap valt onder beeldverwerking. Vervolgens wordt de helderheid van de ster gemeten door een cirkelvormig gebied (aperture) rond de ster te selecteren en de achtergrondhelderheid af te trekken. Zo verkrijgt men de daadwerkelijke helderheid van de ster, een proces dat aperture photometrie wordt genoemd. Tot slot wordt de helderheid van de ster vergeleken met nabijgelegen referentiesterren, om afwijkingen door instrumentele en atmosferische effecten te minimaliseren. De grafiek die hieruit volgt, is de lichtcurve. Voor ons onderzoek maken we gebruik van het softwareprogramma HOPS (Holomon Photometric Software) (Tsiaras, 2024). Een uitgebreide methode is te vinden in 3.5. 2.3.4 Informatie uit lichtcurve In figuur 2.9. is een duidelijk dip te zien in de grafiek, wat de transit weergeeft. Door de helderheid over een bepaalde periode te meten, kunnen astronomen patronen en veranderingen in de lichtemissie van het object bestuderen. De mate van helderheidsverandering kan informatie geven over de grootte van een object of de intensiteit van een uitbarsting. Een diepe daling in een lichtcurve van een exoplaneettransit kan bijvoorbeeld duiden op een grote planeet. De tijd tussen opeenvolgende helderheidsminima of -maxima helpt bij het bepalen van de omloopperiode van een exoplaneet of de pulsatieperiode van een veranderlijke ster. De specifieke vorm van een lichtcurve kan verschillende eigenschappen onthullen. Een V-vormige dip kan wijzen op een gedeeltelijke bedekking van de ster, terwijl een bredere en plattere dip kan wijzen op een volledige bedekking. Ten slotte geeft de lichtcurve ook de waarde van de straal van de planeet ten opzichte van die van de ster, de RP / RS. 2.3.5 Conclusie Bij de transitmethode voor het detecteren van exoplaneten, wordt een lichtcurve gebruikt om kleine dips in de helderheid van een ster te detecteren. Deze dips ontstaan wanneer een planeet voor de ster langs beweegt en een deel van het licht blokkeert. De karakteristieke U-vormige daling in de lichtcurve kan worden geanalyseerd om de grootte, baan en zelfs de atmosfeer van de exoplaneet te bepalen. Een lichtcurve kan geproduceerd worden met behulp van datapunten van een telescoop en het softwareprogramma HOPS. Op deze wijze kan een lichtcurve worden geplot, waaruit allerlei informatie over de planeet gehaald kan worden. Zo wordt de verhouding tussen de stralen van de planeet en bijbehorende ster weergegeven, maar ook andere data zoals foutmarges, en in hoeverre de metingen betrouwbaar zijn.   2.4 KELT-23Ab In dit subhoofdstuk geven we een weergave van de te onderzoeken exoplaneet: KELT-23Ab en de ster KELT-23A. De ontdekking van deze exoplaneet is gepubliceerd in 2019 en is ontdekt door middel van de transitmethode (NASA, 2024). Het is belangrijk om, voordat het onderzoek verder wordt voortgezet, kennis te maken met de planeet en de ster waar het omheen draait, en dat is precies wat we in dit hoofdstuk gaan doen. 2.4.1 KELT-23A De planeet draait om de ster KELT-23A, die zich bevindt op een afstand van ongeveer 376 lichtjaar van de aarde en iets heter en groter is dan de zon. Deze ster is gelokaliseerd in de Kleine Beer, een sterrenstelsel aan de noorderhemel (Whitworth, 2024). Het sterrenbeeld Ursa Minor (Kleine Beer) is aan de noordelijke sterrenhemel en staat bekend als een van de meest herkenbare sterrenbeelden (Christiaens, Ursa Minor - Kleine beer, 2021). Dit komt doordat de Poolster zich binnen dit sterrenbeeld bevindt, vlak bij de noordelijke hemelpool. Amateurastronomen gebruiken Ursa Minor vaak om de helderheid van de hemel te beoordelen. De sterren in dit sterrenbeeld hebben een helderheid tussen magnitude 2 en 6. Wanneer al deze sterren goed zichtbaar zijn, duidt dat op een goede waarnemingsnacht. Vanwege het gebrek aan heldere sterren is Ursa Minor echter alleen goed te zien tijdens bijzonder heldere nachten. Dankzij de Poolster is het sterrenbeeld gemakkelijk te vinden. Door zijn nabijheid tot de noordelijke hemelpool is Ursa Minor gedurende de hele nacht en het hele jaar door te bewonderen. KELT-23A is oranje-rood gekleurd en heeft een temperatuur tussen 3700 en 5200 Kelvin (Whitworth, 2024). De straal van deze ster is R_s= 〖0,9960〗_(-0,0150)^(+0,0150) R_zon.Voor zover bekend bevat het KELT-23A-systeem één exoplaneet: KELT-23Ab. 2.4.2 Karakteristieken KELT-23Ab is een hot Jupiter met een periode van 2,555354 dagen (NASA, 2024). Dit is een korte omloopperiode wat betekent dat hij heel dicht bij zijn ster staat en dus een ‘hot Jupiter’ is. Vanwege de nabijheid van de planeet tot zijn ster, is KELT-23Ab extreem heet. De geschatte temperatuur van de planeet is ongeveer 1700 K (ongeveer 1427 °C) (Johns et al., 2024). KELT-23Ab Specificaties Type Hot Jupiter Massa (Mjup) 〖"0,938" 〗_(-0,044)^"+0,048" Massa (Maarde) 〖"298" 〗_(-14)^"+15" Straal (Rjup) 1,323±0,025 Straal (Raarde) 14,8 Temperatuur (K) 1700 Periode (dagen) 2,2553 Detectiemethode Transit Ontdekkingsjaar 2019 KELT-23Ab is een gasreus, vergelijkbaar met Jupiter, hij is groter maar minder massief. De planeet heeft een straal die ongeveer 1,323±0,025 keer die van Jupiter is en een massa die ongeveer 〖"0,938" 〗_(-0,044)^"+0,048" keer die van Jupiter bedraagt. Hot Jupiters zoals KELT-23Ab zijn belangrijk voor het begrijpen van de migratie van planeten, omdat ze hoogstwaarschijnlijk niet op de plek waar ze nu zijn, zijn gevormd, maar waarschijnlijk naar binnen zijn gemigreerd nadat ze verder van hun ster waren ontstaan. Tabel 2.3. Specificaties KELT-23Ab (NASA, 2024) 2.4.3 Conclusie KELT-23A is een ster in het sterrenbeeld Ursa Minor, gelegen op ongeveer 376 lichtjaar van de aarde, en is iets heter en groter dan de zon. Ursa Minor, ook bekend als de Kleine Beer, is een van de meest herkenbare sterrenbeelden aan de noordelijke hemel vanwege de aanwezigheid van de Poolster. Deze ster helpt amateurastronomen om de helderheid van de hemel te beoordelen, hoewel Ursa Minor als geheel meestal alleen tijdens zeer heldere nachten goed zichtbaar is. KELT-23A heeft een oranje-rode kleur met een temperatuur tussen 3700 en 5200 Kelvin. Het systeem bevat één bekende exoplaneet: KELT-23Ab, de door ons te onderzoeken exoplaneet. Deze exoplaneet is een Hot Jupiter, een gasreus die zeer dicht bij zijn ster staat, met een omloopperiode van 2,2553 dagen en een temperatuur van ongeveer 1700 Kelvin. KELT-23Ab heeft een massa die ongeveer 0,938 keer die van Jupiter is en een straal die 1,32 keer groter is dan die van Jupiter. Daarnaast heeft de bijbehorende ster, KELT-23A, een straal van 0,9960 keer zo groot als die van de zon. Hot Jupiters zoals KELT-23Ab zijn cruciaal voor het begrijpen van planeetmigratie, aangezien ze waarschijnlijk niet op hun huidige locatie zijn gevormd, maar dichter naar hun ster zijn gemigreerd. 2.5 Toepassing gegevens In het vorige subhoofdstuk hebben we de exoplaneet KELT-23Ab al met officiële gegevens geclassificeerd en zijn belangrijke karakteristieken van deze planeet kenbaar gemaakt. In dit subhoofdstuk wordt besproken hoe we met onze eigen variabele (en professionele gegevens) ook de exoplaneet kunnen classificeren. Als de lichtcurve eenmaal geproduceerd is, kunnen met de verkregen variabele berekeningen worden gedaan om de exoplaneet KELT-23Ab te classificeren. Om een dergelijke exoplaneet te classificeren moeten bepaalde waarden worden berekend die aangeven in welke klasse de planeet zich bevindt (zie tabel 2.1.). Op deze manier valt te bepalen of de zelfgeconstrueerde lichtcurve nauwkeurig genoeg is om een planeet te classificeren. Vervolgens kun je nog de verkregen variabele vergelijken met de daadwerkelijke waarde, om een uitspraak te doen over de nauwkeurigheid van de William Optics FLT132. 