Astronomie

Utilisation du module « exoplanète » pour ajuster une courbe de vitesse radiale pour un système d'étoiles binaires

Utilisation du module « exoplanète » pour ajuster une courbe de vitesse radiale pour un système d'étoiles binaires


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Dans le cadre d'un projet, j'essaie d'ajuster une courbe de vitesse radiale à l'aide du didacticiel ci-dessous pour le système d'étoiles binaires (EBLM J0608-59): https://docs.exoplanet.codes/en/stable/tutorials/rv/

J'ai le code ci-dessous (similaire au tutoriel) mais comme il ne s'agit que d'un seul corps en orbite autour de l'étoile principale, je n'ai pas utilisé les arguments de forme dans la section 'Modèle'. J'ai les mesures de temps et les vitesses radiales correspondantes ci-dessous.

Dans mon code :

bjd_arr = [2458549.66666822, 2458488.75868917, 2458721.8842678, 2458216.52944096, 2458777.86519712, 2458730.87419918, 2458503.73189952, 2458740.81585069, 2458717.86935648, 2458566.60445361, 2458708.90058602, 2458698.93553665, 2458556.64600867, 2458537.693232, 2458553.66510611, 2458436.82194322, 2458726.88080012, 2458516.71230084] RVarr = [40,4432860896165, 23,5780860488492, 19,1436760180712, 50,786661126373, 7,57399767050893, 33,7977531116774, 26,2274095792521, 46,7356539726255, 14,8623891652762, 50,1464417200217, 30,9220153319253, 50,7551660448898, 20,5739440645183, 50,6114884906977, 49,0286951865467, 48,9542544284423, 49,1472667204292, 14,7099410033466] RVerr_arr = [,00746727240668619, ,0071426759147196405, ,007709525952827119, ,00749855434080898, 0,00811465321639329, 0,00802464048008298, ,00773122855735923, 0,00789124901574783, 0,007773933655270579, ,00753401931897191 , 0,0082360876229237, 0,00741660549431721, 0,0079125927446526, 0,007308327482575159, 0,00868241919549683, 0,00 794049877685647, 0,00781335663783952, 0,0076679825576695] périodes = 14,608810 import numpy as np import matplotlib.pyplot as plt import pymc3 as pm import exoplanet as xo import theano.tensor as tt x = np.array(bjd_arrr) y(bjd_arrr) y(narr.arrr) = np.array(RVerr_arr) period_errs = 0.011184 t0s = (min(bjd_arr)+max(bjd_arr))/2 # temps de transit (estimation approximative) t0_errs = 0.011184 Ks = xo.estimate_semi_amplitude(periods, x, y, yerr, t0s =t0s) print(Ks, "km/s") print(type(Ks)) print(float(Ks)) x_ref = 0.5 * (x.min() + x.max()) t = np.linspace( x.min() - 5, x.max() + 5, 1000)"Making RV model"avec pm.Model() comme modèle : # Priorités gaussiennes basées sur les données de transit (de Petigura et al.) t0 = pm. Normal("t0", mu=(t0s), sd=(t0_errs)) P = pm.Bound(pm.Normal, lower=0)( "P", mu=(periods), sd=(period_errs), testval =(périodes), ) # Large a priori log-normal pour la semi-amplitude logK = pm.Bound(pm.Normal, lower=0)( "logK", mu=float(np.log(Ks)), sd=10.0 , testval=float(np.log(Ks)) ) # Excentricité & argument du périastero n ecc = xo.distributions.UnitUniform( "ecc", testval=0.1 ) omega = xo.distributions.Angle("omega") # Gigue et une tendance quadratique RV logs = pm.Normal("logs", mu=np. log(np.median(yerr)), sd=5.0) trend = pm.Normal("trend", mu=0, sd=10.0 ** -np.arange(2)[::-1], shape=2 ) # Ensuite, nous définissons l'orbite orbit = xo.orbits.KeplerianOrbit(period=P, t0=t0, ecc=ecc, omega=omega) # Et une fonction pour calculer le modèle complet de RV def get_rv_model(t, name="" ): # D'abord les RV induites par les planètes vrad = orbit.get_radial_velocity(t, K=tt.exp(logK)) pm.Deterministic("vrad" + name, vrad) # Définir le modèle de fond A = np.vander( t - x_ref, 2) bkg = pm.Deterministic("bkg" + nom, tt.dot(A, tendance)) # Somme sur les planètes et ajoute l'arrière-plan pour obtenir le retour complet du modèle pm.Deterministic("rv_model" + nom , tt.sum(vrad, axis=-1) + bkg) # Définit les RV aux instants observés rv_model = get_rv_model(x) # Définit également le modèle sur une grille fine comme calculé ci-dessus (pour le traçage) rv_model_pred = get_rv_model(t , nom="_p rouge") # Enfin, ajoutez le modèle d'observation. Cette ligne suivante ajoute une nouvelle contribution # au log de probabilité du modèle PyMC3 err = tt.sqrt(yerr ** 2 + tt.exp(2 * logs)) pm.Normal("obs", mu=rv_model, sd= err, observé=y)"Modèle initial"plt.figure(figsize=(10,10)) plt.errorbar(x, y, yerr=yerr, fmt=".k") avec le modèle : plt.plot(t, xo.eval_in_model(model.vrad_pred), "--k", alpha=0.5,label='star') plt.plot(t, xo.eval_in_model(model.bkg_pred), ":k", alpha=0.5,label ='bkg') plt.plot(t, xo.eval_in_model(model.rv_model_pred), label="model") plt.legend(fontsize=10) plt.xlim(t.min(), t.max()) plt.xlabel("temps [jours]") plt.ylabel("vitesse radiale [km/s]") _ = plt.title("modèle initial")

