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Les exoplanètes et les astronomes amateurs…. Ce que nous allons voir 1- Cest quoi une exoplanète? 2- Historique des exoplanètes 3- Exoplanète HD 209458-B.

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1 Les exoplanètes et les astronomes amateurs…

2 Ce que nous allons voir 1- Cest quoi une exoplanète? 2- Historique des exoplanètes 3- Exoplanète HD B 4- Les astronomes amateurs 5- La procédure de détection 6- Détection de HD B par un astronome amateur du Québec

3 Cest quoi une exoplanète? Une exoplanète est une planète qui tourne autour dune autre étoile que le Soleil et qui est située à lintérieur de notre propre galaxie. Une exoplanète est une planète qui tourne autour dune autre étoile que le Soleil et qui est située à lintérieur de notre propre galaxie. Exemple: Exemple: Exemple

4 Historique des exoplanètes 1- Depuis 1995, plus de 250 exoplanètes furent découvertes autour détoiles et certaines sont des systèmes multiples. 2- Vu la distance nous séparant de ces étoiles, il est pratiquement impossible de voir les planètes. Donc cest en utilisant des moyens indirects quelles furent détectées (distance maximum 100 parsec). 3- Cest en mesurant les variations de vitesse radiale de létoile-mère quil fut possible de se douter de la présence dun corps qui perturbe lorbite. ex ex 4- Environ 20% de ces exoplanètes ont des périodes très courtes et seulement 10% de ces dernières ont des orbites transitantes. ex ex

5 Intérêts des exoplanètes transitantes Les exoplanètes transitant leur étoile-mère sont des phénomènes extrêmement rares et précieux au niveau scientifique. 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 de déterminer la masse, le rayon et par conséquent, la densité. Elles permettent également de déterminer les composantes de latmosphère, tel le sodium. Elles permettent également de déterminer les composantes de latmosphère, tel le sodium. Certains transits font baisser la magnitude de létoile- mère dau moins 1% et dure environ trois heures. ex Certains transits font baisser la magnitude de létoile- mère dau moins 1% et dure environ trois heures. exex Elles pourraient être détectées avec des instruments modestes possédés par des astronomes amateurs. ex Elles pourraient être détectées avec des instruments modestes possédés par des astronomes amateurs. exex

6 Exoplanète HD B Située dans la constellation de Pégase Située dans la constellation de PégasePégase Son diamètre est 1.6X plus grand que Jupiter Son diamètre est 1.6X plus grand que Jupiter Sa distance par rapport à létoile-mère est de 6.4 millions de kilomètres. Rappelons que Mercure est située à 69 millions de kilomètres. Sa distance par rapport à létoile-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 milliards de kilomètres. Sa distance de notre Soleil est de 153 années lumières soit milliards de kilomètres. Cest une planète jovienne tel Jupiter. Cest une planète jovienne tel Jupiter. Cest même une HOT JUPITER ! Cest même une HOT JUPITER !

7 Exoplanète HD B 1- Sa rotation autour de létoile-mère est de 3.5 jours. 2- Première confirmation de lexistence dune exoplanète par une observation directe (photométrie): en novembre Le transit fait diminuer léclat de létoile- mère par 2%, soit magnitude. 4- Magnitude de HD209458; 8.22 (bleue)

8 Première vision directe dune exoplanète

9 Les astronomes amateurs QUESTIONS: Avec ce que nous venons de voir, est-il possible pour un astronome amateur de détecter une exoplanète ? Avec ce que nous venons de voir, est-il possible pour un astronome amateur de détecter une exoplanète ? RÉPONSE: OUI RÉPONSE: OUI QUESTION: QUESTION: Mais comment y arriver?