2.5.1 Berekening soortelijk gewicht De verkregen variabele uit de lichtcurve heeft de volgende formule (AstroPhil, 2021): ΔF = 〖R_p〗^2/〖R_s〗^2 Hierbij is ΔF de diepte van de ‘dip’ in de lichtcurve, R_p en R_s zijn respectievelijk de stralen van de planeet en ster in meter. In werkelijkheid is deze waarde natuurlijk constant, maar aangezien metingen altijd een foutmarge hebben, kunnen met deze variabele verdere berekeningen worden uitgevoerd. ΔF wordt geleverd door de lichtcurve en R_(p )willen we berekenen. Het voordeel van de gevormde lichtcurve is dat het √ΔFverschaft, waardoor gemakkelijk gerekend kan worden. De straal van de ster is echter onbekend, dus deze wordt gehaald uit professionele gegevens (zie 2.4.1). Vervolgens kan je met de volgende omgebouwde formule R_p berekenen: R_p= R_s √ΔF Vervolgens kan met de verkregen straal het volume van de planeet in m3 worden bepaald. Hiervoor wordt de volgende formule gebruikt (Bouwens, et al., 2013): V =1 1/3 π 〖R_p〗^3 Om het soortelijk gewicht, ook wel bekend als de dichtheid, van de planeet te berekenen, hebben we naast het volume, de massa van de planeet nodig. Dit gegeven wordt van een professionele bron gehaald. Met behulp van de volgende formule kan het soortelijk gewicht worden bepaald: ρ = m/V Hierbij is ρ in kg / m3, m in kg en V in m3. Nu het soortelijk gewicht is bepaald, kan deze waarde worden vergeleken met de waarden in tabel 2.1. en hiermee is de poging tot het classificeren van de desbetreffende exoplaneet voltooid. 2.5.2 Rekenen met fouten Aangezien zelfs de officiële gegevens een bepaalde afwijking hebben, valt hier niet met slechts één waarde te rekenen. In dit onderzoek is het van belang om ook met fouten berekeningen uit te voeren. Het rekenen met fouten is in principe eenvoudig, wat best door een individu zelf bedacht kan worden. Toch hebben we besloten deze theorie in deze paragraaf te verwerken, zodat iedereen dit onderzoek zonder problemen kan uitvoeren. Bij optellen is het rekenen met fouten zeer eenvoudig. In het volgende voorbeeld wordt gebruikgemaakt van de getallen 2_(-3 )^(+3)en 4_(-6)^(+3). Eerst wordt de waarde berekend zoals men het gewend is. Zo is dit in dit voorbeeld 2+ 4 = 6. Om vervolgens ook de fouten te kunnen noteren, wordt eerst bepaald wat de fouten van beide getallen zijn. Zo is van 2_(-3 )^(+3)het grootste getal 2 + 3 = 5 en het kleinste getal 2 – 3 = -1, en van 4_(-6)^(+3) is het grootste getal 4 + 3 = 7 en het kleinste getal 4 – 6 = -2. Hierna kan de grootste waarde van deze optelsom worden berekend door de grootste getallen bij elkaar op te tellen: 5 + 7 = 12. De logische vervolgstap is dan om de kleinste waarde te berekenen met de twee kleinste getallen: -1+-2 = -1 – 2 = -3. Nu zijn in principe de waarden berekend waar de uitkomst binnen valt. Dit is in dit geval -3 tot en met 12. Om het netjes te noteren, wordt eerst het verschil bepaald tussen 6 en 12 (het middengetal en het grootste getal), daarna tussen 6 en -3 (het middengetal en het kleinste getal). Hieruit volgt de volgende notatie van het eindantwoord: 6_(-9)^(+6). Bij vermenigvuldigen wordt exact hetzelfde principe als hierboven gebruikt, maar met een vermenigvuldiging in plaats van een optelsom. In dit voorbeeld worden dezelfde voorbeeldgetallen gebruikt als hierboven. 2 ∙ 4 = 8  5 ∙ 7 = 35  -1 ∙ -2 = 2. Hieruit valt te concluderen dat de uitkomst als middengetal 8 heeft, als grootste waarde 35 en als kleinste waarde 2. Hieruit volgt de volgende notatie (na weer het verschil berekend te hebben) van het eindantwoord: 8_(-6)^(+27). Bij delen wordt een ander principe gebruikt om tot een juiste eindnotatie te komen. In dit voorbeeld worden de voorbeeldgetallen 10_(-5)^(+5) en 20_(-2)^(+3) gebruikt. Het is inmiddels duidelijk dat het van belang is bij fouten om het middengetal van het eindantwoord te berekenen, vervolgens het grootst mogelijke getal te bepalen, waarna het kleinst mogelijke getal moet worden berekend. In voorgaande voorbeelden werd steeds de grootste waarde met de andere grootste waarde gebruikt voor de berekening, bij delen ligt dit principe echter net iets anders. We volgen het stappenplan: eerst het middengetal berekenen, hieruit volgt 10/20 = 0,5. Om vervolgens het grootste getal te berekenen moet het getal boven de deelstreep (teller) zo groot mogelijk zijn en het getal onder de deelstreep (noemer) zo klein mogelijk zijn. Op deze manier krijg je de ‘hoogste’ uitkomst. In dit geval wordt het grootste getal dan ((10+5))/((20-2)) ≈ 0,83. Het kleinste getal wordt verkregen door de teller zo klein mogelijk te maken en de noemer zo groot mogelijk te maken. In dit geval wordt het kleinste getal dan ((10-5))/((20+3)) ≈ 0,22. Hieruit volgt de volgende notatie (na weer het verschil berekend te hebben) van het eindantwoord: 〖0,5〗_(-0.28)^(+0,33). Dit is een korte weergave van hoe gerekend kan worden met fouten. Dit onderzoek vereist relatief weinig rekenwerk, waardoor deze korte uitleg voldoende behoort te zijn. In ingewikkeldere onderzoeken en berekeningen is het echter van belang voor het individu om zich verder te verdiepen in de theorie. 2.5.3 Conclusie Uit de lichtcurve valt de waarde van ΔF af te lezen. Hiermee, samen met een gegeven uit NASA Exoplanet Archives, kan de straal van de exoplaneet worden berekend. Vervolgens wordt het volume van de planeet berekend, waarna het soortelijk gewicht van de exoplaneet kan worden berekend. Op deze manier kan de exoplaneet worden geclassificeerd, en bepaald of de gebruikte telescoop nauwkeurig genoeg is. Daarnaast is het belangrijk om te weten hoe gerekend wordt met fouten, zodat het eindantwoord in de juiste notatie staat. Ten slotte kan de afwijking van ΔF worden bepaald, en hiermee kan ook een uitspraak worden gedaan over de nauwkeurigheid van de telescoop.  2.6 William Optics FLT132 In dit subhoofdstuk gaan we de gebruikte telescoop bespreken. Voor dit onderzoek hebben we gebruikgemaakt van de William Optics FLT132. Deze telescoop heeft zo zijn capaciteiten en beperkingen. Wat zijn de capaciteiten en beperkingen? En hoe staan deze in verhouding tot professionele telescopen? 2.6.1 Werking van een telescoop Een telescoop is een instrument dat wordt gebruikt om verre objecten te observeren. Aan het begin van de 17e eeuw heeft de Nederlander Sacharias Jansen of Hans Lipperhey de telescoop uitgevonden (Cox, 2021). Door de eeuwen heen werd deze uitvinding steeds verder ontwikkeld en verbeterd, waardoor de capaciteiten werden vergroot. Een telescoop is een instrument dat astronomen gebruiken om verre objecten te observeren. De meeste telescopen gebruiken gebogen spiegels om licht te verzamelen uit de nachtelijke hemel en scherp te stellen. De eerste telescopen gebruikten stukken helder glas, ook wel lenzen genoemd. Tegenwoordig worden echter gebogen spiegels gebruikt, aangezien deze lichter en makkelijker te bewerken zijn. Deze spiegels (of lenzen) worden optica genoemd. Naarmate de optiek van de optica groter is, kan men verder in het heelal kijken. Hoe groter de spiegels of lenzen, hoe meer licht de telescoop dan ook kan verzamelen. Licht wordt verzameld door de vorm van de optica. Dat licht is wat we zien als we in de telescoop kijken. Het licht dat binnenkomt, wordt door een bolle lens geconcentreerd en gebogen. Vervolgens vervolgt het licht zijn pad door de buis van de telescoop, waarna het een holle lens tegenkomt. Deze holle lens vergroot het licht enigszins, zodat het geschikt is voor het oog van de mens. Dit maakt het mogelijk om waarnemingen te doen van verre objecten. Om een goed zicht te krijgen, moet de optiek van een telescoop bijna perfect zijn. Er kan absoluut geen sprake zijn van bijvoorbeeld krassen en vlekken. Als het dergelijke problemen heeft, wordt het beeld vervormd of wazig voor de astronoom, wat kan leiden tot complicaties. 2.6.2 William Optics William Optics is een bedrijf dat is opgericht in 1996 door de broers William en David Yang (William Optics, 2017). Het is bekend geworden door een gespecialiseerde productie van telescopen en allerlei accessoires voor astronomie en fotografie. Het doel van hun grootse project was om telescopen te produceren voor amateurastronomen. Het bedrijf is gelokaliseerd in Taiwan, maar het heeft ook kantoren in het buitenland. In de afgelopen tijd heeft William Optics zijn selectie uitgebreid. Enkele kenmerken van William Optics-producten zijn hun innovatieve ontwerpen, hoogwaardige materialen en aandacht voor detail. Ze produceren een breed scala aan telescopen, van refractoren tot astrografische telescopen, evenals een verscheidenheid aan montages, oculairs, filters en andere accessoires die nodig zijn voor astronomische observatie en astrofotografie. William Optics heeft een goede reputatie opgebouwd vanwege de kwaliteit van hun optica en de aantrekkelijkheid van hun producten. Het bedrijf heeft een wereldwijde klantenkring en wordt gewaardeerd om hun klantenservice en ondersteuning. 