Graphique ici

Je pensais que cela fonctionnerait, mais j'obtiens la mauvaise courbe de modèle, où la courbe de modèle n'est qu'une ligne droite et je me demandais si je manquais quelque chose d'évident? Je soupçonne qu'il y a quelque chose qui ne va pas dans peut-être ledef get_rv_modelfonction mais je ne suis pas sûr (je suis encore un peu inexpérimenté avec le codage), donc tout conseil serait apprécié. Ce code fonctionne bien lorsque je l'utilise pour K2-24 comme ils le font dans l'exemple.


Revue hebdomadaire de la littérature n°1 : Détection d'exoplanètes par apprentissage profond

Ce mois-ci, je prends la résolution de lire autant de littérature scientifique que possible et de faire de mon mieux pour la résumer, sous la forme d'une série de publications, une par semaine. La plupart d'entre eux seront centrés, mais pas limités, à l'astrophysique.

Cette semaine, j'ai eu la chance de lire l'article sur la détection d'exoplanètes de la NASA et de l'UT Austin [0]. La NASA a organisé une conférence pour le même, affirmant

L'intelligence artificielle aide à trouver une exoplanète.

Dans cet article, je vais essayer de décomposer l'article original, de supprimer la « science du journalisme » et d'essayer d'aller au fond de « combien d'IA » est réellement dans le travail !

Conditions préalables:

  1. Connaissance de base du mouvement planétaire (trucs de lycée !)
  2. Réseaux de neurones de base (pas vraiment requis, mais recommandés).

L'article original que je lis se trouve dans arXiv : 1712.05044.

Quelques bonnes références pour les réseaux convolutifs :


starry : Courbes analytiques de lumière d'occultation pour l'astronomie.

PyTransit : Modélisation rapide et facile de courbes lumineuses de transit à l'aide de Python et Fortran.

batman : Modèles de courbes lumineuses à transit rapide en Python.

robin : Rayons d'exoplanètes robustes à partir des durées d'entrée/sortie

ktransit : Un simple outil de modélisation du transit d'exoplanètes en python

planetplanet : Un code photodynamique général pour les courbes de lumière des exoplanètes

ketu : Recherche de planètes en transit dans les données K2

ttvfast-python : interface Python vers la bibliothèque TTVFast

TTV2Fast2Furious : Construire et ajuster des modèles linéaires de variation du temps de transit

pysyzygy : Un code de transit planétaire rapide et général (syzygy) écrit en C et en Python

wellfit : Modélisation de transit clé en main avec étoile et célérite

lcps : Un outil de présélection des courbes de lumière avec des signatures de transit possibles


Spectroscopie stellaire

III.B Rotation

En plus de leurs vitesses radiales, mouvement orbital, pulsation ou oscillation atmosphérique complexe, toutes les étoiles présentent un autre mouvement : elles tournent. La rotation solaire peut être détectée facilement en suivant les positions des taches solaires, mais le spectre montre également cette rotation. L'équateur au limbe est du Soleil se rapproche de nous à 2 km s −1 , ce qui correspond à une période de rotation de 27 jours. En conséquence, les raies spectrales de l'hémisphère solaire oriental sont systématiquement décalées vers le bleu et les raies de l'hémisphère occidental sont toutes décalées vers le rouge. En fait, la première confirmation forte de l'effet Doppler pour la lumière est venue dans les années 1880, lorsque les taux de rotation solaire en fonction de la latitude de la tache solaire et les méthodes spectroscopiques se sont avérés être en accord.

