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Michaël Gillon (michael.gillon@ulg.ac.be)

Master en sciences spatiales – Année académique 2013-2014

Introduction à l’exoplanétologie

Travaux pratiques : observation et analyse d’un transit d’exoplanète

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’ OuestCaméra CCD 2kx2k, pixel 0.65’’, champ de 22’x22’

Voir http://www.orca.ulg.ac.be/TRAPPIST

La Silla

TRAPPIST

TRAPPIST

Etape 1. Choix de la cible

Visible depuis La Silla !Plusieurs transits complets en avril & maiIntérêt 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/

Etape 2. Choix de la stratégie

Transit complet : au moins 1h avant et aprèsFiltre : B, V, Rc, Ic, I+z, z’, B-blocking

Etape 2. Choix de la stratégie

IR Lum = I+z

Z’2 = z’

Etape 2. Choix de la stratégie

Coordonnées de pointageVisualisation du champs : ds9 + ESO/DSS

Etape 3.Scheduling

Voir avec Laetitia (ldelrez@ulg.ac.be)Réglage du temps de pose et du défocus (si besoin)

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

Pour ouverture = 1, 1.25, 1.5, 1.75, 2, 2.5, 3, 4 x Mean_FWHM_pm

Flux en électrons

Position

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

€

npix = πA2

FC = FC1 + FC 2 + ...

sc = (0.09 ×∅ −2 / 3 × X1.75 × e−H / 8000) / 2* texp

NT = FT + (FT × sc)2 + npix × (bg+ RON

2)

NC = FC + (FC × sc)2 + nC × npix × (bg+ RON

2)

σ =NTFT2 +NCFC2

A = ouverture (pixels)texp= temps de pose (s)bg = ciel (él)X = masse d’airH = altitude (m)Ø = diamètre du télescope (cm)RON = bruit de lecture (él)nC = nombre d’étoiles de compa

Etape 4. Photometrie differentielle

Visualisation

Choix des étoiles de comparaison – courbe la moins bruitée et la plus propre possible

Estimation visuelle deDurée du transit tT

durée de recouvrement complet tF

Profondeur dF

Inférences scientifiques

Utilisation des formules analytiques simplifiées deSeager, 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 iLa paramètre d’impact du transit bLe 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.