10 La procédure de détection Équipement minimum: Équipement minimum: téléscope 8 po téléscope 8 po caméra CCD caméra CCD filtre photométrique ex filtre photométrique exex logiciel: planétarium et traitement dimages logiciel: planétarium et traitement dimages éphémérides éphémérides

11 La procédure de détection LA TECHNIQUE: repérer le champ à photographier; repérer le champ à photographier; cadrer et déterminer les étoiles (cinq à dix) qui serviront à la réduction photométrique: HD209458; cadrer et déterminer les étoiles (cinq à dix) qui serviront à la réduction photométrique: HD209458;HD209458; utiliser les mesures du catalogue USNOA 2.0 qui ont une précision de lordre de plus ou moins 0.1 magnitude: HD209458, carte; utiliser les mesures du catalogue USNOA 2.0 qui ont une précision de lordre de plus ou moins 0.1 magnitude: HD209458, carte;HD209458carteHD209458carte faire au moins deux soirées de pratique à blanc pour sassurer davoir un bon suivi et valider la méthode de calcul de la réduction photométrique; faire au moins deux soirées de pratique à blanc pour sassurer davoir un bon suivi et valider la méthode de calcul de la réduction photométrique; sassurer quaucun obstacle nentravera la trajectoire de HD pendant au moins 4.5 heures; sassurer quaucun obstacle nentravera la trajectoire de HD pendant au moins 4.5 heures; prendre une image à toutes les minutes environ; prendre une image à toutes les minutes environ; utiliser un filtre photométrique (bleu ou rouge); utiliser un filtre photométrique (bleu ou rouge); sassurer que le suivi du télescope est parfait durant toute la durée de la prise dimages; sassurer que le suivi du télescope est parfait durant toute la durée de la prise dimages; prendre des images de Bias, Noir et de PLU pour calibrer les photographies; 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; durée des poses pour éviter la scintillation et la saturation: 20 secondes; temps de pose pour saturation: trois secondes sans filtre. temps de pose pour saturation: trois secondes sans filtre.

12 Détection de HD B par un astronome amateur Dans la nuit du 6 septembre 2005, entre 22h30 et 01h30, temps local, jai effectué la manipulation mentionnée sur létoile HD pour être en mesure de détecter le transit de lexoplanète qui devait débuter vers les 23h05, temps local. Dans la nuit du 6 septembre 2005, entre 22h30 et 01h30, temps local, jai effectué la manipulation mentionnée sur létoile HD pour être en mesure de détecter le transit de lexoplanète qui devait débuter vers les 23h05, temps local. DONC VOICI LES RÉSULTATS DE MON OBSERVATION… DONC VOICI LES RÉSULTATS DE MON OBSERVATION…

13 Résultats Moyenne: Moyenne: 8.237

14 Comment obtenir une précision de lordre du 0.01 magnitude? Lobjectif est de mesurer la différence de magnitude de deux étoiles durant un transit planétaire et non de mesurer une magnitude absolue. Lobjectif 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 lextinction due à latmosphère (élévation) et finalement de la dépendance à la couleur. En mesurant sur une même image deux étoiles, nous éliminerons les effets dus à la transparence du ciel, de la réponse du ccd, de lextinction due à latmosphère (élévation) et finalement de la dépendance à la couleur. Cette technique appelée photométrie différentielle permettra de faire des mesures de lordre de 2% de magnitude dans des conditions de ciel non parfait. Ce qui savèrerait tout à fait impossible pour la photométrie conventionnelle. Cette technique appelée photométrie différentielle permettra de faire des mesures de lordre de 2% de magnitude dans des conditions de ciel non parfait. Ce qui savèrerait tout à fait impossible pour la photométrie conventionnelle.