Les mêmes déplacements systématiques de vitesse sont bien sûr présents dans d'autres étoiles, mais, à quelques exceptions près, on ne voit que la lumière intégrée sur l'ensemble du disque et on observe des profils de raies spectrales élargis par rapport au cas non tournant. Il est nécessaire d'utiliser un modèle pour dériver la vitesse de rotation stellaire. Le modèle de rotation stellaire doit prendre en compte plusieurs facteurs. Premièrement, la vitesse maximale se produit à l'équateur car la matière doit parcourir la plus grande distance pendant la période de rotation. En s'éloignant de l'équateur, la vitesse de rotation chute pour atteindre zéro aux pôles. Deuxièmement, nous n'observons qu'une partie de la vitesse de rotation de n'importe quel point du disque stellaire, le composant qui se rapproche ou s'éloigne de nous qui peut produire un décalage Doppler du matériau au niveau des membres, dont le mouvement est le plus étroitement aligné avec notre ligne à vue, produit les plus grands décalages. Cela se réduit au fait que toute corde sur le disque stellaire apparent qui est parallèle au méridien central est une ligne de vitesse radiale constante. Le décalage de longueur d'onde est

pour une vitesse de rotation équatoriale donnée, υéq et angle d'inclinaison je, et = cosθ, où est l'angle de la corde par rapport au méridien central : 0° au centre du disque et 90° au limbe.

Un troisième facteur est la fraction de la lumière de l'étoile qui a une vitesse projetée particulière. La matière au niveau des membres équatoriaux a la plus grande vitesse radiale, mais cela représente une infime fraction du disque stellaire. D'autre part, la matière le long de l'axe de rotation représente la plus grande partie du disque, mais elle n'a pas de décalage de vitesse car la matière se déplace perpendiculairement à notre ligne de mire. Ceci est pris en compte en pondérant la contribution de chaque corde par sa longueur, environ 2 . Le flux résiduel de la ligne, le rapport du flux en au flux du continu adjacent,

r0 est la profondeur de flux résiduel de la ligne en l'absence de rotation. Une étoile à rotation rapide aura des noyaux linéaires peu profonds qui semblent être lavés par rapport au boîtier à rotation lente. Pour incorporer l'assombrissement des membres dans ce modèle pour l'élargissement de la ligne de rotation, une fonction d'élargissement de la rotation,

où est le coefficient d'assombrissement des membres, est convolué avec le profil résiduel intrinsèque, r′(X):

X est mesurée en unités de décalage de vitesse équatorial, Δ λ c / λ 0 eq . .

Comme l'indique l'apparition du péché je ci-dessus, l'axe de rotation de l'étoile n'est pas forcément perpendiculaire à notre ligne de mire. Donc, en général, nous ne voyons qu'une projection inconnue de la vitesse de rotation équatoriale. La vitesse de rotation projetée de l'étoile est trouvée en calculant le profil élargi pour différentes valeurs de la vitesse de rotation équatoriale et en interpolant pour trouver la valeur qui correspond le mieux aux observations. La figure 10 illustre ce processus.

ILLUSTRATION 10 . Une partie d'un spectre observé de l'étoile brillante de type A Deneb montrant des raies d'absorption de Fe I et Fe II, Ti II et Cr II. Le spectre calculé est également affiché pour trois valeurs différentes supposées de la vitesse de rotation équatoriale projetée de l'étoile. Notez les raies mélangées Ti II et Fe I près de 3758 Å. La comparaison du mélange avec les spectres calculés suggère que la vitesse de rotation projetée de Deneb est proche de 25 km s −1 . [Spectre Deneb aimablement fourni par A. Kaufer.]

