Collaborations pro/am en exoplanètes

Rencontres du Ciel et de l’Espace - 9 Novembre 2014 - Paris
Collaborations pro/am en exoplanètes
Bilan et Perspectives
Alexandre Santerne
Marie Curie Fellow
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço Universidade do Porto
[email protected]
supported by the European Union under a Marie Curie Intra-European Fellowship for Career Development with reference FP7-PEOPLE-2013-IEF, number 627202.
Les grandes questions
Nous voulons savoir
• Comment les systèmes planétaires se forment, migrent et
évoluent
• Quel est le taux de formation des systèmes planétaires
• Autour de quelle type d’étoiles ?
• Quelle est la diversité des propriétés des planètes ?
• Quelle est la composition chimique et les propriétés des
atmosphères de planètes ?
• Quelles sont les conditions pour l’habitabilité ?
• ….
Exoplanètes en transit = planétologie comparée
Rayon
★ Masse
★ Densité
★ Eccentricité
★ Obliquité
★ Albedo
★ Propriétés atmospheriques
★ Composition atmospherique
★ etc ...
★
KOI-196 b / Kepler-41 b (Santerne et al., 2011b)

Winn (2010)


Exoplanètes en transit = planétologie comparée
Rayon
Masse
Densité moyenne
Mass-radius relationships of rocky exoplanets
(tellurique, géante, naine brune, ...)
Sohl et al. (2012)
Connaitre la masse et la
densité:
connaitre la nature
Recherche d’exoplanètes “pro”
102
16
101
100
10
1
10
2
14
13
12
11
10
3
Kepler candidates
10
CoRoT candidates
Ground-based planet detections
4
100
101
Orbital period [days]
Depuis le sol:
OGLE
TrES
XO
SWASP
HAT-Net
KELT
102
Depuis l’espace:
QES
MEarth
CoRoT
Kepler
10
Magnitude
Transit depth [%]
15
Suivi des éphémérides
http://var2.astro.cz/ETD/
http://var2.astro.cz/ETD/
Exoplanet Transit Database
http://var2.astro.cz/ETD/
Exoplanet Transit Database
http://var2.astro.cz/ETD/
Exoplanet Transit Database
Recherche de compagnons par TTVs
http://koinet.astro.physik.uni-goettingen.de
KOINet
http://koinet.astro.physik.uni-goettingen.de
KOINet
Accompagnement
d’observations spectroscopiques
•
OHP-T120
1.00
IAC80
Observations du transit spectroscopique
(eﬀet Rossiter-McLaughlin)
Besoin de suivi photométrique pour
déterminer la date exacte du transit
Kepler
0.98
0.96
ROTAT
Relative flux
. 5.— Illustration of the Rossiter-McLaughlin (RM) effect. The three columns show three successive phases of a transit. The
t row shows the stellar disk, with the grayscale representing the projected rotation velocity: the approaching limb is black and the
eding limb is white. The second row shows the corresponding stellar absorption line profiles, assuming rotation to be the dominant
adening mechanism. The “bump” occurs because the planet hides a fraction of the light that contributes a particular velocity to the
e-broadening kernel. The third row shows the case for which other line-broadening mechanisms are important; here the RM effect0.94
is
nifested only as an “anomalous Doppler shift.” Adapted from Gaudi & Winn (2007).
MOOS
0.92
0.90
Engarouines
0.88
Radial velocity [m.s 1 ]
40
30
20
10
0
10
20
. 6.— Using the RM effect to measure the angle λ between the sky projections of the orbital and stellar-rotational axes. Three30
et with
al. the
(2010)
ferent possible trajectories of a transiting planet are Winn
shown, along
corresponding RM signal. The trajectories all have the40
me impact parameter and produce the same light curve, but they differ in λ and produce different RM curves. The dotted lines are for
50
case of no limb darkening, and the solid lines include limb darkening. From Gaudi & Winn (2007).
