Les exoplanètes

LYCEE ISMAEL DAUPHIN, CAVAILLON
Les exoplanètes
Mise en évidence d’une exoplanète par transit
HIS-BLANES-PAYRE-PELOFFY
2014-2015
Sommaire
 Introduction
 Histoire de la découverte des exoplanètes
 Principe de la méthode de détection par transit
 Précision sur le fonctionnement des capteurs CCD
 Nos observations
 Exploitation des images
 Conclusion
Introduction
Nous allons présenter dans ce document un atelier de mise en évidence d’exoplanètes dans le cadre
du projet Callisto 2014. Comme chaque année, le lycée Ismaël Dauphin et M.Aurard organisent une
sortie de quelques jours au centre d’astronomie de St-Michel de l’Observatoire. L’année dernière
celle-ci avait lieu du 26 au 30 mars. Durant cette sortie nous avons participé à l’atelier d’Olivier
Labreuvoir qui consistait à mettre en évidence la présence d’exoplanètes par transit.
Histoire de la découverte des exoplanètes
Jusqu’aux environs du XVI ème siècle, la plupart des scientifiques considèrent que l’univers
n’a pour but que de nous héberger. Cependant certains scientifiques émettent d’autres hypothèses.
En 1584, s’opposant aux principes d’Aristote, Giordano Bruno affirme « Il n'y a aucun astre au milieu
de l'univers, parce que celui-ci s'étend également dans toutes ses directions. Chaque étoile est un
soleil semblable au nôtre, et autour de chacune d'elles tournent d'autres planètes, invisibles à nos
yeux, mais qui existent. Il est donc d'innombrables soleils et un nombre infini de terres tournant
autour de ces soleils, à l'instar des sept « terres » [la Terre, la Lune, les cinq planètes alors connues :
Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne] que nous voyons tourner autour du Soleil qui nous est proche.
» L'Infini, l'Univers et les Mondes. S’attirant ainsi les foudres de l’autorité religieuse il faudra encore
attendre quelques siècles avant que l’on s’intéresse à la théorie d’une vie autre que sur la Terre et
pour cela de l’existence de planètes hors du système solaire.
À partir du milieu du XIXème siècle, les scientifiques se mettent en recherche de ces fameux
corps planétaires, quelques annonces de découvertes sont faites mais vite démenties comme c’est le
cas en 1855 avec celle du capitaine W. S. Jacob. Entre 1950 et 1960, de plus en plus de recherches
sont faites et un grand nombre d’étoiles sont mises sous surveillances afin de détecter des anomalies
pouvant témoigner de la présence de corps planétaires en orbite.
Des mesures sont effectuées mais cependant délaissées car trop
nombreuses et il faudra attendre 1995 pour que le duo de Michel
Mayor et Didier Queloz prouvent la découverte d’un premier objet
dont la masse permet d’affirmer qu’il est une planète en orbite
autour d'une étoile de type solaire. En effet, le 6 octobre 1995
l’équipe de Mayor-Queloz découvre dans la constellation Pégase
autour de l’étoile 51 Pégase, un corps planétaire qui est confirmé
comme étant une planète en orbite : 51 Pégase b. Il est important de
préciser que cette découverte tient pour une part de la chance et d’autre part
d’une grande obstination des astronomes du centre de Genève. Comme Michel
Mayor le dit à juste titre lors de la conférence de Florence où il annonce leur
découverte, c’est un travail de « petits artisans » qu’ils ont effectué à l’aide, non
pas de télescope puissant ou de capitaux importants pour leurs recherches, mais
de moyens modestes. Il explique que ce qui fait aussi l’importance de cette
découverte ce sont les conditions dans lesquelles elle a été effectuée : un
télescope petit, seulement deux mètres et plutôt « démodé » par rapport aux
progrès technologiques de l’époque, une petite équipe ne comptant qu’une
quinzaine de techniciens et les deux astronomes Mayor et Queloz contrairement aux effectifs
pouvant aller jusqu’à « 300 années personnes » pour certaines expériences. Et enfin le site sur lequel
la découverte a été effectuée, le centre
d’observation
de
St
Michel
de
l’Observatoire, fort peu connu dans ces
années-là. Nous avons d’ailleurs eu la
chance de visiter la coupole à l’intérieur de
laquelle ils ont effectué leurs mesures.