2.6.3 Specificaties William Optics FLT132 Voor dit onderzoek hebben wij gebruikgemaakt van de William Optics FLT132. Dit is een telescoop van het bedrijf William Optics en is zowel populair bij amateurs als professionele astronomen. De William Optics FLT132 is een telescoop met veel aanzien die gebruikmaakt van een apochromatische triplet lenssysteem. Dit betekent dat de telescoop drie lenselementen heeft die de chromatische aberratie (kleurafwijkingen) zo klein mogelijk maakt, wat leidt tot scherpere en duidelijkere beelden (ZEISS Camera Lenses Team, 2000). In de naam ‘William Optics FLT132’ staat ‘FLT’ voor ‘Fluorite Triplet’. Dit verwijst naar het optische ontwerp van de telescoop, waarbij gebruik wordt gemaakt van een triplet-objectief dat fluoriet bevat. Fluoriet is een kristallijn mineraal met uitstekende optische eigenschappen, zoals een zeer lage dispersie van licht, waardoor chromatische aberratie wordt verminderd. De lens heeft een diameter van 132 mm, wat de hoeveelheid licht aangeeft die de telescoop kan verzamelen. De brandpuntsafstand van de telescoop is 910 mm, wat de afstand weergeeft van de lens tot het punt waar het beeld wordt gevormd (zoomacademy, 2023). De openingsverhouding van de telescoop is f/6.9, wat een maat is voor hoe traag of snel de telescoop is (Harris, 2024). Een lagere f-waarde betekent dat de telescoop meer licht opvangt en geschikt is voor het bekijken van objecten die weinig licht uitzenden. De telescoop heeft een beeldcirkel van 45 mm, wat aangeeft hoe groot het beeld is dat de telescoop kan vormen. Dit is belangrijk voor astronomen omdat het bepaalt hoeveel van de hemel kan worden vastgelegd. William Optics FLT132 Specificaties Lenstype Apochromatic Triplet Triple Lens Diameter (mm) 132 Brandpuntsafstand (mm) 910 Openingsverhouding f/6.9 Beeldcirkel (mm) 45 Focuser Dual Speed 3,7” R&P Focuser / 3,5” Feather Touch Focuser Adapter inclusief M92 Rotator | M922” Rotolock Optische flatteners Ultra 0,72x | FLAT68III 1,0x | FLAT7A 0,8x | FLAT 0,72x Camera formaat APS-C | Full Frame Buislengte (mm) 780-1040 OTA massa (kg) 9 Limietmagnitude 14,5 Prijs ($) 4.378,00 – 5.668,00 De William Optics FLT132 is uitgerust met een dual speed 3,7” Rack & Pinion (R&P) focuser, wat betekent dat grote aanpassingen kunnen worden gemaakt om het beeld scherp te stellen. Er is ook een optie voor een 3,5” Feather Touch focuser, die bekend staat om zijn precisie. Bij de telescoop wordt een M92 rotator adapter meegeleverd, evenals een M92 naar 2” Rotolock adapter. Deze adapters maken het mogelijk om verschillende camera’s aan de telescoop te bevestigen. Voor astronomen biedt de telescoop verschillende optische flatteners: de Ultra 0,72x, de FLAT68III 1,0x, de FLAT7A 0,8x en de FLAT 0,72x. Deze flatteners corrigeren het beeld, wat een beter beeld oplevert. De telescoop is geschikt voor zowel APS-C als full frame camera's, wat betekent dat je verschillende typen camera's kunt gebruiken om foto's van de hemel te maken. Tabel 2.4. Specificaties William Optics FLT132 (William Optics, 2024) De buislengte van de telescoop varieert tussen 780 mm en 1040 mm. De optische tubus (OTA) is 9 kg, wat de totale massa van de telescoop zonder accessoires en statief is. De telescopische limietmagnitude is 14,5, wat betekent dat de telescoop behoorlijk zwakke sterren en objecten kan detecteren die niet met het blote oog zichtbaar zijn. 2.6.4 Professionele telescopen Professionele telescopen bieden natuurlijk meer mogelijkheden dan de William Optics FLT132. Zo maken bekende ruimteorganisaties zoals NASA en ESA ook gebruik van ruimtetelescopen. In deze paragraaf gaan we een tweetal van deze ruimtetelescopen bespreken en toelichten. Allereerst gaan we de James Webb-ruimtetelescoop van NASA bespreken. Deze telescoop is een optische infraroodtelescoop met een spiegel die een diameter van 6,5 meter heeft (Christiaens, Maak kennis met de James Webb Telescope, 2021). Dit technische hoogstandje is vernoemd naar James Webb, een voormalig directeur van NASA. Hij wilde al in 1965 dat NASA zijn telescopen verder zou ontwikkelen en moest inzetten op de bouw van een ruimtetelescoop. De telescoop is pas in 2021 gelanceerd, dit was echter totaal niet de bedoeling. Het streven was om de telescoop al in 2007 te lanceren, maar door vele technische mankementen is er steeds sprake geweest van uitstel. De hoge kosten van dit project zijn dan ook te wijten aan het langdurige proces van fabricatie; men schat dat de kosten zijn opgelopen tot 9,6 miljard dollar. De James Webb-ruimtetelescoop hangt op een hoogte van ongeveer 540 kilometer boven de aarde. Een positie in de ruimte heeft als voordeel dat de waarnemingen van de telescoop niet verstoord kunnen worden door atmosferische onregelmatigheden. De James Webb-ruimtetelescoop bestaat uit beryllium en is bedekt met een laag goud. De hoofdspiegel heeft een oppervlakte van 25,4 vierkant meter. Deze is bevestigd op een zonneschild aan de buitenkant van de telescoop. Het zonneschild is essentieel voor het functioneren van de telescoop, aangezien deze alleen werkt in uiterst koude omstandigheden. Het doel van deze telescoop is om een ruimtetelescoop tot beschikking te hebben die ook kan kijken naar golflengten in het infrarode deel van het elektromagnetisch spectrum. Voorgangers van deze telescoop hadden deze mogelijkheid vaak niet, echter wordt steeds vaker kritiek geuit op het hoge prijskaartje van deze complexe telescoop. De James Webb-ruimtetelescoop is een dure telescoop, maar biedt veel kans aan de wetenschap tot het doen van vele interessante ontdekkingen. Het is een grote toevoeging aan de astronomiewereld, en zal in de toekomst zeker voor een grote toestroom aan prachtige plaatjes uit het heelal zorgen, waar iedereen van kan genieten. De James Webb-ruimtetelescoop is een Amerikaanse telescoop, maar in Europa zijn de ontwikkelingen ook in volle gang. Zo heeft ESA in 2023 de Europese ruimtetelescoop Euclid (NOS, 2023) gelanceerd. ESA beweert dat deze telescoop een primeur is betreft de scherpte. Nog nooit zou een telescoop eerder in staat zijn geweest zulke scherpe beelden van het heelal te maken. Het doel van de Euclid-telescoop is om het heelal in kaart te brengen. In een periode van zes jaar moet deze telescoop miljarden sterrenstelsels waarnemen, waarmee ESA de oorsprong van donkere materie en donkere energie in het heelal wil begrijpen. De Euclid kan net als de James Webb-ruimtetelescoop ook golflengten in het infrarode deel van het spectrum bestuderen. Een belangrijk verschil is echter dat de Euclid een breedbeeldtelescoop is, terwijl de James Webb-ruimtetelescoop slechts kleine gebieden zeer gedetailleerd kan fotograferen. 2.6.5 Trevinca Skies De telescoop die wij hebben gebruikt, staat in Trevinca, Spanje. Trevinca Skies is een belangrijke locatie voor astrofotografie en astronomie-enthousiastelingen. Deze regio staat bekend om zijn heldere luchten en minimale lichtvervuiling, waardoor het een ideale plek is voor sterrenkijken. Trevinca Skies biedt betaalbare mogelijkheden voor het op afstand hosten van telescopen. Dit betekent dat zowel amateurs als professionele astronomen de nachtelijke hemel kunnen observeren en fotograferen zonder fysiek aanwezig te hoeven zijn. Dankzij de hoge ligging en de afwezigheid van lichtvervuiling zijn de omstandigheden in Trevinca Skies ideaal voor astronomische observaties. Dit maakt het een populaire bestemming voor astronomen en liefhebbers van het heelal. Bezoekers kunnen gebruik maken van telescopen, deelnemen aan planetariumshows, en zelfs leren hoe ze hun eigen astronomische foto's kunnen maken. 