0.30
HARPS-N
= 71
0.35
=
76
0.40
0.45
0.50
Time (BJD - 2456566)
=0
0.55
0.60
Santerne et al. (2014)
•
1.02
C. Moutou et al.: Three new hot Jupiters in extrasolar systems
Recherche de transit sur nouvelles planètes VR
5800
5900
6000
6100
1
linear
quadratic
Nmeas
Span
(O-C)
2
red
6300
[days]
[JD-2400000]
[JD-2400000]
[deg]
[m s 1 ]
[MJup ]
[AU]
[km s 1 ]
[m/s/yr ]
[m/s/yr2 ]
[days]
[m s 1 ]
HIP 91258 b
5.0505±0.0015
56164.275±0.028
56165.565±0.023
0.024±0.014
276±64
130.9±1.7
1.068±0.038
0.057±0.0009
-9.452±0.002
-431± 13
-1032±109
27
145.8
5.97
3.1
HIP91258
200
100
0
−100
−200
−300
10
0
−10
6100
6140
6160
6
BJD − 2450000
..
6400
6120
..
100
ower
Moutou et al. (2014)
RV [m/s]O−C [m/s]
RV [m/s]
.
a flat bisector span as a function of the radial ve100
50
locity (Fig. 11) HIP91258
and an r.m.s. of 8 m s 1 . The periodogram of the
0
200 shows only noise (Fig. 10 bottom). The log RFig.
bisector spans
HK 8. Relative flux of HD 159243 phased with the orbital period and
0
50
time
value varies very little and shows no cyclic behaviour (Fig.1), of transit of companion b. The dotted line shows the 1- uncer100 deviation of 0.03 dex during the period of obsertainty in the transit ephemeris. The thick line shows the transit duration
with a standard
−50
and
expected
transit
depth
for
the
nominal
ephemeris.
There
is
no
evivations. When
0 the Keplerian+quadratric trend model is removed
−100
dence of a transit, although it cannot be ruled out in the whole range.
from the data,0 the periodogram shows a peak near 29 days that
could be caused
by activity, since the estimated stellar rotation
−150
−50
−100
−0.1 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5
period from
the average log R0HK index is 24±7 days.
φ
Table 2. Orbital and physical parameters for the planets orbiting the
The main
detected signal is attributed to a planet with a min−100
.
−200 −0.1 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0 1.1 star HD 13908. T is the epoch of the highest RV. (O-C) is the residual
imum mass
of 1.09 MJup in a 5.05 day circular orbit withnoise
a after orbital fitting.
Fig. 9. SOPHIE radial velocities
semi-amplitude of 130.9±1.7 m s 1 .φThe full set of parameters
orbiting HIP 91258: (top) as a fun
is given.. in−300
Table 4. When a model with two Keplerian orbits ..isParameter
HD 13908 b
HD 13908 c
model including a quadratic longadjusted to the
10 data, the best solution favours an outer body withP
60
[days]
19.382 ±0.006
931±17
of phase for the inner planet.
a 5-yr period and a mass slightly above the hydrogen-burningT
[JD-2400000]
55750.93±0.18
56165±9
400
.
limit. The time
span of observations is, however, insufficientT transit
[JD-2400000]
55756.032±0.156
56436±15
20characterize of this distant body in the system ofe
to precisely−10
0.046±0.022
0.12±0.02
0.7
!
[deg]
185±43
185±11
HIP 91258, and
we
defer
its
identification
to
future
studies
based
0
6100
6120
6140
6160
6180
6200
6220
6240
0.6
[m s 1 ]
55.3±1.2
90.9±3.0
on several-years long additional observations. If adjusted to theK
−20
2450000.0
[MJup ] flux of HIP 91258
0.865±0.035
Fig.
phased with the5.13±0.25
orbital period and 0.5
shortest . possible
period of 150 BJD
days− and
using[days]
a null eccentric-m2 sin
.i 12. Relative
RV [m/s]RV [m/s]
activity,. with
6200
Parameter
P
T
T transit
e
!
K
m2 sin i
a
RV [m/s]
HD 159243 c
.
248.4 ±4.9
56484±11
56428±102
0.075±0.05
69±97
56.6 ±3.3
1.9±0.13
0.80±0.02
−50
5700
Table 4. Orbital and physical parameters for the planet orbiting
C. Moutou et al.: Three new hot Jupiters in extrasolar systems
HIP 91258.
.
0
outou et al.: Three new hot Jupiters in extrasolarBJD
systems
− 2450000.0 [days]
..
planets orbiting
O−C [m/s]
O−C [m/s]
RV [m/s]
Table 3. Orbital and physical parameters for the
HD 159243.