Mesures effectuées selon les calculs de
vitesse radiales, en effet la méthode
utilisée par Mayor et Queloz est celle
découlant de l’Effet doppler, en effet en
présence d’un objet de masse importante,
il y a un mouvement de l’étoile dû à la
force de gravité et « un décalage » de son
spectre: un redshift ou blueschift. Celui–ci
est périodique lorsque l’objet en question
est en orbite autour de l’étoile.
A la suite de cette découverte, de très nombreuses heures de recherches furent orientées vers la
recherche d’exoplanètes. Les mesures ayant déjà été prises furent réévaluées, de nombreuses
équipes suivirent cette voie et le nombre de résultats augmenta. A la fin du mois d’août 1999,
l’astronome Tim Brown du centre astrophysique de Harvard découvre l’exoplanète HD 209458 dans
son garage avec un télescope de 10cm à l’aide d’une nouvelle méthode, celle du transit.
La méthode des vitesses radiales prédominera jusqu’au milieu de la première décennie du XXI ème
siècle puis sera relayée par celle du transit,majoritaire de nos jours.
Principe du transit
Lors d’un transit, on observe indirectement l’exoplanète recherchée. Quand celle-ci passe devant son
étoile, on observe une éclipse partielle qui ce traduit par une baisse de la luminosité perçue de
l’étoile.
Illustration d’un transit
et de la luminosité
La technologie du matériel est importante pour obtenir des détails sur l’exoplanète. Par exemple,
l’évolution des capteurs CCD permettent, avec cette méthode, de déterminer si une exoplanète a
une atmosphère ou non. S’il y a une atmosphère, on percevra une première baisse de luminosité qui
correspond à l’absorbance de l’atmosphère avant et après la baisse due à la planète en elle-même.
La méthode de transit est la plus utilisée en 2014 car elle requiert moins de matériel et donc plus
accessible. Cependant, les différentes méthodes de détection peuvent être complémentaires comme
la vitesse radiale qui apporte plus de détails sur la masse et l’éloignement de l’exoplanète.
Fonctionnement des capteurs CCD
CCD : Charge-Coupled Device. Ils se basent sur l’effet photoélectrique découvert par Albert Einstein.
Capteur CCD
Chaque cellule du capteur est constituée d’un matériel semi-conducteur soumi à un courant
électrique. Lorsque qu’un photon rencontre ce matériel, il va lui arracher un électron. Les électrons
sont ensuite recueillis et comptés dans un champ magnétique. Le nombre d’électrons est
proportionnel à la quantité de lumière captée.
Photosites
En astronomie, plus précisément en photométrie de transit, on utilise la variation d’intensité
lumineuse. Lorsque l’exoplanète va passée devant son étoile, il y a une baisse de luminosité. Même si
celle-ci est très faible et invisible à l’œil nue, les capteurs CCD vont détecter cette différence.
Cependant, on compte sur la fidélité de rendement des photosites, soit le fait qu’il détecte de
manière égale les intensités lumineuses et qu’ils ne soient pas défectueux. Le fait de défocaliser la
lumière incidente permet une plus grande précision car la lumière s’étend sur plus de cellules.
La chaleur ainsi que les parasites électromagnétiques peuvent influencés sur les mesures, c’est pour
cela que l’on effectue un prétraitement (dark, flat, offset). Plus le temps d’exposition est long, plus
on va capter de photons. Il y a cependant une limite qui est la saturation lumineuse. A l’inverse, une
luminosité trop basse rendra invisible les variations de luminosité durant le transit (même si une
luminosité basse peut être compensée par un temps d’exposition plus long). Il y a donc 2 critères
importants : la qualité du capteur CCD, ainsi que la taille du capteur. En revanche, le nombre de
méga-pixels sur un CCD n’est pas très important car plus il y a de pixels, plus ils ont de chances de
débordés en cas de saturation.
Nos Observations
La première étape de notre travail consiste à choisir une ou plusieurs cibles pour la soirée. Le site ETD
(Exoplanet Transit Database) permet de connaitre les prédictions de transit sachant notre position et
les dates.
