Introduction à l’exoplanétologie Michaël Gillon (michael.gillon@ulg.ac.be) Travaux pratiques : observation et analyse d’un transit d’exoplanète Problème 3 corps restreints -> Troyens Résonance Variations séculaires Effets de marée Master en sciences spatiales – Année académique 2013-2014

TP transit Objectifs Prise en charge d’une observation de transit d’exoplanète: - Choix de la cible - Choix de la stratégie d’observation - Photométrie différentielle - Analyse de la courbe de lumière - Inférences scientifiques Instrument TRAPPIST (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope) Télescope robotique de 60cm - La Silla Observatory (Chile) Altitude 2400m, latitude 29° 15.3’ Sud, longitude 70° 44.3’ Ouest Caméra CCD 2kx2k, pixel 0.65’’, champ de 22’x22’ Voir http://www.orca.ulg.ac.be/TRAPPIST Remettre en forme

La Silla Remettre en forme

TRAPPIST Remettre en forme

TRAPPIST Remettre en forme

Etape 1. Choix de la cible Visible depuis La Silla ! Plusieurs transits complets en avril & mai Intérêt scientifique (structure, orbite, âge, …) Source : exoplanet.eu ou exoplanetarchive.ipac.caltech.edu Ephéméride donnée en jours julien -> convertir en date UT Visibilité par nuit : http://catserver.ing.iac.es/staralt/ Remettre en forme

Etape 2. Choix de la stratégie Transit complet : au moins 1h avant et après Filtre : B, V, Rc, Ic, I+z, z’, B-blocking Remettre en forme

Etape 2. Choix de la stratégie IR Lum = I+z Z’2 = z’ Remettre en forme

Etape 2. Choix de la stratégie Coordonnées de pointage Visualisation du champs : ds9 + ESO/DSS Remettre en forme

Etape 3.Scheduling Voir avec Laetitia (ldelrez@ulg.ac.be) Réglage du temps de pose et du défocus (si besoin) Remettre en forme

Etape 4. Photometrie differentielle 3 fichiers fournis : *.phot = flux *.fits = combinaison de toutes les images du run d’observation *.coo = coordonnées des étoiles pour visualiser avec IRAF/ds9 Format de *phot : puis 8xN_good_images Remettre en forme Position Flux en électrons Pour ouverture = 1, 1.25, 1.5, 1.75, 2, 2.5, 3, 4 x Mean_FWHM_pm

Etape 4. Photometrie differentielle Ecriture d’un programme qui: - Lit le fichier *phot, pour une ouverture choisie, une cible choisie (T) et une liste d’étoiles de comparaison choisie (C1, C2, etc…), calcule pour chaque pose (JD) le rapport FT/(FC1+FC2+…), Normalise la courbe finale (données hors transit) Calcul l’erreur de chaque mesure via A = ouverture (pixels) texp= temps de pose (s) bg = ciel (él) X = masse d’air H = altitude (m) Ø = diamètre du télescope (cm) RON = bruit de lecture (él) nC = nombre d’étoiles de compa Remettre en forme

Etape 4. Photometrie differentielle Visualisation Choix des étoiles de comparaison – courbe la moins bruitée et la plus propre possible Estimation visuelle de Durée du transit tT durée de recouvrement complet tF Profondeur dF Remettre en forme

Inférences scientifiques Utilisation des formules analytiques simplifiées de Seager, S., & Mallen-Ornelas, G. 2003, “On the Unique Solution of Planet and Star Parameters from an Extrasolar Planet Transit Light Curve”, ApJ, 585, 1038-1055.
http://seagerexoplanets.mit.edu/ftp/Papers/Seager2003.pdf Afin d’estimer : L’inclinaison de l’orbite i La paramètre d’impact du transit b Le rapport des rayons Rp/R* Le rapport géométrique a/R* La densité de l’étoile ρ* (en utilisant P) Prendre des valeurs de M* et K issues de la littérature pour estimer Mp, R*, Rp Comparer les valeurs obtenues aux valeurs de la littérature Détailler dans le rapport les hypothèses sur lesquelles sont basées les formules utilisées. Remettre en forme