2.6.6 Conclusie De William Optics FLT132 is een indrukwekkende telescoop die zowel amateurs als (semi-)professionele astronomen aanspreekt vanwege zijn geavanceerde optische ontwerp en gebruiksgemak. Met een apochromatische triplet lenssysteem en een diameter van 132 mm biedt de FLT132 uitstekende beeldkwaliteit door chromatische aberratie effectief te minimaliseren. In vergelijking met professionele telescopen zoals de James Webb-ruimtetelescoop en Euclid, zijn er duidelijke verschillen in zowel technologische capaciteiten als kosten. Professionele telescopen zoals de James Webb-ruimtetelescoop, met een spiegeldiameter van 6,5 meter, bieden veel mogelijkheden voor diepgaande ruimtewaarnemingen, maar komen met een prijskaartje van miljarden dollars en zijn bedoeld voor grootschalige wetenschappelijke projecten. De FLT132 daarentegen, met kleinere afmetingen en een betaalbaardere prijsklasse, is toegankelijker voor amateurs en (semi-)professionele astronomen. Het is een veelzijdig instrument dat geschikt is voor astrofotografie en waarnemingen van een breed scala aan hemellichamen. Door zijn ontwerp en prijs is de FLT132 een populaire keuze onder liefhebbers van astronomie die hoogwaardige optica en gebruiksgemak waarderen. In conclusie biedt de William Optics FLT132 een uitstekende balans tussen prestaties, kwaliteit en toegankelijkheid, wat het een waardevolle investering maakt voor astronomen op zoek naar een geavanceerde telescoop voor serieuze waarnemingen en astrofotografie. 3 Onderzoek 3.1 Introductie De methode is van uiterst belang voor het verkrijgen van een betrouwbaar resultaat. In dit onderzoek is het vooral van belang dat men goed kan werken met het softwareprogramma HOPS om een lichtcurve te produceren. Deze software kan ingewikkeld worden gevonden door leken. In de onderstaande materialen- en methodelijst willen we helderheid scheppen, zodat het onderzoek voor lange tijd feilloos kan worden uitgevoerd. 3.2 Onderzoeksopzet Voor dit onderzoek hebben we kwantitatief onderzoek gedaan. De datapunten zijn al geleverd, waardoor we slechts een analyse van deze datapunten hebben voltooid om een lichtcurve te produceren. De datapunten zijn natuurlijk verkregen via kwalitatief onderzoek, maar die hebben we niet zelf verkregen en behoren dientengevolge niet tot deze methode. Ons onderzoek is een experiment. We onderzoeken in hoeverre de William Optics FLT132 betrouwbare gegevens kan leveren voor de lichtcurve. Door het maken van een lichtcurve, kunnen officiële waarden worden vergeleken met waarden uit deze zelfgeconstrueerde lichtcurve. 3.3 Dataverzameling Wij hebben de exoplaneet KELT-23Ab onderzocht aan de hand van verkregen data over de transit met de William Optics FLT132. De data hebben we gekregen van Mark van der Grijp, onze begeleider, die in het bezit is van een dergelijke telescoop. In feite hebben we zelf amper aan dataverzameling gedaan, maar dit was dan ook niet per se nodig om een antwoord te formuleren op onze hoofdvraag. 3.4 Benodigdheden Macbook met HOPS (Holomon Photometric Software) geïnstalleerd 256 datapunten van KELT-23Ab (foto’s verkregen met de telescoop William Optics FLT132 gelokaliseerd in Trevinca, Spanje) 3.5 Methode Hieronder volgt een stappenplan om dit onderzoek uit te voeren, en een zo nauwkeurig mogelijke lichtcurve te produceren. Stap voor stap wordt het proces uitgelegd, waardoor zelfs een leek het kan begrijpen. 3.5.1 Data overzetten Allereerst is het belangrijk om de data van de USB-stick over te zetten op de computer. De data van de USB-stick (genaamd MAVDG) bevat de volgende gegevens: Open de app Finder door op het Finder-icoontje te klikken. Klik op ‘bureaublad’. Klik op de rechtermuis. Selecteer ‘Nieuwe map’ (figuur 3.1.). Geef de map een duidelijke naam (in de afbeelding DATA WILLIAM OPTICS FLT132) door in het vakje ‘Naamloze map 2’ te typen (figuur 3.2 & 3.3). Nu is er een mapje aangemaakt voor de data, die altijd te vinden is op het bureaublad. De volgende stap is om nu de data van de USB-stick over te zetten naar de nieuwe map. Dit gaat als volgt: Klik op het bureaublad op het mapje ‘DATA WILLIAM OPTICS FLT132’. Zet het scherm van Finder naast dat van het mapje (figuur 3.5.). Sleep alle gegevens van de USB-stick (onder de naam MVDG) naar het mapje onder de naam ‘DATA WILLIAM OPTICS FLT132’. Nu staat alle data op de computer. Het mapje ‘DATA WILLIAM OPTICS FLT132’ zou er nu als volgt uit moeten zien: De volgende stap is om enkele bestanden te ‘unzippen’. Klik twee keer op het bestand met de naam ‘kelt-23Ab-1.zip’. Er verschijnt een nieuw scherm met een laadbalkje: het unzippen is begonnen (figuur 3.6.). Herhaal deze stappen voor de bestanden die eindigen op ..-2.zip en -3.zip. Als dat gelukt is, zijn alle bestanden ge-unzipped. De volgende stap is om nu alles uit de submapjes te halen. Dit gaat als volgt: Klik op een submapje, die te herkennen is aan het blauwe doosje dat ervoor staat. Sleep alle bestanden die in dat mapje staan naar onderen. Doe dit voor alle submapjes. Verwijder hierna alle submapjes. Dit doe je door op het submapje te klikken met de rechtermuis, en ‘Verplaats naar prullenmand’ te selecteren. Nu zou ‘DATA WILLIAM OPTICS FLT132’ er als volgt uit moeten zien: 3.5.2 SELECT DATA AND TARGET Nu is het dan eindelijk tijd om aan de slag te gaan met de data in het softwareprogramma HOPS. Open HOPS en klik op **SELECT DATA AND TARGET** (figuur 3.7.). Er verschijnt nu een nieuw tablad. Klik op ‘Select/Change directory’. Er verschijnt nu een tweede tablad. Selecteer op dit tablad de map met alle metingen. Op het tweede scherm, klik op ‘Choose’ (figuur 3.8.). Vul bij ‘Observation Files’ de letter W in, zodat de data van de William Optics FLT132 wordt geselecteerd. Kijk goed of erachter komt te staan dat er 256 files zijn geselecteerd. Klik op ‘Show files’ om te kijken of de geselecteerde data de data is die gebruikt moet worden. Vul bij Dark files ‘dark’ in, en controleer of erachter staat dat er 10 files zijn geselecteerd. Vul bij Flat files ‘flat’ in, en controleer of erachter staat dat er 20 files zijn geselecteerd. Controleer of de 'location’ klopt. Deze moet ‘+42:13:20.0 353:00:44.0’ zijn. Kies bij ‘Time-stamp’ de optie ‘exposure start’ (figuur 3.9.). Kies bij ‘Filter’ de letter ‘R’ (figuur 3.10.). Klik op ‘Choose Target’. Er verschijnt een tweede tablad. In het tweede venster is te kiezen uit drie opties. Optie 1 is alleen beschikbaar als de RA/DEC in de header van de afbeeldingen zijn opgenomen. Optie 2 is alleen beschikbaar als de computer met het internet is verbonden, en de naam die wordt ingevoerdt, wordt alleen geaccepteerd als deze door SIMBAD kan worden herkend. Optie 3 is altijd beschikbaar, maar de RA/DEC moet worden opgegeven in het formaat hh:mm:ss +/-dd:mm:ss. Voor de te onderzoeken exoplaneet, KELT-23Ab is dit: ‘15:28:35.1921 + 66:21:31.543’. Als er voor een van de opties is gekozen, klik op het tweede tablad op ‘choose’. Controleer of eronder ‘BD+66 911/ Host of: KELT-23Ab’ komt te staan. Controleer of bij elke optie ‘OK’ staat. Als dat het geval is, klik rechtsonder op ‘SAVE OPTIONS & PROCEED’. 3.5.3 RUN REDUCTION In deze stap hoeven geen stappen te worden ondernomen, behalve wachten tot het reductieproces is voltooid. Zodra dit het geval is, gaat HOPS verder naar de volgende stap: inspectie. 3.5.4 INSPECT FRAMES Er verschijnt nu een nieuw scherm. Bij deze stap kunnen foutieve afbeeldingen uit het verdere proces worden verwijderd. Rechtsboven zijn twee grafieken te zien die de diagnostische gegevens van de observatie weergeven. Dit zijn de Sky (boven) en de HWHMM (onder). In het paneel eronder kunnen deze grafieken worden in- en uitgezoomd, verplaatst of opnieuw ingesteld. Deze grafieken zijn bedoeld om frames te achterhalen die zijn beïnvloed door bijvoorbeeld wolken, of een vliegtuig. Door op een punt te klikken (in een van de grafieken), verschijnt er in het linker paneel de afbeelding van dat punt. In de grafiek zal dan op dat punt een rode pijl wijzen. Als er punten duidelijk afwijken van de lijn, moeten deze eruit worden gefilterd. Volg dan deze stappen: Klik twee keer op het punt dat moet worden uitgefilterd, de rode pijl wijst dan op dit punt (figuur 3.13.) Klik op ‘EXCLUDE’ om dit punt te verwijderen. (Klik op ‘INCLUDE’ als dit punt weer terug moet worden gebracht in de grafiek). Door op het vergrootglas te drukken (gele vierkant), kan een gebied worden geselecteerd in de grafiek, wat het selecteren van afwijkende punten makkelijker maakt (figuur 3.16). Als alle afwijkende punten zijn uitgefilterd, klik op ‘SAVE OPTIONS AND PROCEED’ (figuur 3.15). BELANGRIJK: Het uitlijningsproces (volgende stap) is sterk afhankelijk van de eerste afbeelding. Het is dan ook van uiterst belang dat deze niet overbelicht is en dat de tracking representatief is voor de gehele observatie. Als de eerste afbeelding niet van goede kwaliteit is, verwijder deze dan met behulp van de stappen hierboven.   