Moutou et al.: Three new hot Jupiters in extrasolar systems
Parameter
HD 159243 b
.
P
[days]
12.620±0.004
HD159243
T
[JD-2400000]
56426.11±0.21
T transit 150 [JD-2400000]
56416.78±0.22
e
0.02±0.018
100
!
[deg]
223±93
1
50 [m s ]
K
91.1±2.1
m2 sin i
[MJup ]
1.13±0.05
0
a
[AU]
0.11±0.002
1
-22.653 ±0.012
S OPHIE −50 [km s ]
1
[km s ]
-22.69±0.01
S OPHIE+
−100
Nmeas
53
Span −150 [days]
767
(O-C) 50 [m s 1 ]
12.4/9.4
2
4.2
red
Recherche de transit sur nouvelles planètes VR
d
eo
e
F. Bouchy et al.: The transiting
L17
Letter to the Editor
ting hot Jupiter HD 189733 b. II.
Letter to the Editor
L18
Fig. 2. Phase-folded radial velocity measurements of HD 189733 suFig. 3. Photometric transits of HD 189733 observed with the 1.20-m
perimposed on the best Keplerian solution. Error bars represent the
OHP telescope. Triangles correspond to the observation on B band
HD189733
et al.near
2005)
photon-noise uncertainties.
The inset(Bouchy
shows a zoom
phase zero
made on September 15th 2005. Full circles and open circles correwhere radial velocities exhibit the Rossiter-McLaughlin eﬀect.
spond to observation on R band made respectively on September 24th
and 26th 2005. The solid curve represents the best-fit model for the
Comment faire ?
Photométrie différentielle de précision
•
Avec un télescope de 20/30cm ou plus, champ de vue minimum de 10’.
•
Guidage aussi parfait que possible afin de garder les étoiles sur les mêmes pixels toute la nuit. Cela
permet de limiter le bruit lié à la différence de réponse entre les pixels non corrigée par le flat-field.
•
Utilisation d’une caméra CCD refroidie, sans anti-blooming (de préférence), défocalisée afin que
l’étoile cible soit observée par environ 10/15 pixels. Cela permet de moyenner le bruit de lecture de
la caméra CCD. Attention à ne pas trop défocaliser et mélanger la lumière de plusieurs étoiles.
•
Utilisation d’un filtre large bande photométrique rouge, idéalement le sloan r’. Un filtre clear (ou pas
de filtre) peut être utilisé pour les plus petits télescopes.
•
Temps de pose de l’ordre de une à quelques minutes (à juger en fonction de la taille du télescope et
de la qualité du ciel). L’objectif est d’obtenir au moins 20 000 à 30 000 ADU par pixel sur l’étoile
cible (pour un capteur 16 bits).
•
Dark / Flat / Offset doivent être fait la même nuit. Un bon flat est primordial.
Logiciel de traitement pour photométrie
différentielle
•
Muniwin
http://c-munipack.sourceforge.net
tutorial C&E Novembre 2011
•
CalaPhot (Audela)
http://www.astrosurf.com/michelet/calaphot/html/index.html
Bilan de la collaboration
•
Forte activité amateur pour le suivi long-terme des
planètes connues
•
Niche importante pour les amateurs : TTVs (cf KOINet)
•
Accompagnement spectroscopique & recherche de
transit sur planète VR : occasionnel mais nécessite une
bonne maitrise technique.
CHEOPS
TESS & PLATO
TESS
2017 - 2019
The PLATO Mission
Mission proposal for ESA M3 launch selection
PLATO :
- planets around bright stars
- astroseismology of hosts
- ultra-high precision
- very wide field
PLATO 2.0
Example: Kepler-10b
Accuracy:
2024
2031+
An Earth -around
a Sun :
radius up to 2%
mass up to 10%
age known to 10%
Perspectives de la collaboration
•
Suivi d’éphémérides va devenir de plus en plus important
et inégal.
•
Recherche de transit sur planètes VR: inutile (CHEOPS,
TESS).
•
Accompagnement Rossiter de plus en plus important
(nouvelles planètes détectée par TESS).
•
Gros besoins de suivi-sol pour PLATO, pour exclure les
binaires de fond.

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