et les astronomes amateurs… 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’étoile- mère 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’étoile-mère 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 Moyenne: 8.237 Moyenne: 8.220

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.) Dec. (deg.) Spectral type V (mag) Fe/H (dex) Distance (parsecs) Hipparcos Selected 17972 GJ3251 3 63 M1.5 11.5 NA 34.66 56299 ………. 11 57 K2V 9.3 38.52 62523 111395 12 24 G7V 6.3 17.17 108859 209458 22 18 G0V 7.9 47.08 111942 GJ 870 43 K8V 10 42.94 New Hipparcos Variables? HD Number R.A. (hr.) Dec. (deg.) Spectral type V (mag) c2 Period (days)/delta 13313 17791 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 1 G8V 7.6 3.712 4.15717 / 0.06 4956 SAO11548 61 9.0 2.853 3.01776 / 0.1 100346 193706 21 F9Vw 8.0 2.436 20.7231 / 0.08 18719 SAO 76384 4 G4V 8.8 2.406 5.88196 / 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 résolution Pixel 1X1 ~20,000 ADU, antiblooming ~40,000 ADU, non-antiblooming Chip gain 2.3 photons/ADU

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% 440 1000 31.6 3.20% 4400 10000 1% 44000 100000 316 0.30% 440000 1,000,000 0.10% ADU= analogue vers unité digitale RT

FIN