3.5.5 RUN ALIGNMENT Bij deze stap hoeven geen stappen te worden ondernomen. Er kan een melding komen met de vraag of je het wil skippen. Klik dan op yes/ja. 3.5.6 PHOTOMETRY (SELECTION) In deze fase kunnen de doelwit- en vergelijkingssterren worden geselecteerd. De grafiek links toont de eerste afbeelding, met een rood vak dat de sterren aangeeft die gedurende de hele observatie binnen het gezichtsveld waren. De afbeelding kan worden ingezoomd, verplaatst, gedraaid, gespiegeld, en nog meer (in het paneel onder de afbeelding). De eerste stap die moet worden ondernomen is het selecteren van de target-/doelster. Dit gaat als volgt: Selecteer de ‘Targetknop’. Probeer de targetster te vinden (KELT-23A). Doe dit bijvoorbeeld door op ‘PLATE SOLVE IMAGE’ te klikken, mits je verbonden bent met het internet. Lukt dit niet: vergelijk de afbeelding ‘KELT-23Ab_fov.jpg’ met de afbeelding in het linker paneel. In de jpg-afbeelding in ‘WILLIAM OPTICS FLT132’ is de targetster in het midden rood, probeer deze zelfde ster te vinden in de afbeelding in het linker paneel (figuur 3.17). De groene/gele sterren in de jpg-afbeelding in het mapje zijn referentiesterren, waar op dit moment niks mee hoeft worden gedaan. Wanneer de target/doelwit is gevonden, klik twee keer op die ster. Er verschijnt een rode cirkel omheen. Ook worden de positie en allerlei andere gegevens van die ster naast de targetoptie getoond (figuur 3.18) Als de target moet worden vervangen, klik dan twee keer op een ander ster. Om de geselecteerde doelster te verwijderen, klik op ‘Clear’ naast de targetoptie.   De volgende stap is nu om de ‘aperture’ van de target zo aan te passen dat de ster volledig is omsloten door het rode cirkeltje. Er moet geen licht buiten de cirkel komen. De aperture veranderen van een ster werkt als volgt: Selecteer in het rechterpaneel de desbetreffende ster. Zoom in op de ster in het linke paneel. Verander in het rechterpaneel de waarde van de aperture, door erop te klikken en de gewilde waarde in te voeren. Nadat de aperture goed is afgestemd, is de targetster nu in het midden aangegeven met een rode letter ‘T’. Op het linker paneel verschijnen verschillende gele/groene bolletjes, die sterren aangeven die sterk overeenkomen met de targetster. De volgende stap is om sterren rondom de targetster – zo dichtbij mogelijk – aan te klikken, zodat deze referentiesterren worden. Het doel is om de targetster te vergelijken met al deze referentiesterren. Het is namelijk van belang om te weten of de targetster donkerder wordt vanwege een planeet, of vanwege, bijvoorbeeld, een passerende wolk. Referentiesterren verkrijgen gaat als volgt: Selecteer ‘Show stars with flux similar to the target (+/- %) en selecteer de optie 40% in het vakje ernaast. Dit betekent dat de gele sterren binnen 40% van lichtsterkte van de targetster vallen. Volg dezelfde procedure als voor het selecteren van een target, zoals bij 3.5.6 beschreven. Vergeet niet de aperture van de sterren zo aan te passen als beschreven op de vorige bladzijde. BELANGRIJK: Kies de referentiesterren zorgvuldig. Een referentiester moet: Dicht bij de targetster zijn; Min of meer een gelijke magnitude tot de ster hebben; Geen variabele ster zijn. Herhaal deze procedure voor acht of negen verschillende referentiesterren. Het scherm ziet er dan als volgt uit, met de referentiesterren weergegeven met C (en nummer van ster): Klik tot slot op ‘RUN PHOTOMETRY’. 3.5.7 PHOTOMETRY (RUNNING) Bij deze stap hoeven geen stappen te worden ondernomen. Het enige wat gedaan kan worden, is wachten tot het photometry proces is voltooid. HOPS neemt het gemiddelde van alle referentiesterren, waarmee het de targetster vergelijkt. Het meet dus continu de helderheid van de targetster en de referentiesterren. De zwarte punten zijn wat HOPS meet in de aperture en de rode punten geven Point Spread Function (PSF) weer: hoe ziet de ster uit, hoe zijn de pixels gesitueerd. 3.5.8 PHOTOMETRY (INSPECTION) Nu de photometry (running) is voltooid, kunnen vergelijkingssterren worden verwijderd, als deze een negatieve impact op de lichtcurve hebben. Zoek naar onregelmatigheden in de lichtcurven van de vergelijkingssterren. Als deze er zijn, volg dan de volgende stappen: Als bijvoorbeeld vergelijkingsster 6 verwijderd moet worden, dan moet het vakje bij ‘Active Comparison 6’ worden gedeselecteerd. Verwijder de vergelijkingsster dan door ‘Active Comparison X’ te deselecteren, waarbij X staat voor de vergelijkingsster. Als bijvoorbeeld vergelijkingsster 6 verwijderd moet worden, dan moet het vakje bij ‘Active Comparison 6’ worden gedeselecteerd. BELANGRIJK: Als een vergelijkingsster wordt verwijderd, heeft dit impact op alle andere vergelijkingssterren. Denk dus goed na welke ster verwijderd en welke behouden moet worden. Behoud minimaal twee referentiesterren. Klik vervolgens op ‘SAVE RESULTS’. In beeld komt nu een pop-upmelding waar de bestandsnaam in vermeld staat, onthoud deze bestandsnaam en klik op ‘OK’. Klik op ‘PROCEED TO FITTING MENU’. 3.5.9 FITTING (SELECTION) In deze stap wordt de lichtcurve dan echt geproduceerd. Klik rechtsboven op ‘Choose Light-curve file’. Nu ontstaat een pop-upmenu waar het juiste bestand moet worden gekozen. Klik op het betreffende photometry-bestand dat eindigt op ‘APERTURE.txt’. Controleer of rechts onder onder ‘De-trending’ ‘Airmass’ is geselecteerd. Op het linker gedeelte van het scherm is nu een lichtcurve geplot. Klik op ‘RUN TEST’. Er ontstaat nu een lichtcurve, zoals behandeld in 2.3.(2). Deze ziet er als volgt uit: Controleer de lichtcurve of die enigszins overeenkomt met de ‘expected model’ (turquoise lijn). Als dit niet het geval is, kan worden geprobeerd door andere vergelijkingssterren te verwijderen of te behouden een betere lichtcurve te verkrijgen, totdat men zelf tevreden is. Niet tevreden: klik op ‘RETURN TO PHOTOMETRY’, en doorloop de stappen vanaf 3.5.8 opnieuw. Kies bijvoorbeeld andere referentiesterren of verwijder ander referentiesterren bij PHOTOMETRY (INSPECTION) (zie 3.5.8) Als de lichtcurve goed is, klik dan op ‘RUN FITTING’ (figuur 3.30). Let op: vaak zie je na de ‘fitting’ dat de waarden/cijfers zijn veranderd. Dit komt doordat een robuust algoritme er overheen is gegaan en dit hoort zo te zijn. 3.5.10 Uploaden op ExoClock Nu dan eindelijk de lichtcurve is geproduceerd, kan deze worden geüpload op ExoClock. Hiermee wordt de data steeds nauwkeuriger en draagt iedereen zijn steentje bij aan de wereld van de astronomie. In deze laatste paragraaf van de methode wordt beschreven hoe de lichtcurve geüpload kan worden, en wat eventuele vervolgstappen kunnen zijn. Voordat we deze gaan uploaden is het van belang om de juiste telescoop toe te voegen: William Optics FLT132. Volg hiervoor de volgende stappen: Log in op internet met een eigen ExoClock-account. Klik op ‘My Profile’ boven in de taakbalk. Selecteer de optie ‘My Telescopes’. Vul de gegevens van William Optics FLT132 in, zoals weergegeven in de afbeelding hieronder. Dan is het nu tijd om daadwerkelijk de lichtcurve te uploaden. Volg de stappen hieronder: Klik op ‘My Lab’ boven in de taakbalk. Selecteer de optie ‘Upload Observations’. Selecteer onder ‘Telescope*’ ‘Trevinca Observatory – William Optics FLT132 – 5.2’ – ZWO ASI2600mm Pro’. Klik op ‘Browse’. Kies de ‘PHOTOMETRY_APERTURE.txt’ van welke PHOTOMETRY-reeks geüpload moet worden. Klik op ‘Open’. Selecteer onder ‘Planet*’ de onderzochte exoplaneet. In het geval van dit onderzoek is dat KELT-23Ab. Scroll naar onderen totdat je terecht komt bij ‘Filter’. Selecteer hieronder ‘R’ als gebruikte filter (zie 3.5.2). Vul bij ‘Exposure time in seconds’ 60 (seconden) in. Bij ‘De-trending Method’ moet de optie ‘Airmass’ worden gekozen (in het geval van dit onderzoek). Onder ‘Comments’ kan een opmerking worden geplaatst over bijvoorbeeld de weeromstandigheden tijdens de metingen. Denk hierbij aan ‘veel bewolking’ of ‘slecht weer’. Klik op ‘Upload Observation’. Let op: het resultaat dat hieruit voortkomt, kan ook qua waardes verschillen met het de-trended model van HOPS. Dit is niet zorgwekkend. Verder is het enkel en alleen afwachten op feedback van ExoClock. Bij goedkeuring wordt de lichtcurve gepubliceerd op ExoClock. Hierbij wordt er een robuuster algoritme op de lichtcurve losgelaten, waardoor de lichtcurve nog beter wordt. Deze publicatie is bij het eigen account terug te zien onder ‘My Profile’ en dan onder ‘My Observations’. 