Michaël Gillon ( m ichael.gillon@ulg.ac.be)

1. Introduction à l’exoplanétologie Michaël Gillon (michael.gillon@ulg.ac.be) Travaux pratiques : observation et analyse d’un transit d’exoplanète Master en sciences spatiales – Année académique 2013-2014

2. 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 (TRAnsitingPlanets and PlanetesImalsSmall 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 TP transit

3. La Silla

4. TRAPPIST

5. TRAPPIST

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

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

8. IR Lum = I+z Etape 2. Choix de la stratégie Z’2 = z’

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

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

11. 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 : Etape 4. Photometriedifferentielle puis 8xN_good_images Position Flux en électrons Pour ouverture = 1, 1.25, 1.5, 1.75, 2, 2.5, 3, 4 xMean_FWHM_pm

12. 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 Etape 4. Photometriedifferentielle 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 = nombred’étoiles de compa

13. 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 complettF • ProfondeurdF Etape 4. Photometriedifferentielle

14. 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. Inférencesscientifiques