Méthode des transits

De EduTech Wiki
Aller à : navigation, rechercher

Cette page a pour optique de présenter brièvement le principe, les avantages ainsi que les limites de la méthode des transits qui est aujourd’hui la technique la plus utilisée par les astronomes du monde entier pour détecter les exoplanètes.

1 Principe

Détecter une exoplanète signifie trouver les indices de la présence d’un objet distant orbitant autour d’une étoile dont le flux émis occulte bien souvent celui de l’objet ( ∼ 10^5 supérieur). Si la tache semble ardue, la stratégie adoptée lorsque l’on utilise la méthode des transit est assez pragmatique : sous les bonnes conditions géométriques, lorsqu’un objet passe entre une source lumineuse et un observateur, il occulte une partie de la source pour l’observateur, ce qui résulte trivialement en une baisse de luminosité. L’idée de la méthode des transit est donc d’observer une baisse de luminosité périodique (un minimum de deux observation est requis) chez certaines étoiles, ce qui serait la signature d’un objet en orbite occultant une partie du disque stellaire, un objet en "transit".
Si le concept est simple, la difficulté réside dans les conditions géométriques imposées et la précision instrumentale requise.

2 Contraintes géométriques

On ne peut parler de transit que si l’objet étudié passe devant le disque stellaire du point de vue de l’observateur. Cela ne se produit que pour des orientations particulières des orbites exoplanétaires ; en particulier, on peut contraindre i l’angle d’inclinaison de l’orbite ; soit R* le rayon stellaire et a le demi-grand axe, on a : tan(i) = R*/a

Comme i est généralement faible, on approxime tan(i) ≈ i. Cette contrainte sur i implique donc que la projection de l’orbite de l’exoplanète sur le plan normale à la ligne de visée croise le disque stellaire. On peut calculer la probabilité d’observer ce phénomène en dérivant le rapport de la surface parcourut par la planète (pour que l’on puisse observer un transit) et de la surface de la sphère de rayon a (qui correspond à toutes les inclinaison d’orbite possibles) : Po = 2πa × 2R*/4πa2 = R*/a

Pour une planète comme Jupiter la probabilité est de ∼0,1% ce qui augmente à ∼1,2% pour une planète proche de son étoile comme Mercure. Pour autant cela ne signifie pas qu’une planète comme Mercure sera plus aisé à détecter : il faut tenir compte de l’intensité du signal reçu qui dépend directement du rapport Rayon Planétaire/Rayon Stellaire

3 Courbe de luminosité, profondeur et durée du transit

Les fluctuations de luminosité qui découlent d’un transit sont faibles, cela est trivialement dû au fait que le rayon planétaire sensiblement plus faible en générale que le rayon stellaire et donc que la partie du disque stellaire occulté est minime par rapport au disque stellaire observé. Plus formellement, en considérant l’étoile comme un corps noir, et avec la loi de Stefan Blotzmann donnant accès au flux lumineux, on a : ∆F/F = Flux occulté/Flux stellaire

On a considéré que le disque stellaire était uniformément lumineux et que la planète effectuait un transit parfait (pas de planète rasant la couronne stellaire), ce qui est une idéalisation naïve mais qui donne un ordre de grandeur. Dans cette optique on peut calculer arbitrairement la profondeur du transit de Jupiter et de la Terre vu par un observateur extérieur au système solaire :

  • Profondeur du transit de Jupiter : R2J/R2 ≈ 0.01 soit une baisse de luminosité de 1%
  • Profondeur du transit de la Terre : R2J/R2 ≈ 0.00008 soit une baisse de luminosité de 0.008%

Expérimentalement, la courbe luminosité-temps observée ne transcrit pas intuitivement le phénomène : elle se présente généralement sous la forme d’une bande de points qu’il faut replier en phase et isoler du bruit (pic). Une fois fait, la courbe obtenu est caractérisé par trois phases : une décroissance dû à l’entrée progressive de l’exoplanète dans la zone du disque stellaire, un plateau qui correspond au fait que la silhouette de l’exoplanète est complètement englobée dans celle du disque stellaire et une croissance symétrique à la décroissance qui vient de la sortie de l’exoplanète de la zone du disque stellaire. En dehors de ces phases, la luminosité est supposément constante.

4 Faux positifs

Plusieurs configurations astronomiques peuvent conduire à une observation similaire à celle d’un transit exoplanétaires. Dans cette section, on se contentera de lister cas les plus communs à l’origine des faux positifs, notamment les binaires éclipse : Lorsque deux étoiles sont liées gravitationnellement et orbitent autour du centre de masse de leur système, on parle d’étoile binaire ou de systèmes double. Ce type de configuration est assez courant dans la galaxie (il est estimé que 50% des étoiles font partie d’un système binaire ou triple). Les binaires éclipses sont observées lors de transit dans un système double : considérons l’étoile α ayant une luminosité L1 supérieure à L2 celle de sa partenaire, l’étoile β. Dans les conditions imposées par un transit, lorsque l’étoile β occulte une partie de α on observe une baisse de luminosité dû à L1 >> L2 qui peut être confondu avec un transit exoplanétaire.