3.6 Data-analyse Voor het analyseren van de data hebben we gebruik gemaakt van het programma HOPS. Dit is een vorm van data-analyse, waarbij het doel is een zeer nauwkeurige lichtcurve te produceren. Het programma HOPS stelt amateurastronomen in staat om ingewikkelde gegevens te categoriseren en te verwerken in een lichtcurve. Het is dan ook een eenvoudig programma dat uiterst geschikt is voor enthousiastelingen en nauwkeurige data-analyse. 3.7 Betrouwbaarheid en validiteit Om een zo betrouwbaar mogelijk resultaat te verkrijgen, hebben we uitschieters in de verkregen data eruit gefilterd. Op deze manier wordt goede data behouden, en krijg je een zeer nauwkeurige lichtcurve. Daarnaast is dit onderzoek ook zeker valide, omdat we gebruik hebben gemaakt van metingen die met de grootste zorg geproduceerd zijn. Door de transit van de KELT-23Ab te meten met de William Optics FLT132, is een valide onderzoek uitgevoerd en een juist verband gelegd tussen de nauwkeurigheid van de telescoop en de verkregen resultaten. De resultaten zijn waarschijnlijk zeer accuraat, hoewel toekomstige, vergelijkbare onderzoeken nog meer verduidelijking zouden kunnen bieden. 3.8 Beperkingen van de methode Natuurlijk zijn er, zoals bij elk onderzoek, enkele beperkingen die het resultaat van ons onderzoek kunnen hebben beïnvloed. Hierdoor kan de afwijking van de officiële waarden groter zijn gebleken dan die in andere omstandigheden zou zijn geweest. Zo speelt het weer bij het doen van metingen een enorme rol, en zo kunnen er door atmosferische onregelmatigheden ook inconsistenties in de resultaten voortkomen. Daarnaast kan de lens van onze telescoop ook een belangrijke rol hebben gespeeld. Deze lens heeft een beperkte kwaliteit, waardoor een vertekend beeld gecreeërd kan worden. Aan de hoeveelheid datapunten zal een eventuele afwijking in ieder geval niet liggen, aangezien in dit onderzoek gebruik wordt gemaakt van 257 (!) datapunten. 4 Resultaten 4.1 Verkregen gegevens Voor dit onderzoek hebben we verscheidene gegevens nodig. Allereerst onze variabele, ΔF, deze hebben we uit onze lichtcurve gehaald. Uit de lichtcurve is namelijk ΔF te berekenen. Dit is het laagste punt van de grafiek afgetrokken van het hoogste punt van de grafiek, oftewel de diepte van de grafiek. Het maximum in de lichtcurve in grafiek 4.1 is 1,00 (zie groene stippellijn) en het diepste/laagste punt is 0,983 (zie rode stippellijn). Verder hebben we om het soortelijk gewicht te berekenen meer gegevens nodig van de exoplaneet en zijn ster. Zo is de straal van de Kelt-23-A R_s = 0,9960±0,0150. Vervolgens, nadat zowel de straal als het volume van de KELT-23Ab is berekend, is de massa van de KELT-23Ab noodzakelijk. Deze massa bedraagt 〖0,938〗_(- 0,044)^(+ 0,048) M_J (zie 2.4.2). Verder bedraagt M_zon 1,989∙10^30 kg en M_Jupiter 1,898∙10^27kg. Het soortelijk gewicht kan dus worden bepaald met een aantal officiële gegevens en een eigen variabele. In onderstaande paragraaf worden deze berekeningen uitgevoerd met onze eigen variabele, en bepalen we hoe nauwkeurig de William Optics FLT132 is in het geval van het classificeren van de KELT-23Ab. 4.2 Berekeningen ΔF = hoogste punt – laagste punt = 1,00 – 0,983 = 0,017 Hieruit volgt √ΔF = √0,017 = 0,13 Deze waarde zou overeen moeten komen met de gegeven waarde door het programma HOPS. De software geeft bij de geproduceerde lichtcurve √ΔF = 〖0,1308〗_( -0,0024)^( +0,0024) . Daarnaast is de officiële waarde van √ΔF 0,132 (zie R_p/R_* in grafiek 4.2) Berekening afwijking in percentage. Dit komt zeer overeen, maar voor de verdere berekeningen gebruiken we de gegeven waarde door het programma HOPS, aangezien deze nauwkeuriger is. Hierboven hebben we de straal van de exoplaneet KELT-23Ab berekend. De volgende stap is om het volume van de planeet te berekenen. Dat doen we aan de hand van de volgende formule: Nu het volume van de planeet is berekend, zijn we aangekomen bij de laatste stap: het berekenen van het soortelijk gewicht van exoplaneet KELT-23Ab. Dit doen we aan de hand van de volgende formule: 4.3 Conclusie Voor dit onderzoek hebben we een soortelijk gewicht uitgerekend, zoals hierboven is weergegeven. We zijn uitgekomen op een soortelijk gewicht van ongeveer 570 kg/m3. Met dit experiment wilden we bepalen of het mogelijk was met de telescoop William Optics FLT132 en data van NASA Exoplanet Archives exoplaneet KELT-23Ab te classificeren. Volgens tabel 2.1. valt ons soortelijk gewicht zowel binnen de classificatie van Hot Jupiters als die van Hot Neptunes. Hieruit valt te concluderen dat exoplaneet KELT-23Ab ofwel een Hot Jupiter ofwel een Hot Neptune is. Wat verder echter blijkt uit tabel 2.1. is dat de massa van exoplaneet KELT-23Ab overeenkomt met de waarden van een Hot Jupiter en niet met die van een Hot Neptune. De massa is immers ongeveer 0,983 MJ, wat binnen de variabele waarden van 0,4-12 MJ ligt. Door deze twee gegevens, de massa en het soortelijk gewicht, te combineren, valt de exoplaneet KELT-23Ab wél te classificeren. Hieruit volgt dat de exoplaneet een Hot Jupiter is. Verder is er natuurlijk sprake van een afwijking in onze metingen. Om deze weer te geven, hebben we besloten een percentage te berekenen om de fout aan te geven. In dit experiment is √ΔFde variabele, de daadwerkelijke waarde is √ΔF = 0,132, terwijl onze gemeten waarde 〖-0,91〗_(-1,82)^(+1,82)% ervan afwijkt. Dit komt redelijk goed overeen met elkaar.  5 Conclusie Het doel van dit onderzoek was om te determineren of exoplaneet KELT-23Ab geclassificeerd kan worden met behulp van de telescoop William Optics FLT132 en enkele professionele gegevens van NASA Exoplanet Archives. Om de exoplaneet te classificeren, was het noodzakelijk om het soortelijk gewicht van KELT-23Ab te bepalen, waarna deze vergeleken kon worden met gegevens over soorten exoplaneten. Bij de berekening van het soortelijk gewicht, maakten we gebruik van een variabele die we verkregen door het maken van een lichtcurve via het softwareprogramma HOPS met de verkregen datapunten die door de William Optics FLT132 zijn geproduceerd. Op deze manier konden we bepalen of deze variabele binnen de marge van het soortelijk gewicht van een Hot Jupiter ligt, om de exoplaneet daadwerkelijk te classificeren. Vervolgens hebben we ook de variabele vergeleken met de officiële waarde, om een uitspraak te kunnen doen over de nauwkeurigheid van de William Optics FLT132. De hoofdvraag was als volgt: Kunnen we, gebruikmakend van professionele gegevens van NASA Exoplanet Archives en van een zelfgeconstrueerde lichtcurve, verkregen via de William Optics FLT132, de exoplaneet KELT-23Ab classificeren? Dit onderzoek heeft aangetoond dat met de William Optics FLT132 de exoplaneet KELT-23Ab zeker geclassificeerd kan worden. De berekeningen hebben aangetoond dat de exoplaneet een Hot Jupiter is, wat overeenkomt met de daadwerkelijke classificatie. Hiervoor was echter niet alleen het soortelijk gewicht voldoende, aangezien deze overlapt met die van een Hot Neptune. Om dit op te lossen hebben we, naast het soortelijk gewicht, ook de massa van KELT-23Ab vergeleken met de verschillende waarden van massa bij verscheidene soorten planeten. Door deze twee gegevens te combineren, kon ook een Hot Neptune worden uitgesloten. Het onderzoek heeft dientengevolge aangetoond dat de William Optics FLT132 betrouwbare gegevens kan leveren in het geval van het classificeren van de KELT-23Ab. Nu duidelijk is dat de telescoop betrouwbare gegevens kan leveren, was het van belang om te bepalen in hoeverre de variabele overeenkwam met de officiële waarde, en derhalve een conclusie te trekken in welke mate deze telescoop geschikt