La méthode de transit

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La méthode de transit est basée sur l’observation de la petite baisse de luminosité d’une étoile, qui se produit lorsque l’orbite (ligne pointillée) d’une des planètes de l’étoile passe (” transits “) devant l’étoile. La quantité de lumière perdue – habituellement entre 0,01% et 1% – dépend des tailles de l’étoile et la planète ; et la durée du transit est fonction de la distance entre la planète et l’étoile et sa masse. Puisque la masse et la taille de l’étoile peuvent être déterminées à partir d’observations spectroscopiques, la taille et la distance de la planète peuvent être déterminées. Bien sûr, un transit doit avoir lieu une fois pour chaque révolution orbitale de la planète autour de l’étoile. Cette répétition des transits est le principal outil de diagnostic pour déterminer si un transit observé provient réellement d’une planète – il doit apparaître une fois par ” année ” de la planète.

La répétabilité des transits donne également l’occasion d’observer une planète en transit connue dans le futur grâce à une instrumentation améliorée – un jour, il sera peut-être possible d’examiner l’atmosphère d’une planète (par spectroscopie des lignes d’absorption de son atmosphère en transit) et de vérifier si elle présente des indicateurs de vie, tels que la présence d’oxygène libre dans l’atmosphère.

Dans le projet TEP, nous observons une étoile binaire éclipsante pour les signaux de transit. Une planète dans le plan de l’étoile binaire transiterait par les deux composantes. Ceci est symbolisé par le logo du réseau TEP.

Diverses formes de transit peuvent résulter de transits à travers des étoiles binaires. Elles sont la conséquence de la variété des configurations géométriques possibles, les étoiles binaires se déplaçant les unes autour des autres, et la planète se déplaçant autour des deux.

Ce graphique montre des exemples de changements de luminosité qui pourraient être causés par une planète avec 2 rayons terrestres, transitant à travers les deux composantes de CM Draconis. L’axe vertical est marqué en milli-magnitudes ; 1 mmag correspond à une variation de luminosité d’environ 0,1%. A gauche se trouve le cas’normal’ avec deux sauts (un de chaque composant) séparés de quelques heures ; à droite, un seul long transit – tel qu’il aurait pu se produire si CM Dra était dans la configuration indiquée par le logo TEP. Avec les planètes à longue période, des formes encore plus complexes et des transits multiples peuvent se produire. La Fig.1 de l’article dans Astronomy & Astrophysics (1998, Vol 338, p 479, préimpression en post-scriptum, pdf) donne d’autres exemples de ces transits. Les formes uniques que les planètes provoqueraient dans les transits binaires servent d’outil supplémentaire pour l’identification des transits planétaires réels : Chaque planète (avec une période et une phase spécifiques) provoquerait une séquence unique de transits à travers le CM Dra. une fois qu’une planète candidate a été trouvée, d’autres transits, y compris leurs formes, peuvent être prévus et vérifiés par des observations télescopiques.