Tutoriel sur la Courbe de Lumière de Transit

Dans cette section, nous montrerons une courbe de lumière de la mission Kepler et déterminerons les paramètres de la planète. Kepler est l’observatoire de chasse à la planète le plus puissant que nous ayons aujourd’hui, et la meilleure partie est que les données sont toutes publiques. La figure ci-dessous montre une courbe de lumière de Kepler d’une exoplanète appelée HAT-P-7 b.

Cette planète est un Jupiter chaud – l’un des types de planètes les plus faciles à détecter.

Tout d’abord, notez l’échelle de l’intrigue ci-dessus. La durée totale du graphique est inférieure à 1% de la luminosité totale de l’étoile! La recherche de planètes en transit nécessite des mesures de luminosité très précises.

La courbe de lumière de Kepler de HAT-P-7 montre trois transits très convaincants – les grands creux soulignés de flèches rouges ci-dessous.

La profondeur de ces transits code la taille de la planète.

Ici, les transits diminuent le flux de 1,0 à environ 0,994 – une diminution d’environ 0,6%. En utilisant la formule du rayon planétaire:

et en branchant les valeurs de profondeur = 0,6% = 0,006, R* = 2 rayons solaires, on trouve un rayon planétaire Rp d’environ 1,5 rayon de Jupiter.

La durée entre deux transits successifs est la “période orbitale ” de la planète, qui est la longueur de l’année de cette planète:

Lorsque la planète passe derrière l’étoile, toute lumière provenant de la planète, soit la lumière des étoiles réfléchie sur la surface de la planète, soit la lumière émise par la planète parce qu’elle brille de chaleur, est bloquée. Cette diminution de la luminosité est appelée “éclipse secondaire” et, pour les planètes, elle est généralement assez faible.

Il est à peine détectable à l’œil nu, mais si vous empilez un grand nombre de ces éclipses et faites la moyenne des données, c’est assez évident. L’éclipse secondaire moyenne de HAT-P-7 b en utilisant l’ensemble des données de Kepler est présentée ci-dessous. Les points gris et les points violets sont des moyennes sur des intervalles de 1 minute et 15 minutes, respectivement:

La durée du transit est le temps qu’il faut à la planète pour traverser la face de l’étoile. Cette mesure code de nombreux observables, y compris le “paramètre d’impact”, ou à quel point la planète transite près du centre de l’étoile, la taille de l’étoile (ou plus précisément la densité de l’étoile), et l’excentricité de l’orbite de la planète, ou à quel point l’orbite de la planète est proche d’un cercle. Il est difficile de démêler ces différentes mesures, mais avec des analyses sophistiquées, c’est possible.

La figure ci-dessous montre de plus près la courbe de lumière de transit. Ici, les points gris sont à nouveau des données moyennées, cette fois en moyenne sur des intervalles de 20 secondes, en utilisant des données provenant d’environ 6% de l’ensemble de données complet.

En regardant de plus près la courbe de lumière de transit, quelques choses sont évidentes. Premièrement, le transit n’est pas à fond plat, il est à fond rond. En effet, les étoiles ne sont pas uniformément brillantes sur leurs surfaces. Les étoiles ont une propriété appelée “assombrissement des membres”, ce qui signifie que l’étoile est la plus brillante au centre de notre vue et la plus faible au bord de la vue. Ceci est illustré dans l’image suivante de notre Soleil, obtenue par l’Observatoire Solaire et héliosphérique de la NASA.

Image: NASA

Le profil arrondi provient de la planète se déplaçant à travers des parties de l’étoile avec une luminosité différente – lorsque la planète est près du bord de l’étoile, elle bloque une partie de l’étoile la moins brillante, donc elle bloque la lumière la moins totale. Ceci est illustré dans l’animation suivante:


Animation: Jason Eastman

Une autre caractéristique intéressante est que la diminution de la luminosité en transit n’est pas instantanée – il faut un certain temps pour que la planète passe complètement au-dessus du bord de l’étoile. Ceci est également illustré dans l’animation ci-dessus.

Les astronomes distinguent généralement deux durées de transit différentes: la “durée totale” tt, depuis le début de la diminution de la luminosité jusqu’à la fin de la montée, et la “durée complète”, tf, la durée pendant laquelle la planète est entièrement à la surface de l’étoile. La figure ci-dessous annote ces deux mesures de durée différentes.

Le rapport entre tt et tf, lorsqu’il est combiné avec d’autres informations comme la profondeur du transit, donne des informations sur la distance entre le centre de l’étoile et la planète. Habituellement, les astronomes extraient ces informations en calculant à quoi devrait ressembler le transit et en les comparant aux observations. Cette approche, appelée modélisation, aboutit à des calculs qui correspondent très étroitement aux données observées. Une courbe de lumière du modèle est représentée en violet sur la figure ci-dessous, en plus des données de HAT-P-7 b.

Continuez sur la page 3.

Laisser un commentaire

Votre adresse e-mail ne sera pas publiée.