La discussion de la rotation à ce point, ainsi que la description de la méthode par laquelle la rotation est calculée, a supposé qu'une étoile peut être caractérisée par une seule vitesse de rotation équatoriale. Comme indiqué ci-dessus, la surface du soleil tourne différemment, la période de rotation passant d'environ 27 jours à l'équateur à plus de 35 jours près des pôles. De plus, la rotation du soleil semble varier avec le temps et présenter une asymétrie nord-sud. Ces faits montrent tous que la rotation solaire est un phénomène beaucoup plus complexe qu'il n'y paraît au premier abord. Les études de la rotation différentielle dans d'autres étoiles ne font que commencer et sont étroitement liées à l'étude de la structure de la surface stellaire, qui est décrite ci-après.


Comment trouver des exoplanètes et « écouter » leurs étoiles avec TESS

Titre: UN SATURNE CHAUD ORBANT UNE SOUS-GÉANTE TARDIVE OSCILLANTE DÉCOUVERTE PAR TESS
Auteurs: Daniel Huber, William J Chaplin et al
Institution du premier auteur : Institut d'astronomie, Université d'Hawai'i, États-Unis
Statut: Soumis aux revues AAS, accès fermé

La mission spatiale de la NASA TESS est actuellement à la recherche de nouvelles exoplanètes dans le ciel de l'hémisphère sud. Mais alors que son objectif principal est de trouver 50 petites planètes (avec des rayons inférieurs à 4 rayons terrestres) avec une masse mesurable, il y a beaucoup d'autres sciences intéressantes à faire. L'article d'aujourd'hui présente la découverte d'une nouvelle exoplanète qui est assez précisément caractérisée grâce à la technique complémentaire d'astérosismologie utilisée sur les mêmes données.

Rencontrez TESS

TESS étudiera les étoiles dans tout le ciel, étudiant 26 bandes pendant 27 jours chacune. Les données des étoiles brillantes sélectionnées sont téléchargées pour donner des points de données toutes les 2 minutes, puis traitées via un pipeline pour produire des courbes de lumière. Un autre pipeline détecte des signaux de type transit dans ces courbes de lumière. L'une des planètes candidates qu'il a identifiées était TOI-197.01 (voir la figure 1a).

Est-ce une exoplanète ?

Les auteurs ont utilisé l'imagerie haute résolution de la caméra NIRC2 du télescope Keck pour exclure les étoiles compagnes qui pourraient produire une courbe de lumière similaire. Une intense campagne de surveillance spectrale de 111 spectres provenant de 5 instruments différents sur une période de sept semaines leur a permis de rechercher des décalages Doppler périodiques dans le spectre stellaire causés par la masse d'un autre objet tirant sur l'étoile. La masse qu'ils ont calculée à partir de ces vitesses radiales (voir la figure 3) a confirmé TOI-197.01 comme une exoplanète.

Pulsations stellaires

La photométrie depuis l'espace n'est pas seulement utile pour trouver des exoplanètes : Kepler pourrait détecter les changements périodiques de luminosité stellaire causés par les pulsations stellaires ou les « tremblements d'étoiles » (écoutez-les ici). L'astérosismologie, l'étude de ces pulsations, permet aux astronomes d'étudier très précisément la structure interne des étoiles brillantes et de calculer leurs propriétés clés, notamment le rayon et la densité moyenne. Les astronomes s'attendaient à pouvoir également étudier les pulsations stellaires à l'aide des données TESS.

Après avoir retiré le signal de transit des courbes de lumière TESS (donnant la figure 1b), la courbe de lumière est transformée de Fourier du temps (jours) en fréquence (microHz), donnant le spectre de puissance vu sur la figure 1c. En modélisant les pulsations stellaires ainsi que la granulation stellaire et le bruit blanc (voir Figure 1c), les auteurs ont ensuite « lissé » le spectre de puissance pour identifier le pic le plus élevé, c'est-à-dire la fréquence de la puissance maximale à 430 microHz et sa hauteur, ou puissance.

Figure 1 : La courbe de lumière TESS de TOI-197. a) Courbe de lumière TESS brute montrant deux transits marqués par des triangles gris. b) Courbe de lumière TESS corrigée avec suppression des transits et effets instrumentaux. c) Spectre de puissance de la courbe de lumière corrigée, où les lignes rouges pointillées montrent la granulation et le bruit blanc. La ligne rouge continue correspond à celles-ci ainsi qu'aux pulsations stellaires. Figure 1 de l'article d'aujourd'hui.