15 Comment obtenir une précision de lordre du 0.01 magnitude? Idéalement le champ du ccd devrait pouvoir couvrir environ.5 degré. Idéalement le champ du ccd devrait pouvoir couvrir environ.5 degré. Létoile de comparaison devrait être de la même magnitude et de la même couleur. Létoile de comparaison devrait être de la même magnitude et de la même couleur. Sassurer de garder ses étoiles au même endroit sur le ccd tout au long du transit est de la plus haute importance Sassurer 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. Prendre une image à toutes les minutes. Étant donné le nombre important dimages, sassurer que lespace disque est suffisant. Étant donné le nombre important dimages, sassurer que lespace disque est suffisant. La précision sera fonction de lécart-type mesuré de notre étoile de comparaison. La précision sera fonction de lécart-type mesuré de notre étoile de comparaison. Pour améliorer le ratio-signal sur bruit, il sagit de défocaliser les étoiles. Ceci évitera la saturation et permettra donc un temps de pose plus long évitant ainsi la scintillation. Pour améliorer le ratio-signal sur bruit, il sagit de défocaliser les étoiles. Ceci évitera la saturation et permettra donc un temps de pose plus long évitant ainsi la scintillation.

16 Comment obtenir une précision de lordre du 0.01 magnitude? Sassurer que lexposition des étoiles éliminera leffet de scintillation. Sassurer que lexposition des étoiles éliminera leffet de scintillation. Exemple: avec le C11, la Audine et le filtre bleu, une exposition de 20 secondes permettait de navoir aucune saturation et scintillation. Exemple: avec le C11, la Audine et le filtre bleu, une exposition de 20 secondes permettait de navoir aucune saturation et scintillation. Pour sassurer dobtenir un bon rapport signal/bruit, une addition des images par groupe de 10 sera fait à la fin de la soirée. Pour sassurer dobtenir 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 laide de Bias, Noir et PLU est essentiel. La calibration des images avec laide de Bias, Noir et PLU est essentiel. Refroidissement du ccd au alentour de -15C à -20C Refroidissement du ccd au alentour de -15C à -20C Ne jamais utiliser une caméra ccd avec ABG Ne jamais utiliser une caméra ccd avec ABG Application des algorithmes de réduction photométrique pour obtenir les résultats Application des algorithmes de réduction photométrique pour obtenir les résultats

17 Comment obtenir une précision de lordre du 0.01 magnitude? Bien connaître les limitations du ccd tel que: voir Bien connaître les limitations du ccd tel que: voirvoirvoir Les ccd ABG deviennent non linéaires lorsque la demi-capacité de charge est dépassée ( half well capacity) Les ccd ABG deviennent non linéaires lorsque la demi-capacité de charge est dépassée ( half well capacity)

18 Questions?

19 FIN Observatoire de Victoriade

20 Champ détoiles Retour

21 HD RT

22 Localisation de HD retour

23 Représentation graphique dune exoplanète Retour

24 Représentation graphique dune exoplanète Retour

25 HIP Catalog Number HD NumberR.A. (hr.) De c. (d e g. ) Spectr a l type V (m a g ) Fe/H (dex) Distance (parsecs) Hipparcos Selected 17972GJ M NA ……….1157K2V9.3NA G7V6.3NA G0V7.9NA GJ K8V10NA42.94 New Hipparcos Variables? HD NumberR.A. (hr.) De c. (d e g. ) Spectr a l type V (m a g ) Period (days)/delta K5V / (39 Peg) 2220F1V / G2V / G8V / SAO K5V / F9Vw / SAO G4V / 0.08 Liste de candidats potentiels pour exoplanète

26 Retour

27 retour

28 Hot Jupiter

29 retour

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31 RT

32 Rt

33 Bruit de lecture 15 électrons par pixel Capacité de charge Max 50K electrons/pixel, antiblooming 100K electrons/pixel, non-antiblooming Saturation à haute résolution Pixel 1X1 ~20,000 ADU, antiblooming ~40,000 ADU, non- antiblooming Chip gain 2.3 photons/ADU

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35 Tableau donnant la meilleure précison que lon peut sattendre datteindre avec bruit atmosphérique zéro, bruit du détecteur zéro et aucune erreur systématique. ADUs (pour un gain de 2.3)ElectronsBruit aléatoireSignal/bruitPrécision % % % % ,000, % ADU= analogue vers unité digitale RT

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40 FIN


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