Coordonnées de
St-Michel
Le transit doit remplir plusieurs critères afin d’être exploitable :
-l’étoile doit avoir une magnitude relativement basse (entre 10 et 14 de magnitude) pour que notre
matériel puisse l’observer
-la différence de magnitude durant le transit doit être quant à elle importante pour être visible au
travers du bruit des mesures
- sa hauteur dans le ciel de St-Michel (il faut que l’étoile soit dans l’environnement visible : pas
d’arbres ou de bâtiment gênants et l’influence de l’atmosphère est plus faible plus l’étoile est haute
car l’épaisseur d’atmosphère traversée par la lumière est plus faible)
-L’heure du début du transit : pour la photométrie une nuit complète est nécessaire car la lumière du
Soleil fausserait les mesures
Heure du transit
Position de l’étoile
durant le transit
Magnitude de l’étoile
Différence de magnitude
Le transit de Hat-P-12 b correspondant à nos critères de sélection, nous le choisissons pour le
début de la soirée. Il faut ensuite trouver des cartes de champs qui nous permettront de repérer
notre étoile le soir sur le site d’observation. Nous utilisons ETD une nouvelle fois ou DSS (Digitized
Sky Survey) qui permet d’obtenir des champs plus larges afin de repérer plus facilement notre cible.
Utilisation de SDD pour trouver des cartes de champs
Hat-p-12
b
Champs large 30’x30’ sur DSS
Champs 15’x15’ sur ETD
Ces champs seront imprimés, pour être apportés à côté du télescope, en couleurs inversées
pour faciliter la lecture et économiser de l’encre. La prochaine étape est l’installation du télescope à
la tombée de la nuit. On choisit un lieu dégagé et ouvert et on commence l’installation 1h30 avant le
début du transit (c’est-à-dire aux alentours de 20h pour le transit de Hat-p-12 b). Il faut compter 1h
d’installation puis 30min de capture avant le transit pour capter la luminosité de l’étoile sans transit.
L’installation du télescope se compose de 4 étapes :
-le montage du trépied (orienté vers l’étoile du Nord) et fixation du tube sur la monture de
type équatoriale
-Il faut ensuite équilibrer le tube grâce à des contrepoids pour que le moteur de la monture
suive correctement le ciel
-Il faut pointer une étoile voisine avec le chercheur et programmer Prism afin que la monture
suive cette partie du ciel
- Et enfin, il faut relier le capteur CCD à l’ordinateur pour enregistrer les images avec le
logiciel Arthémis
Capteur CCD
Chercheur
Tube du télescope
Moteur
Contrepoids
Télescope d’Olivier 200mm
Le réglage du télescope n’est pas un réglage classique d’imagerie : on va chercher à avoir des
images défocalisées, c’est-à-dire floues, afin d’augmenter la surface de capture des photons. En effet,
une image floue est plus étalée sur le capteur donc chaque photosite reçoit moins de photons, le
rendement photométrique est donc plus fidèle : il n’y aura pas de saturation.
Le temps d’ouverture est de 30 secondes par image puis 30 secondes de pause. Ce temps est
suffisant pour capter un maximum de photons sans saturer les photosites.
Exploitation des images
Prétraitement : Avant de commencer les mesures de luminosité de l’étoile, nous devons faire un
prétraitement c’est-à-dire les darks, flats et offsets.
Dark : pause de 30 secondes (temps de
capture d’une image brute) avec le capuchon
du télescope.
Nous en avons fait 11, pour en faire une
moyenne.
Flat : pause de 30 secondes sur une planche
blanche uniformément éclairée.
Nous en avons fait 17, pour en faire une
moyenne.
Offset : pas de pause c’est une capture
instantanée sur fond noir. On observe alors les
électrons émis spontanément par le capteur
ccd.
Nous en avons fait 26 pour en faire une
moyenne.
Il est vrai qu’à part sur le flat on ne voit pas beaucoup de défauts et pourtant le logiciel arrive à
détecter des zones plus ou moins lumineuses. Il est donc important de réaliser ces trois corrections
pour que la photométrie soit la plus juste possible.
Nous avons fini de prendre tous les darks, flats, offsets et captures de l’étoile nous pouvons alors
commencer le prétraitement des images brutes.
Prétraitement des images brutes :
Nous commençons par indiquer, au logiciel Iris, le chemin d’accès à toutes les images brutes, darks,
flats et offsets pris précédemment.
Nous créons un offset qui sera la superposition des 26 offsets que nous avons précédemment fait.
De la même façon, nous créons le dark.
Puis enfin, le flat (ou flat-field)
Les trois corrections de défauts du capteur CCD créés, nous procédons maintenant à la création de
l’image réduite.
Pour ce faire nous procédons par étapes :
- offset
Sans le dark dans notre cas
Nous soustrayons l’offset créé à toutes nos images brutes nous les appelons ahatNous faisons en fait l’opération : Images brutes – offset = ahat(HAT-p-)
Nous soustrayons de la même façon le dark à l’image à laquelle nous avons soustrait l’offset.
ahat- – dark =ahat2-
Puis pour finir le prétraitement, nous divisons par le flat l’image déjà modifiée 2 fois.
ahat2- / flat = ahat3-
Nous devons maintenant recadrer toutes les photos traitées entre elles, de façon à ce que Hat-p-12 b
(la cible) se trouve au même endroit sur chaque image.