Les auteurs ont converti la puissance maximale en amplitude et l'ont comparée à la fréquence de la puissance maximale. La comparaison avec 1500 étoiles de la mission Kepler a confirmé qu'il y avait des oscillations de type solaire. Une autre valeur importante est la grande séparation de fréquence, trouvée en identifiant la différence de fréquence entre les pics de mode radial. La figure 2 montre les pics de mode radial en bleu et que la grande séparation de fréquence est de 29,84 microHz.

Figure 2 : a) Spectre de puissance de TOI-197.01 dans l'espace fréquentiel montrant les oscillations. Les lignes verticales marquent les fréquences individuelles identifiées, le bleu indiquant les modes radiaux. b) Les fréquences des pics individuels sont tracées par rapport à une différence de fréquence de 28,94 microHz. Les modes radiaux (cercles bleus) s'alignent à cette différence de fréquence, donc 28,94 microHz est la grande séparation de fréquence. Figure 2 de l'article d'aujourd'hui.

Modélisation des propriétés stellaires

Les auteurs ont ensuite utilisé des codes d'évolution et d'oscillation stellaires pour modéliser les propriétés stellaires. La luminosité des modèles a été calculée en combinant la parallaxe de Gaia avec la photométrie de nombreux catalogues différents. Ils saisissent également les propriétés de la modélisation spectrale – la température, la gravité de surface (log g) et la métallicité – et les fréquences individuelles et la grande séparation des fréquences de l'astérosismologie. Cela a abouti à deux modèles préférés : i) une étoile plus ancienne de masse inférieure (1,15 Msol,

6Gyr) ou ii) une étoile plus jeune et de masse plus élevée (1,3 Msol,

4Gyr). Une contrainte indépendante sur la gravité de surface à partir d'une analyse d'autocorrélation de la courbe de lumière favorise un modèle de masse plus élevée. Grâce à l'astérosismologie, les estimations finales des paramètres stellaires ont de faibles incertitudes : rayon (2%), masse (6%), densité moyenne (1%) et âge (22%).

Caractériser la planète

En utilisant la densité stellaire moyenne de l'astérosismologie, les auteurs ont ajusté conjointement les données de vitesse photométrique et radiale pour obtenir les propriétés de la planète, y compris la période, le rayon et la masse. La figure 3 montre les données photométriques (en haut) et les données de vitesse radiale (en bas), les deux phases repliées sur la meilleure période de 14,3 jours. Le rapport de masse est calculé à partir de l'amplitude maximale des données de vitesse radiale. La combinaison de cela avec la masse stellaire modélisée donne une masse planétaire minimale 35% plus légère que Saturne. La profondeur de transit donne le rapport de rayon, qui, combiné au rayon de l'étoile modélisé, donne un rayon de planète identique à celui de Saturne.

Figure 3 : Données de la phase TOI-197 repliées sur la meilleure période de 14,3 jours. En haut : La courbe de lumière TESS de TOI-197. En bas : courbe de vitesse radiale. Figure 5 de l'article d'aujourd'hui.

Une Saturne chaude et un avenir radieux !

Le résultat : TOI-197.01 est une Saturne chaude en orbite autour d'une sous-géante tardive/d'une étoile géante rouge. La combinaison des spectres et la grande séparation de fréquence par rapport à l'astérosismologie montre que l'étoile vient de commencer à gravir la branche de la géante rouge. TOI-197.01 représente le point de départ avant que les géantes gazeuses ne se regonflent en raison du fort flux de leurs étoiles évoluées. Ceci est important car il s'agit de la première détection par TESS d'une planète en transit en orbite autour d'une sous-géante tardive/d'une géante rouge précoce avec des oscillations détectées, et seulement la sixième jamais détectée.

C'est un résultat passionnant car il montre que même avec 27 jours de données, TESS devrait nous permettre d'étudier les oscillations de milliers d'étoiles brillantes qui ont des données de cadence de 2 minutes. TOI-197.01 est également l'une des planètes de la taille de Saturne les plus précisément caractérisées, avec une densité limitée à 15 %. Cela démontre ce que nous pouvons gagner en « écoutant » les étoiles hôtes des exoplanètes.


