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F.Fressin, T.Guillot A.Blazit, JP. Rivet,Y Rabbia, J.Gay, P.Assus (OCA - Nice), F.X. Schmider, E. Fossat, K. Agabi, J.B. Daban (LUAN), F.Pont (Obs. Genève),

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1 F.Fressin, T.Guillot A.Blazit, JP. Rivet,Y Rabbia, J.Gay, P.Assus (OCA - Nice), F.X. Schmider, E. Fossat, K. Agabi, J.B. Daban (LUAN), F.Pont (Obs. Genève), C.Moutou (OHP - OAMP), A.Erikson, H.Rauer (DLR - Berlin), A STEP A STEP Antarctica Search for Transiting Extrasolar Planets

2 Les transits: Pourquoi? Seule possibilité de mesurer le rayon dune exoplanète Combiné avec des mesures en vitesses radiales: Masse, densité, composition Capacité de détecter des objets petits Jupiter: 1%; Terre: 0.01% mesure du rayon (photométrie) mesure de la masse (vitesses radiales)

3 Limportance des transits … Sato et al. For N2K Consortium, accepté par Astrophysical Journal – 07/2005 Un Saturne chaud avec un noyau massif ! Période = jour Rayon = / RJup Masse = /-O.O3 MJup Les modèles de formation planétaire suggèrent la présence dun noyau rocheux de 67 masses terrestres !

4 Les 9 planètes caractérisées

5 Projets transits au sol 9 planètes en transit découvertes à ce jour –3 vitesse-radiale + suivi photométrique –5 OGLE –1 TrES

6 La photométrie des transits – Comment ça marche pas ? Un écart énorme entre le nombre de détections attendu et la réalité : Projet STARE OGLE HATnet Vulcan UNSW Nombre de détection attendu par saison Simulation considérant les « effets systématiques » Nombre de détections réel Plusieurs éléments mis en cause pour estimer cette surestimation : Nombre de candidats réels exploitables par champ (Brown 2003, Gaudi et al …) Couverture temporelle limitée Bruits rouges corrélés ou effets systématiques (Pont 2005)

7 Lestimation précise du nombre de cibles exploitables par champ Les différence de types stellaires Le biais en métallicité

8 Lobservation en continu Une bonne couverture en phase est déterminante pour détecter la majorité des transits depuis le sol OGLE: transits découverts avec des périodes : très courtes : 1 jour environ (rare!) ou périodes stroboscopiques « Pégasides »: périodes autour de 3 jours, profondeur ~1% Probabilité de détection dun transit Avec OGLE Pour le même télescope avec une couverture en phase sans intermittence pendant 60 jours

9 Les effets systématiques Nous nen possédons quune connaissance partielle Ils résultent de linteraction entre effets environnementaux et avec les choix instrumentaux Ils sont fortement liés à la qualité de léchantillonnage Pour OGLE, la principale source est la réfraction différentielle liée aux changements de masse dair. Ces bruits rouges, ou « effets systématiques » sont lensemble des bruits ayant des corrélations temporelles et que lon ne peut soustraire simplement. Ils sont de loin, et pour tous les projets transit sol que nous avons analysés, le bruit majorant.

10 Etude théorique en cours : La simulation de la détectivité globale dun programme de recherche de transits COROTLUX ->Génération dun champ détoiles (bruits astrophysiques) Génération de Fonction dEtalement du Point (bruits instrumentaux et environnementaux) Estimation du Rapport Signal à Bruit -> Génération des courbes de lumière (effets systématiques) SYS. REM. (Systematic Removal) et Algorithm de Filtrage Adapté -> Detection des transits dans les courbes de lumière (-> Nombre de détections)