is voor andere wetenschappelijke onderzoeken. De gemeten variabele betrof de R_p/R_s, ook wel de √ΔF genoemd. De afwijking was gering, maar zeker wel noemenswaardig. Bij onze data-analyse is een afwijking opgetreden van 〖-0,91〗_(-1,82)^(+1,82)%. Deze afwijking is echter niet alleen te wijten aan de telescoop. Zo kunnen bepaalde datapunten afwijken als bijvoorbeeld een vliegtuig overvliegt en op deze manier de data (negatief) beïnvloedt. Ook kunnen atmosferische onregelmatigheden een immense impact hebben op de kwaliteit van de data. Natuurlijk zal de telescoop ook zijn imperfecties kennen, maar het is belangrijk om te erkennen dat deze afwijking niet geheel op de telescoop is af te schuiven. Het is dus zeker mogelijk om exoplaneet KELT-23-Ab te classificeren met behulp van de telescoop William Optics FLT132. De variabele wijkt dusdanig weinig af dat dit geen problemen oplevert voor de uitkomst van een soortelijk gewicht binnen de marges van een Hot Jupiter. Het is belangrijk te erkennen dat de telescoop zeker een variabele levert die enigszins verschilt met de officiële waarde, zij het in beperkte mate. Uit het voorgaande valt te concluderen dat onze hypothese grotendeels juist was, echter hadden we een grotere afwijking verwacht, maar onze veronderstelling dat de classificatie mogelijk was, is zeker juist. De telescoop levert dus betrouwbare waarden die zeer geschikt zijn voor verder wetenschappelijk onderzoek; de afwijking is immers gering. De telescoop William Optics FLT132 is zeker een technisch hoogstandje en heeft veel in zijn mars om toekomstige astronomen te helpen tot het doen van verbluffende ontdekkingen. Onze bevindingen tonen aan dat het mogelijk is om met relatief eenvoudige middelen waardevolle astronomische gegevens te verkrijgen. Hoewel de precisie van onze metingen niet kan tippen aan die van professionele observatoria, hebben we toch een redelijke schatting kunnen maken van het soortelijk gewicht van KELT-23Ab. Dit resultaat onderstreept de potentie van amateurastronomie en laat zien hoe burgerwetenschap kan bijdragen aan het grotere geheel van astronomisch onderzoek Verder zijn er nog meer mogelijkheden om verdiepend onderzoek te doen. In de discussie staat uitgebreid beschreven welke aanbevelingen wij hebben voor toekomstig onderzoek. Dit PWS heeft ons veel geleerd over zowel de technische als de theoretische aspecten van astronomie. Ten eerste hebben we geleerd hoe belangrijk het is om nauwkeurige metingen te verrichten en hoe kleine afwijkingen grote gevolgen kunnen hebben voor de uiteindelijke resultaten. Door gebruik te maken van een amateurtelescoop, hebben we ervaren welke beperkingen en uitdagingen er zijn bij het observeren van hemellichamen. We hebben bijvoorbeeld ontdekt dat atmosferische omstandigheden, lichtvervuiling en de kwaliteit van de apparatuur een grote invloed kunnen hebben op de metingen. Met behulp van het softwareprogramma HOPS hebben we een lichtcurve kunnen maken van de exoplaneet KELT-23Ab. Dit proces heeft ons inzicht gegeven in hoe lichtcurves kunnen worden gebruikt om de eigenschappen van exoplaneten te analyseren, zoals hun straal ten opzichte van de bijbehorende ster. We hebben geleerd hoe de transitmethode werkt, waarbij we de vermindering van het licht van een ster meten als een planeet er voorlangs beweegt. Door deze data te analyseren, konden we de straal en massa van KELT-23Ab berekenen en daarmee het soortelijk gewicht bepalen. Daarnaast hebben we geleerd hoe we data moeten verwerken en analyseren, wat een cruciaal onderdeel is van wetenschappelijk onderzoek. Het werken met HOPS heeft ons waardevolle vaardigheden opgeleverd in data-analyse en de interpretatie van wetenschappelijke resultaten. We begrijpen nu beter hoe astronomen tot hun conclusies komen en welke stappen noodzakelijk zijn om betrouwbare data te verkrijgen en te interpreteren.   6 Discussie In dit onderzoek is de nauwkeurigheid onderzocht van de telescoop William Optics FLT132 in het geval van het classificeren van KELT-23Ab. De nauwkeurigheid bleek hoog, en had een geringe afwijking ten opzichte van de officiële waarde. Dit betekent dat het mogelijk is om aan de hand van geverifieerde gegevens en een variabele verkregen via een lichtcurve die geconstrueerd is met behulp van datapunten van deze telescoop, een exoplaneet zoals KELT-23Ab te classificeren. De hypothese kwam grotendeels overeen met de uitkomst van dit onderzoek. De hypothese stelde echter wel dat de afwijking groter zou zijn, maar dit bleek niet het geval. Dit geeft weer dat de telescoop zelfs nauwkeuriger is dan we aanvankelijk dachten. Er bestaan niet veel onderzoeken die vergelijkbaar zijn met dit onderzoek. Dit onderzoek heeft aangetoond dat een amateurtelescoop in staat is zeer nauwkeurige metingen te verschaffen, waar zelfs een exoplaneet mee kan worden geclassificeerd. In dit onderzoek zitten ook een paar beperkingen. Zo wordt niet alleen de onnauwkeurigheid van de telescoop gemeten, maar ook de nauwkeurigheid van degenen die de data-analyse via de software uitvoeren. Verder kunnen de datapunten ook worden beïnvloed door het weer of vliegverkeer. Daarnaast hangt de nauwkeurigheid van de metingen natuurlijk ook af van de hoeveelheid datapunten die wordt meegenomen. Als maar enkele datapunten worden genomen, dan wordt een andere lichtcurve geplot dan wanneer honderden datapunten worden ingezet. Wij hebben een keuze gemaakt voor de hoeveelheid datapunten, wat kan leiden tot een verschillend resultaat, dan wanneer men een andere hoeveelheid datapunten zou gebruiken. De uitkomst van dit onderzoek toont aan dat amateurtelescopen kunnen worden ingezet voor wetenschappelijk onderzoek, en dat amateurastronomen niet altijd bang hoeven te zijn om verkeerde data te leveren. Door deze bevinding kunnen er nog meer observaties worden uitgevoerd, wat kan leiden tot meerdere ontdekkingen in het heelal. Het resultaat van dit onderzoek kan daarnaast meer mensen enthousiasmeren voor de astronomie, en hierdoor zullen dientengevolge meer mensen zich verdiepen in de astronomiewereld. Dit kan leiden tot een beter wetenschappelijk resultaat. Verder zijn er nog meer mogelijkheden om verdiepend onderzoek te doen. Zo zouden onderzoekers hetzelfde onderzoek kunnen uitvoeren, maar dan met meer datapunten. Dit zal waarschijnlijk laten zien dat de telescoop nog nauwkeuriger kan opereren dan men denkt. Daarnaast zou hetzelfde experiment ook met andere soortgelijke telescopen kunnen worden uitgevoerd. Op deze manier kunnen de verschillen tussen de telescopen nóg beter in kaart worden gebracht. Ten slotte is het essentieel dat dit onderzoek vaker wordt uitgevoerd, maar dan met datapunten van andere transitwaarnemingen van dezelfde planeet. Op deze manier kan worden bepaald of de afwijking over het algemeen hetzelfde is of ook sterk kan afwijken en kan liggen aan de kwaliteit van de data-analyse door de onderzoeker. De onderzoekers stellen immers de lichtcurve op, en dit kan uiteindelijk ook weer voor diverse afwijkingen zorgen. Bovendien, als dit onderzoek vaker wordt uitgevoerd, zullen meer lichtcurves worden geüpload op ExoClock. Dit hebben wij immers ook gedaan, en op deze manier hebben we bijgedragen aan de wereldwijde database voor deze exoplaneet, wat een zeer goede toevoeging is voor de astronomie. Bibliografie Anand, M., Conway, A., Gilmour, I., Jones, B. W., Patel, M. R., Rothery, D. A., . . . Zarnecki, J. C. (2018). Astrobiology. Cambridge University Press. Confirmed exoplanets by methods EPE. juni 4, 2024, wikipedia: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Confirmed_exoplanets_by_methods_EPE.svg Bouwens, R., Kranendonk, W., van Lune, J., Prop-van den Berg, C., Westra, & Westra, J. (2013). BINAS. In R. Bouwens, W. Kranendonk, J. van Lune, C. Prop-van den Berg, Westra, & J. Westra, BINAS. Noordhoff Uitgevers Groningen. Casoli, F., & Encrenaz, T. (2006). Voorwoord. In T. E. Fabienne Casoli, EXOplaneten; op zoek naar leven buiten ons zonnestelsel. Diemen: Veen Magazins B.N. Christiaens, K. (2021). Maak kennis met de James Webb Telescope. SPACEPAGE: https://www.spacepage.be/artikelen/sterrenkunde/ruimtetelescopen/maak-kennis-met-de-james-webb-space-telescope juni 