Une étude dévoile les propriétés détaillées du binaire à éclipse KOI-3890

Le spectre de puissance du KOI-3890 est affiché en noir à côté de l'ajustement à l'arrière-plan (à l'exclusion de la composante gaussienne décrivant l'excès de puissance) en rouge. Crédit : Kuszlewicz et al., 2019.

En combinant la photométrie de transit, les observations de vitesse radiale et l'astérosismologie, les astronomes ont rassemblé des informations importantes sur les propriétés d'un système binaire à éclipse hautement excentrique connu sous le nom de KOI-3890. Les nouveaux résultats sont présentés dans un article publié le 30 avril sur arXiv.org.

Les binaires à éclipse avec des géantes rouges présentant des oscillations de type solaire sont une trouvaille rare. Lors de la recherche de nouveaux systèmes de ce type, les astronomes sont particulièrement intéressés à trouver ceux qui présentent des variations ellipsoïdales dans leur courbe de lumière causées par de grandes distorsions de marée de la surface de l'étoile pendant le périastron. En raison de ces variations, ces binaires ont été surnommés les systèmes de « battement de cœur ».

Les systèmes cardiaques avec des oscillations de type solaire peuvent être caractérisés de manière très détaillée en utilisant des données de vitesse radiale et en menant des études astrosismologiques. Par exemple, l'astrosismologie permet de déterminer l'obliquité (l'angle entre l'axe de rotation stellaire et l'angle normal au plan orbital) de ces systèmes et les paramètres stellaires de leurs composantes primaires oscillantes de géante rouge.

KOI-3890 (alias KIC 8564976 et 2MASS J19350531+4438185) a été initialement classé comme une étoile potentielle hébergeant des planètes. Cependant, des observations de suivi montrent qu'il s'agit d'un système de battements cardiaques, en particulier d'un binaire à éclipse de période de 153 jours très excentrique composé d'une géante rouge montrant des oscillations de type solaire et d'un compagnon nain M.

Une équipe d'astronomes dirigée par James Kuszlewicz de l'Institut Max Planck de recherche sur le système solaire en Allemagne a décidé de mener une étude approfondie de KOI-3890 en utilisant diverses méthodes pour révéler les propriétés détaillées du système.

"Dans ce travail, nous visons à dériver les propriétés des composants d'un système binaire à éclipse grâce à l'utilisation de l'astérosismologie, de l'ajustement de l'éclipse et de l'analyse de la vitesse radiale. De plus, nous visons à contraindre la géométrie du système en déduisant l'angle d'inclinaison de la géante rouge primaire pour ensuite obtenir l'obliquité du système, ce qui indique si le système est aligné », ont écrit les chercheurs dans le document.

L'étude a révélé que la géante rouge KOI-3890 A est presque six fois plus grande que le soleil (5,8 rayons solaires), mais sa masse est comparable à celle du soleil (1,04 masse solaire). Le nain M, nommé KOI-3890 B, s'est avéré être environ quatre fois plus petit et moins massif que notre soleil (0,26 rayon solaire et 0,23 masse solaire).

Des études astrosismiques de KOI-3890 ont permis à l'équipe de calculer l'âge du système. Ils ont découvert que le binaire a environ 9,1 milliards d'années. De plus, l'analyse astrosismique a révélé que l'angle d'inclinaison de l'axe de rotation de KOI-3890 A est d'environ 87,6 degrés. En ce qui concerne l'obliquité du système, elle a été estimée à un niveau d'environ 4,2 degrés, ce qui signifie que le plan de l'orbite de KOI-3890 B est perpendiculaire à l'axe de rotation stellaire de l'étoile primaire.

De plus, les astronomes ont estimé que l'excentricité orbitale de KOI-3890 est d'environ 0,61 et que les étoiles sont séparées les unes des autres d'environ 0,19 UA. Ils ont également tiré quelques conclusions concernant l'évolution future du système.

"Alors que le primaire continue d'évoluer, le nain M peut s'intégrer dans l'enveloppe en expansion, entraînant un transfert de masse entre les étoiles dans une phase d'enveloppe commune. De plus, les fortes forces de traînée sur le secondaire dans une telle configuration peuvent conduire à l'éjection de l'enveloppe commune et une diminution significative de la période orbitale », ont conclu les chercheurs.


