A STEP Antarctica Search for Transiting Extrasolar Planets 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),

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

L’importance des transits … Sato et al. For N2K Consortium, accepté par Astrophysical Journal – 07/2005 Un Saturne chaud avec un noyau massif ! Période = 2.8766 jour Rayon = 0.725 +/- 0.05 RJup Masse = 0.36 +/-O.O3 MJup Les modèles de formation planétaire suggèrent la présence d’un noyau rocheux de 67 masses terrestres !

Les 9 planètes caractérisées

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

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 14 17.2 11 13.6 Nombre de détections réel 1 1.2 Simulation considérant les « effets systématiques » 0.9 1.1 0.2 0.6 0.01 Plusieurs éléments mis en cause pour estimer cette surestimation : Nombre de candidats réels exploitables par champ (Brown 2003, Gaudi et al. 2005 …) Couverture temporelle limitée Bruits rouges corrélés ou effets systématiques (Pont 2005)

L’estimation précise du nombre de cibles exploitables par champ Les différence de types stellaires Le biais en métallicité

L’observation 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 d’un transit Avec OGLE Pour le même télescope avec une couverture en phase sans intermittence pendant 60 jours

Les effets systématiques Nous n’en possédons qu’une connaissance partielle Ils résultent de l’interaction entre effets environnementaux et avec les choix instrumentaux Ils sont fortement liés à la qualité de l’échantillonnage Pour OGLE, la principale source est la réfraction différentielle liée aux changements de masse d’air. Ces bruits rouges, ou « effets systématiques » sont l’ensemble des bruits ayant des corrélations temporelles et que l’on ne peut soustraire simplement. Ils sont de loin, et pour tous les projets transit sol que nous avons analysés, le bruit majorant.

Etude théorique en cours : La simulation de la détectivité globale d’un programme de recherche de transits COROTLUX ->Génération d’un champ d’étoiles (bruits astrophysiques) Génération de Fonction d’Etalement 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)

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 d’études + Mise en évidence du gain en détectivité lié au Dôme C + Détection d’exoplanètes en transit Particularités du projet + Phase 0 d’un projet de détection massif + Seul projet français de détection de transits depuis le sol + Coordination avec d’autres projets existants 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) Scientific committee Tristan Guillot (OCA, PI) Francois Fressin (OCA, IS) Frederic Pont (Geneva) Eric Fossat (LUAN) François-Xavier Schmider (LUAN) Heike Rauer (DLR)

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

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

Planning du projet

Plusieurs configurations étudiées en parallèle Prototype dédié Télescope Newton de 40 cm Télescope de type MEADE 16 antarctisé CCD EEV 42-80 (MARCONI) Size: 2048 x 2048 Pixel size 13,5m

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 d’utilisation

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

Caméra A STEP CCD Backup Corot Andor DW 436

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

Binaires à éclipses rasantes La discrimination des faux transits Binaires à éclipses rasantes naines M systèmes triples Suivi par vitesse radiale des candidats Avec l’instrument HARPS Elimination des faux candidats Caractérisation masse - rayon des détections

Perspectives A STEP est un projet au potentiel élevé Susceptible de détecter en une saison d’observation autant de transits que l’ensemble des autres programmes au sol jusqu’ici 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 l’objet d’une 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

A STEP : Les résultats de la phase 0 en 2005 et les travaux en cours La constitution d’une équipe scientifique et technique adaptée au projet Identification du Project Manager et de l’expert caméra à l’OCA Intégration du LUAN dans l’équipe A STEP L’étude de l’adaptation de A STEP aux télescopes du site Etude du dispositif optomécanique d’insertion L’étude de la stratégie optimale pour un programme transit sol Exploitation des résultats du premier hivernage Champs cibles et stratégie d’observation La connaissance de la photométrie des transits depuis le sol Impact des effets systématiques (Pont et al. 2005 en préparation) Simulateur global de détection des transits (incluant simulateur de champ et tous les effets générateurs de bruit dont nous avons connaissance)