11 A STEP : Une caméra à adapter sur un télescope du site pour la recherche de transits au Dôme C Objectif du projet + Qualification photométrique du site pour ce type détudes + Mise en évidence du gain en détectivité lié au Dôme C + Détection dexoplanètes en transit Particularités du projet + Phase 0 dun projet de détection massif + Seul projet français de détection de transits depuis le sol + Coordination avec dautres projets existants Scientific committee Tristan Guillot (OCA, PI) Francois Fressin (OCA, IS) Frederic Pont (Geneva) Eric Fossat (LUAN) François-Xavier Schmider (LUAN) Heike Rauer (DLR) Scientific consultants: Claire Moutou (OAMP) Alain Léger (IAS) Jean Gay (OCA) Jean-Philippe Beaulieu (IAP) Technical team Karim Agabi (LUAN, PM) Jean Baptiste Daban (LUAN) Alain Blazit (OCA) Francois Fressin (OCA) Anders Erikson (DLR) Technical consultants: Pierre Assus (OCA) Pierre Antonelli (OCA) Catherine Renaud (OCA) Eric Aristidi (LUAN)

12 Dôme A 4100 m Dôme C 3300 m La station Concordia au Dôme C Dome C, Antarctique …

13 Stratégie dobservation Confirmation par le premier hivernage de la couverture en phase exceptionnelle (couverture nuageuse, aurores australes ne sont pas nuisibles) Effets systématiques environnementaux largement réduits (masse dair faible et presque constante pour le champ-cible Échelle temporelle des fluctuations différentes des périodes de transits) « First Whole atmosphere night seeing measurements at Dome C, Antarctica » Agabi, Aristidi, Azouit, Fossat, Martin, Sadibekova, Vernin, Ziad

14 Planning du projet

15 Plusieurs configurations étudiées en parallèle Prototype dédié Télescope Newton de 40 cm CCD EEV (MARCONI) Size: 2048 x 2048 Pixel size 13,5 Télescope de type MEADE 16 antarctisé

16 Plusieurs configurations étudiées en parallèle Télescope « Minitrust » : combinaison à 3 miroirs pour la photométrie grand champ à optique active – anastigmatique et achromatique Diamètre 45 cm Utilisation nominale pour un champ de 2° de diagonale sur une caméra de 25 mm de côté Miroirs en Zérodur existants et testés Champ « parfait », limité par la diffraction dans ces conditions dutilisation

17 Groupes de travail Groupe scientifique (OCA) Instrumentation Télescope (LUAN) Optique (OAMP) Caméra (OCA) Informatique (OCA) Stratégie dobservation (OAMP, OCA) Traitement des données (DLR) Logistique (LUAN) Tests, étalonnage (LUAN) Automatisation (DLR, Genève) Suivi des candidats (Genève)

18 Caméra A STEP CCD Backup CorotAndor DW 436

19 Le traitement des données Ré-utilisation possible dune grande partie de la chaîne de traitements de données du télescope BEST (Berlin Exoplanet Search Telescope)

20 Binaires à éclipses rasantes naines Msystèmes triples La discrimination des faux transits Suivi par vitesse radiale des candidats Avec linstrument HARPS Elimination des faux candidats Caractérisation masse - rayon des détections

21 Perspectives A STEP est un projet au potentiel élevé –Susceptible de détecter en une saison dobservation autant de transits que lensemble des autres programmes au sol jusquici en plusieurs années. –Test photométrique du Dôme C pour les programmes de transits futurs. –Soutenu par le PNP (Phase 0), le groupe Sismologie Stellaire, le groupe Exoplanètes et le CSA. –Fait lobjet dune demande ANR La recherche de transits est déterminante pour la caractérisation planétaire –Les modèles de formation planétaire et du système solaire –Une étape primordiale pour préparer les grands projets de recherche exobiologique

22 A STEP : Les résultats de la phase 0 en 2005 et les travaux en cours La constitution dune équipe scientifique et technique adaptée au projet Identification du Project Manager et de lexpert caméra à lOCA Intégration du LUAN dans léquipe A STEP Létude de ladaptation de A STEP aux télescopes du site Etude du dispositif optomécanique dinsertion Létude de la stratégie optimale pour un programme transit sol Exploitation des résultats du premier hivernage Champs cibles et stratégie dobservation La connaissance de la photométrie des transits depuis le sol Impact des effets systématiques (Pont et al en préparation) Simulateur global de détection des transits (incluant simulateur de champ et tous les effets générateurs de bruit dont nous avons connaissance)


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