Les exoplanètes

Les exoplanètes
et les astronomes amateurs…
Ce que nous allons voir
1- C’est quoi une exoplanète?
2- Historique des exoplanètes
3- Exoplanète HD 209458-B
4- Les astronomes amateurs
5- La procédure de détection
6- Détection de HD 209458-B par un
astronome amateur du Québec
C’est quoi une exoplanète?
 Une exoplanète est une planète qui
tourne autour d’une autre étoile que le
Soleil et qui est située à l’intérieur de
notre propre galaxie.
 Exemple:
Historique des exoplanètes
1- Depuis 1995, plus de 250 exoplanètes furent
découvertes autour d’étoiles et certaines sont des
systèmes multiples.
2- Vu la distance nous séparant de ces étoiles, il est
pratiquement impossible de voir les planètes. Donc
c’est en utilisant des moyens indirects qu’elles furent
détectées (distance maximum 100 parsec).
3- C’est en mesurant les variations de vitesse radiale de
l’étoile-mère qu’il fut possible de se douter de la
présence d’un corps qui perturbe l’orbite. ex
4- Environ 20% de ces exoplanètes ont des périodes très
courtes et seulement 10% de ces dernières ont des
orbites transitantes. ex
Intérêts des exoplanètes
transitantes
 Les exoplanètes transitant leur étoile-mère sont des
phénomènes extrêmement rares et précieux au niveau
scientifique.
 Elles permettent de déterminer la masse, le rayon et
par conséquent, la densité.
 Elles permettent également de déterminer les
composantes de l’atmosphère, tel le sodium.
 Certains transits font baisser la magnitude de l’étoilemère d’au moins 1% et dure environ trois heures. ex
 Elles pourraient être détectées avec des instruments
modestes possédés par des astronomes amateurs. ex
Exoplanète HD 209458-B
 Située dans la constellation de Pégase
 Son diamètre est 1.6X plus grand que Jupiter
 Sa distance par rapport à l’étoile-mère est de
6.4 millions de kilomètres. Rappelons que
Mercure est située à 69 millions de kilomètres.
 Sa distance de notre Soleil est de 153 années
lumières soit 1 432 000 milliards de kilomètres.
 C’est une planète jovienne tel Jupiter.
 C’est même une HOT JUPITER !
Exoplanète HD 209458-B
1- Sa rotation autour de l’étoile-mère est de
3.5 jours.
2- Première confirmation de l’existence
d’une exoplanète par une observation
directe (photométrie): en novembre 1999.
3- Le transit fait diminuer l’éclat de l’étoilemère par 2%, soit 0.017 magnitude.
4- Magnitude de HD209458; 8.22 (bleue)
Première vision directe
d’une exoplanète
Les astronomes amateurs
QUESTIONS:
 Avec ce que nous venons de voir, est-il
possible pour un astronome amateur de
détecter une exoplanète ?
 RÉPONSE: OUI
 QUESTION:
Mais comment y arriver?
La procédure de détection
 Équipement minimum:





téléscope 8 po
caméra CCD
filtre photométrique ex
logiciel: planétarium et traitement d’images
éphémérides
La procédure de détection
LA TECHNIQUE:
 repérer le champ à photographier;
 cadrer et déterminer les étoiles (cinq à dix) qui serviront à la réduction
photométrique: HD209458;
 utiliser les mesures du catalogue USNOA 2.0 qui ont une précision de l’ordre de
plus ou moins 0.1 magnitude: HD209458, carte;
 faire au moins deux soirées de pratique à blanc pour s’assurer d’avoir un bon suivi
et valider la méthode de calcul de la réduction photométrique;
 s’assurer qu’aucun obstacle n’entravera la trajectoire de HD209458 pendant au
moins 4.5 heures;
 prendre une image à toutes les minutes environ;
 utiliser un filtre photométrique (bleu ou rouge);
 s’assurer que le suivi du télescope est parfait durant toute la durée de la prise
d’images;
 prendre des images de Bias, Noir et de PLU pour calibrer les photographies;
 durée des poses pour éviter la scintillation et la saturation: 20 secondes;
 temps de pose pour saturation: trois secondes sans filtre.
Détection de HD 209458-B
par un astronome amateur
 Dans la nuit du 6 septembre 2005, entre
22h30 et 01h30, temps local, j’ai effectué
la manipulation mentionnée sur l’étoile
HD209458 pour être en mesure de
détecter le transit de l’exoplanète qui
devait débuter vers les 23h05, temps
local.
 DONC VOICI LES RÉSULTATS DE MON
OBSERVATION…
Résultats
Courbe de lumière HD209458
8.250
8.245
Moyenne: 8.237
8.235
Série1
8.230
8.225
Moyenne: 8.220
8.220
8.215
24
53
61
9.4
45
1
24
53
61
9.4
52
8
24
53
61
9.4
61
3
24
53
61
9.4
68
9
24
53
61
9.4
75
5
24
53
61
9.4
82
0
24
53
61
9.4
88
6
24
53
61
9.5
01
7
24
53
61
9.5
14
9
Magnitude
8.240
JOUR JULIEN
Comment obtenir une
précision de l’ordre du 0.01
magnitude?