14, 2024, SPACEPAGE: https://www.spacepage.be/artikelen/waarnemen/sterrenbeelden/ursa-minor-kleine-beer Computable. (2023, januari 4). Wat voor verschillende telescopen zijn er. computable: https://www.computable.nl/persberichten/wat-voor-verschillende-soorten-telescopen-zijn-er/ juli 15, 2024, space.com: https://www.space.com/21950-who-invented-the-telescope.html# Deiters, S. (2008). Astronomie. In S. Deiters, Astronomie (pp. 22-23). Keulen: Komet. Dobrijevic, D. (2023, maart 29). Solar system planets, order and formation: A guide. juni 13, 2024, Space.com: https://www.space.com/16080-solar-system-planets.html Doorn, W. v. (2023, september 22). Wat we weten over onze thuisbasis in het heelal: het Melkwegstelsel. National Geographic: https://www.nationalgeographic.nl/wetenschap/a44911466/melkwegstelsel Doorn, W. v. (2024, 06 11). De oerknal: het begin van tijd en het heelal. National Geographic: https://www.spacepage.be/artikelen/het-heelal/objecten/exoplaneten/algemene-informatie-over-exoplaneten/hoe-worden-exoplaneten-ontdekt egarelmeida. (2021). William Optics Logo PNG Vector. mei 29, 2024, seeklogo: https://seeklogo.com/vector-logo/441733/william-optics ESA. (2024, mei 24). Euclid. juni 4, 2024, NOS: https://nos.nl/artikel/2521680-nieuwe-foto-s-ruimtetelescoop-euclid-overtreffen-alle-verwachtingen Hounsell, R. (2024, juli 16). How to find an Exoplanet with TESS data. NASA Tess: https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/tess/HowToFindAnExoplanet-UserVersion.html Koziol, M. (2016, december 2). No one really knows how to name exoplanets. mei 14, 2024, popscí.com: https://www.popsci.com/how-an-exoplanet-gets-its-names/ Kraaijvanger, T. (2012, september 5). Hoe ontstaat een planeet? SCIENTIAS: https://scientias.nl/hoe-ontstaat-een-planeet/ juli 4, 2024, popularmechanics.com: https://www.popularmechanics.com/space/deep-space/a31223484/milky-way-warped/ Matson, J. (2013, mei 30). 50 Years Ago an Astronomer Discovererd the First Unambiuous Exoplanet (or So He Thought). Scientific American: https://www.scientificamerican.com/blog/observations/50-years-ago-an-astronomer-discovered-the-first-unambiguous-exoplanet-or-so-he-thought/ Meer, B. v. (2012, april 20). Isaac Newton, de ruziemaker. nemokennislink: https://www.nemokennislink.nl/publicaties/isaac-newton-de-ruziemaker/ NASA. (2020, maart 4). Something in Space Warped the Dang Milky Way. april 14, 2024, popularmechanics.com: https://www.popularmechanics.com/space/deep-space/a31223484/milky-way-warped/ NASA. (2021, september 30). How Do Telescopes Work? spaceplace.nasa: https://spaceplace.nasa.gov/telescopes/en/#:~:text=A%20telescope%20is%20a%20tool,%2C%20clear%20glass%2C%20called%20lenses. NASA. (2021, januari). Ken je klassiekers: Pillars of Creation. juni 13, 2024, mira: https://www.mira.be/artikels/2021-01-ken-je-klassiekers-pillars-creation NASA. (2021, december 9). Protoplanetaire schijf. juli 14, 2024, Wikipedia: https://nl.wikipedia.org/wiki/Protoplanetaire_schijf NASA. (2023, September). Edwin Hubble. NASA: https://science.nasa.gov/people/edwin-hubble/ NASA. (2024, juli 15). James Webb Space Telescope. juli 16, 2024, Science.nasa.: https://science.nasa.gov/mission/webb/ NASA. (2024, april). KELT-23 A b. NASA: https://science.nasa.gov/exoplanet-catalog/kelt-23-a-b/ NOS. (2023, november 8). Eerste foto's van ESA-telescoop Euclid zijn 'scherper en mooier dan gehoopt'. juli 5, 2024, NOS: https://nos.nl/artikel/2497078-eerste-foto-s-van-esa-telescoop-euclid-zijn-scherper-en-mooier-dan-gehoopt Open Exoplanet Catalogue. (2024, juli 19). KELT-23. Open Exoplanet Catalogue: https://www.openexoplanetcatalogue.com/planet/KELT-23%20A%20b/ juli 6, 2024, natuurfotografie.nl: https://www.natuurfotografie.nl/wat-is-chromatische-aberratie/ Prins, M. (2023, juli 26). Wat is donkere materie – en hoe verschilt het van donkere energie? National Geographic: https://www.nationalgeographic.nl/wetenschap/a44628031/donkere-materie Rochester Institute of Technology. (2024, april 23). News & Events 1973. april 14, 2024, RIT Digital Archive: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c6/Peter_van_de_Kamp%2C_RIT_NandE_1973_Sep14_Complete.jpg Salyk, C., & Lewis, K. (2020). Introductory Notes on Planetary Science. In C. S. Lewis, Introductory Notes on Planetary Science. Bristol, UK: IOP Publishing. Schilling, G. (2021, december 20). Tien feiten over de James Webb ruimtetelescoop, het nieuwe paradepaardje van de astronomie. juni 15, 2024, eoswetenschap.eu: https://www.eoswetenschap.eu/ruimte/tien-feiten-over-de-james-webb-ruimtetelescoop-het-nieuwe-paradepaardje-van-de-astronomie Tereza Pultarova, J. C. (2023, juli 25). Astronomy: Everything you need to know. space.com: https://www.space.com/16014-astronomy.html Trefil, J. (2023, juli 10). Exoplaneten: onze verre buren in de Melkweg. april 10, 2024, National Geographic: https://www.nationalgeographic.nl/ruimte/2020/07/exoplaneten-meer-planeten-dan-sterren-in-de-melkweg# TrevincaSkies. (2024). Telescope Hosting. juli 14, 2024, Trevincaskies: https://trevincaskies.com Tsiaras, A. (2021). HOPS (Holomon Photometric Software) Tsiaras, A. (2020, maart). HOPS (HOlomon Photometric Software) USER MANUAL. exoworldspies.com: https://www.exoworldsspies.com/static/HOPS_manual/hops2_manual_en.pdf Visscher, R. (2020). Op reis naar een zwart gat. mei 4, 2024, TUdelft: https://www.tudelft.nl/stories/articles/op-reis-naar-een-zwart-gat Whitworth, J. (2024, 13 juli). KELT-23A Star Facts (Type, Distance, Age, Colour, Location, Exoplanets and more). universeguide.ocm: https://www.universeguide.com/star/133268/kelt23a William Optics. (2017). ABOUT WILLIAM OPTICS. mei 28, 2024, Williamoptics.com: https://williamoptics.com/pages/about-us William Optics. (2024). William Optics FLT132. juli 2, 2024, William Optics: https://williamoptics.com/products/fluorostar-132?_pos=2&_sid=77340bc28&_ss=r ZEISS Camera Lenses Team. (2000, november 1). Achromat and Apochromat – What is the Difference? lenspire.zeiss.com: https://lenspire.zeiss.com/photo/en/article/achromat-and-apochromat-what-is-the-difference/ Ziqi Dai, D. N. (2012, 21 januari). Journal of Physics: Conference Series. april 10, 2024, Five methods of Exoplanet Detection: https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1742-6596/2012/1/012135/pdf zoomacademy. (2023). Wat is de brandpuntsafstand? zoomacademy: https://blog.zoomacademy.nl/wat-is-de-brandpuntsafstand/ Lijst van figuren Figuur 2.1. Melkweg (NASA, 2020). 9 Figuur 2.2. Zwart gat (Visscher, Op reis naar een zwart gat, 2020) 10 Figuur 2.3. Isaac Newton (Meer, De ruziemaker, Isaac Newton, 2012) 11 Figuur 2.4. Peter van de Kamp (1973) (Rochester Institute of Technology, 2024) 14 Figuur 2.5. De Adelaarsnevel (gaswolk) (NASA, 2021) 16 Figuur 2.6. Protoplanetaire schijf (NASA, 2021) 16 Figuur 2.7. Verband tussen transit en (daling van) lichtintensiteit (Hounsell, 2024) 18 Figuur 2.8. Lichtcurve van Qatar-1b verkregen met HOPS (Tsiaras, 2020) 19 Figuur 2.9. KELT-23Ab vergeleken met andere planeten (Open Exoplanet Catalogue, 2024) 21 Figuur 2.10. ΔF in lichtcurve (Phil, 2022) 23 Figuur 2.11. Telescoop (Computable, 2023) 14 Figuur 2.12. Weergave van het pad dat licht volgt door een telescoop (NASA, 2021) 25 Figuur 2.13. Logo William Optics (egarelmeida, 2021) 25 Figuur 2.14. William Optics FLT132 (William Optics, 2024) 26 Figuur 2.15. James Webb-ruimtetelescoop (NASA, 2024) 27 Figuur 2.16. Euclid-ruimtetelescoop (ESA, 2024) 14 Figuur 2.17. Trevinca Skies (TrevincaSkies, 2024) 28 Figuren uit de onderzoeksmethode zijn eigen afbeeldingen Lijst van tabellen Tabel 2.1. Overzicht van soorten exoplaneten (Anand et al, 2018) 15 Tabel 2.2 Overzicht van belangrijke waarden van hemellichamen (Bouwens, et al., 2013) 15 Tabel 2.3. Specificaties KELT-23Ab (NASA, 2024) 21 Tabel 2.4. Specificaties William Optics FLT132 (William Optics, 2024) 26 Lijst van grafieken Grafiek 2.1. Aantal ontdekkingen van exoplaneten per jaar (tot 2024), met kleuren die indiceren welke detectiemethode is gebruikt (Betseg, Confirmed exoplanets by methods EPE., 2024) 14 Grafiek 4.2. Lichtcurve van KELT-23Ab met ΔF (geüpload op ExoClock) 46 Grafiek 4.3. Lichtcurve van KELT-23Ab op HOPS 47

Image Details