Système exoplanète Kepler-2 avec des comparaisons avec Kepler-1 et 13

Nous avons réalisé une étude intensive des données photométriques (Mission Kepler) et spectroscopiques sur le système Kepler-2 (HAT-P-7A) à l'aide du logiciel dédié WinFitter 6.4 . L'erreur moyenne des points de données individuels des valeurs de flux normalisées pour ce système est de 0,00015, ce qui conduit à la spécification du modèle pour le flux de référence moyen avec une précision de ∼0,5 ppm. Cela témoigne de la précision remarquablement élevée de l'ensemble de données regroupées, dérivé de plus de 1,8 million d'observations individuelles. Les données spectroscopiques sont rapportées avec la mesure d'amplitude de vitesse radiale de haute précision similaire de ∼2 m s -1 . L'analyse comprend une discussion sur la qualité de l'ajustement et l'adéquation du modèle.

Nos paramètres absolus dérivés pour Kepler-2 sont les suivants : (M_

) (Jupiter) 1,80 ± 0,13 (R_<étoile >) 1,46 (pm 0,08 imes 10^<6>) km (R_

) 1,15 (pm 0,07 fois 10^<5>) km. Ces valeurs impliquent des corps un peu plus gros et moins condensés que précédemment catalogués, mais dans des estimations d'erreur raisonnables de ces paramètres de la littérature.

Nous trouvons également des paramètres de marée, de réflexion et d'effet Doppler, montrant que la spécification du modèle optimal diffère légèrement d'un modèle « nettoyé » qui réduit l'écart type des points de courbe de lumière groupée ∼3600 à moins de 0,9 ppm. Nous considérons ces légères différences, en faisant des comparaisons avec les systèmes de Jupiter chauds Kepler-1 (TrES-2) et 13.

Nous confirmons que l'axe de rotation de l'étoile doit être décalé vers la ligne de visée, bien que le degré de dépendance dépende de la vitesse de rotation adoptée pour l'étoile. A partir de l'analyse conjointe des données spectroscopiques et photométriques, nous trouvons une vitesse de rotation équatoriale de 11 ± 3 km s −1 .

Une région légèrement plus lumineuse de la photosphère qui déforme la forme du transit peut être interprétée comme une indication de l'effet de la gravité au pôle de rotation, mais nous notons que la géométrie de celle-ci ne correspond pas au résultat spectroscopique. Nous discutons cette différence, rejetant la possibilité d'un réel décalage de la position de l'axe de rotation dans les quelques années entre les temps de collecte de données spectroscopiques et photométriques. Des explications alternatives sont envisagées, mais nous concluons que de nouvelles observations détaillées sont nécessaires pour aider à résoudre ces questions.


Système exoplanète Kepler-2 avec des comparaisons avec Kepler-1 et 13

Nous avons réalisé une étude intensive des données photométriques (Mission Kepler) et spectroscopiques sur le système Kepler-2 (HAT-P-7A) à l'aide du logiciel dédié WinFitter 6.4 . L'erreur moyenne des points de données individuels des valeurs de flux normalisées pour ce système est de 0,00015, ce qui conduit à la spécification du modèle pour le flux de référence moyen avec une précision de ∼0,5 ppm. Cela témoigne de la précision remarquablement élevée de l'ensemble de données regroupées, dérivé de plus de 1,8 million d'observations individuelles. Les données spectroscopiques sont rapportées avec la mesure d'amplitude de vitesse radiale de haute précision similaire de ∼2 m s -1 . L'analyse comprend une discussion sur la qualité de l'ajustement et l'adéquation du modèle.

Nos paramètres absolus dérivés pour Kepler-2 sont les suivants : (M_

) (Jupiter) 1,80 ± 0,13 (R_<étoile >) 1,46 (pm 0,08 imes 10^<6>) km (R_

) 1,15 (pm 0,07 fois 10^<5>) km. Ces valeurs impliquent des corps un peu plus gros et moins condensés que précédemment catalogués, mais dans des estimations d'erreur raisonnables de ces paramètres de la littérature.

Nous trouvons également des paramètres de marée, de réflexion et d'effet Doppler, montrant que la spécification du modèle optimal diffère légèrement d'un modèle « nettoyé » qui réduit l'écart type des points de courbe de lumière groupée ∼3600 à moins de 0,9 ppm. Nous considérons ces légères différences, en faisant des comparaisons avec les systèmes de Jupiter chauds Kepler-1 (TrES-2) et 13.