 L’objectif est de mesurer la différence de magnitude de
deux étoiles durant un transit planétaire et non de
mesurer une magnitude absolue.
 En mesurant sur une même image deux étoiles, nous
éliminerons les effets dus à la transparence du ciel, de
la réponse du ccd, de l’extinction due à l’atmosphère
(élévation) et finalement de la dépendance à la
couleur.
 Cette technique appelée photométrie différentielle
permettra de faire des mesures de l’ordre de 2% de
magnitude dans des conditions de ciel non parfait. Ce
qui s’avèrerait tout à fait impossible pour la
photométrie conventionnelle.
Comment obtenir une
précision de l’ordre du 0.01
magnitude?
 Idéalement le champ du ccd devrait pouvoir couvrir environ .5
degré.
 L’étoile de comparaison devrait être de la même magnitude et de
la même couleur.
 S’assurer de garder ses étoiles au même endroit sur le ccd tout au
long du transit est de la plus haute importance
 Prendre une image à toutes les minutes.
 Étant donné le nombre important d’images, s’assurer que l’espace
disque est suffisant.
 La précision sera fonction de l’écart-type mesuré de notre étoile
de comparaison.
 Pour améliorer le ratio-signal sur bruit, il s’agit de défocaliser les
étoiles. Ceci évitera la saturation et permettra donc un temps de
pose plus long évitant ainsi la scintillation.
Comment obtenir une
précision de l’ordre du 0.01
magnitude?
 S’assurer que l’exposition des étoiles éliminera l’effet de
scintillation.
 Exemple: avec le C11, la Audine et le filtre bleu, une exposition de 20
secondes permettait de n’avoir aucune saturation et scintillation.
 Pour s’assurer d’obtenir un bon rapport signal/bruit, une addition
des images par groupe de 10 sera fait à la fin de la soirée.
 La calibration des images avec l’aide de Bias, Noir et PLU est
essentiel.
 Refroidissement du ccd au alentour de -15C à -20C
 Ne jamais utiliser une caméra ccd avec ABG
 Application des algorithmes de réduction photométrique pour
obtenir les résultats
Comment obtenir une
précision de l’ordre du 0.01
magnitude?
 Bien connaître les limitations du ccd tel
que: voir
 Les ccd ABG deviennent non linéaires
lorsque la demi-capacité de charge est
dépassée (half well capacity)
Questions?
FIN
Observatoire de Victoria
Champ d’étoiles
Retour
2
3
1
4
HD209458
10
9
5
8
6
RT
7
Localisation de HD 209458
retour
Représentation graphique d’une exoplanète
Retour
Représentation graphique d’une exoplanète
Retour
Liste de candidats potentiels pour exoplanète
HIP
Catalog Number
HD Number
R.A.
(hr.)
De
(d
Spectr
V
c
a (m
.
l
type
e
g
.
)
Fe/H
(dex)
a
g
)
Distance
(parsecs)
Hipparcos
Selected
17972
GJ3251
3
63
M1.5
11.
NA
5
34.66
56299
……….
11
57
K2V
9.3
NA
38.52
62523
111395
12
24
G7V
6.3
NA
17.17
108859
New Hipparcos
Variables?
111942
209458
HD Number
22
R.A.
(hr.)
22
18
De
G0V
Spectr
c
a
K8V
.
l
type
e
g
.
)
7.9
V
(m
10
NA
NA
a
g
)
42.94
GJ 870
43
(d
c2
47.08
Period (days)/delta
13313
17791
2
2
K5V
7.0
16.859
4.73954 / 0.1
111278
213617 (39
Peg)
22
20
F1V
6.5
5.071
1.79625 / 0.06
60074
107146
12
16
G2V
7.2
4.811
7.13116 / 0.06
77408
141272
16
1
G8V
7.6
3.712
4.15717 / 0.06
4956
SAO11548
1
61
K5V
9.0
2.853
3.01776 / 0.1
100346
193706
20
21
F9Vw
8.0
2.436
20.7231 / 0.08
Retour
retour
Hot Jupiter
retour
RT
Rt
Bruit de lecture
15 électrons par pixel
Capacité de charge Max 50K electrons/pixel,
antiblooming
100K electrons/pixel,
non-antiblooming
Saturation à haute
~20,000 ADU,
résolution Pixel 1X1
antiblooming
~40,000 ADU, nonantiblooming
Chip gain
2.3 photons/ADU
Bruit pour une étoile de magnitude 10
et télescope de 8 pouces
0.0350
Bruit de scintillation
0.0300
Bruit Poisson 10ièm magnitude
0.0250
Bruit total, 10ièm mag.
Bruit
0.0200
0.0150
0.0100
0.0050
0.0000
-0.0050
1
10
100
1000
Temps de pose en seconde (s)
10000
Tableau donnant la meilleure précison que l’on peut
s’attendre d’atteindre avec bruit atmosphérique zéro, bruit
du détecteur zéro et aucune erreur systématique.
ADUs (pour un gain de 2.3)
Electrons
Bruit aléatoire
Signal/bruit
Précision
44
100
10
10
10%
440
1000
31.6
31.6
3.20%
4400
10000
100
100
1%
44000
100000
316
316
0.30%
440000
1,000,000
1000
1000
0.10%
ADU= analogue vers unité digitale
RT
FIN