Nous procédons ensuite à une sélection d’objets qui servirons à connaître la luminosité des étoiles et
donc de l’étoile cible. A partir de là, nous pourrons connaître les variations de luminosité et voir le
transit de Hat-p-12 b
Il faut sélectionner Hat-p-12 b comme « Objet 1 » pour que le logiciel comprenne qu’il s’agit du
transit observé. Les autres étoiles servent de calibrage.
Nous lançons maintenant la photométrie automatique qui va déterminer la luminosité des étoiles
sélectionnées.
Voilà les résultats obtenu pour les trois étoiles sélectionnées.
Objet 1 (Hat-p-12
b)
Objet 3
Objet 2
Nous avons donc obtenu les différences de luminosités des trois objets en fonction du temps. Il faut
maintenant exporter ses données sur un tableur et construire un graphique.
Construction de la courbe sur un tableur :
On insère les mesures dans le tableur et on ajoute une colonne «date» qui correspond aux intervalles
entre les captures.
On fait ensuite la médiane de chaque série, Hat-p-12 b et Objet B.
Formule permettant d’obtenir la
médiane d’une série
On réduit ensuite les valeurs de la luminosité de Hat-p-12 b et de l’objet 2 (colonne B et C) en
divisant par la médiane de chaque série (colonne D et E)
On divise Hatp-12 b par sa
médiane
On fait de même
pour l’Objet 2
Et enfin, on fait la différence entre « Hat-p-12 b réduite » et « L’objet 2 réduit » de référence.
Et c’est finalement avec cette différence qu’on construit la courbe en fonction du temps.
Luminosité de HAT-P-12 b en fonction du temps
0,05
0,04
0,03
0,02
0,01
0
1
11
21
31
41
51
61
71
81
91
101 111 121 131 141 151 161
-0,01
-0,02
-0,03
Le tracé rouge est la courbe polynomiale donnée par Excel, elle n’a qu’un intérêt représentatif. Au
contraire, le tracé bleu est la moyenne sur 19 points, elle a donc une signification plus importante.
Conclusion
Nous voyons sur la courbe que la luminosité du transit suit à peu près le pattern attendu
c’est-à-dire une baisse au début puis une remontée à la fin. On a donc bien observé un transit et mis
en évidence l’existence de la planète Hat-p-12 b.
Cependant, on remarque que la luminosité ne revient pas à son seuil initial. Cela s’explique
par l’arrivée de la brume dans le ciel de St-Michel aux alentours de minuit.
De plus, les points ne suivent pas parfaitement le pattern : il y a fort écarts entre les points
consécutifs. Cela s’explique par l’incertitude du matériel notamment du capteur CCD mais aussi du
traitement «original» des captures.
Le traitement des captures tel que nous l’avons présenté jusqu’à la courbe n’est pas le
traitement habituel : en effet, certains logiciels comme Muniwin permettent de faciliter un certain
nombre d’étapes comme le recadrage, la mesure d’étoiles de référence, les calculs ou le tracé de la
courbe. Cependant, nous n’avons pas pu utiliser ce genre de logiciel car le format de la date dans
l’entête TIFF des captures faites avec Artémis n’était pas compatible avec Muniwin. Nous avons donc
dû effectuer toutes ces étapes « manuellement » grâce à Iris et Excel.
Ce travail à St-Michel nous a permis de découvrir et de comprendre le travail d’un astronome
et plus généralement d’un chercheur. En effet, il a fallu utiliser toutes les ressources disponibles en
ligne et confectionner des solutions alternatives notamment aux problèmes liés au traitement. Le
travail était totalement différent des exercices de physique-chimie du lycée
Remerciements
Nous adressons, en premier lieu, nos remerciements à M.Aurard, notre professeur de physique qui a
organisé la semaine à St-Michel de l’Observatoire puis qui nous a inscrits à l’aventure des
Olympiades.
Nous remercions l’équipe du centre d’astronomie et plus précisément Olivier Labreuvoir, notre
encadrant qui nous a guidés dans l’atelier Exoplanètes et qui a fournit le matériel comme le
télescope.
Nous remercions aussi Michel Mayor, que nous avons contacté et qui nous a permis d’inclure une
photographie de lui au centre d’astronomie.