Nous confirmons que l'axe de rotation de l'étoile doit être décalé vers la ligne de visée, bien que le degré de dépendance dépende de la vitesse de rotation adoptée pour l'étoile. A partir de l'analyse conjointe des données spectroscopiques et photométriques, nous trouvons une vitesse de rotation équatoriale de 11 ± 3 km s −1 .

Une région légèrement plus lumineuse de la photosphère qui déforme la forme du transit peut être interprétée comme une indication de l'effet de la gravité au pôle de rotation, mais nous notons que la géométrie de celle-ci ne correspond pas au résultat spectroscopique. Nous discutons de cette différence, rejetant la possibilité d'un réel décalage de la position de l'axe de rotation dans les quelques années entre les temps de collecte de données spectroscopiques et photométriques. Des explications alternatives sont envisagées, mais nous concluons que de nouvelles observations détaillées sont nécessaires pour aider à résoudre ces questions.


Découverte d'un nouveau système binaire magnétiquement actif dans le cadre d'une étude à grande échelle du Yunnan-Hong Kong

Nous présentons un système binaire magnétiquement actif nouvellement découvert détecté par un vaste levé Yunnan-Hong Kong, avec une période orbitale de 0,60286 jours. La photométrie bicolore du système a été réalisée à l'aide du télescope Cassegrain de 1 m des observatoires du Yunnan avec sa caméra CCD (Charge-Coupled Device). Dans les courbes de lumière observées, il existe clairement des maxima de lumière différents dans les régions hors éclipse. Nous avons effectué des observations spectroscopiques pour le système binaire à l'aide du télescope de 2,4 m et du YFOSC (Yunnan Faint Object Spectrograph and Camera) de la station Lijiang des observatoires du Yunnan, en Chine. La courbe de vitesse radiale a été dérivée pour l'étoile primaire du système binaire. L'étoile primaire présentait une forte activité chromosphérique, ce qui confirme que la distorsion des courbes lumineuses résulte de l'activité des taches stellaires sur l'étoile primaire. En analysant les courbes de lumière et la courbe RV (Radial Velocity) mentionnées ci-dessus au moyen du code W-D (Wilson-Devinney), les paramètres orbitaux et la configuration des taches stellaires du système binaire sont obtenus. Enfin, nous avons discuté des propriétés du système binaire, et donné les perspectives sur les travaux futurs.


Entraînez-vous avec le simulateur de vitesse radiale

Il y a beaucoup de concepts à comprendre avec la technique Doppler. Tout d'abord, nous utilisons le spectre de l'étoile pour mesurer les décalages de longueur d'onde qui correspondent aux changements de vitesse de l'étoile. Deuxièmement, nous ne voyons que la composante radiale projetée de la vitesse stellaire (cela conduit à une variation sinusoïdale du signal). Troisièmement, nous ne connaissons pas l'inclinaison de l'orbite - cette inclinaison de l'orbite signifie que le signal sinusoïdal sera le plus important lorsqu'il est vu de face (inclinaison de 90 / 8728) et plus petit lorsque l'inclinaison s'incline vers l'avant. Cela signifie que nous ne mesurons que (m_sin i) avec la méthode Doppler.

Parcourons une série d'exercices avec le simulateur Nebraska Astronomy Applet Project (NAAP) pour vous aider à développer votre intuition et votre compréhension de la méthode Doppler. Vous devrez télécharger le package Simulations (qui s'installera dans votre répertoire Applications, ouvrez Extrasolar Planets, Exoplanet Radial Velocity Simulator).

Commencez par ouvrir le simulateur et configurer les entrées pour qu'elles correspondent aux valeurs indiquées dans la figure ci-dessous. Les vitesses radiales simulées sont "pliées en phase" dans le graphique en haut à droite. Les vitesses radiales sont obtenues en fonction du temps, mais si vous répétez les observations sur plus d'une période orbitale, les données peuvent être repliées de sorte que tous les pics et creux de la courbe s'alignent. Les astronomes le font régulièrement pour établir des preuves de la répétition des signaux.

Figure (PageIndex<7>) : configuration initiale : afficher plusieurs fenêtres, inclinaison 76,8 degrés, longitude 45 degrés, 1 étoile Msun, masse planétaire 1 Mjup, demi-grand axe 5,2 UA, excentricité 0, afficher la courbe théorique, afficher mesures simulées, bruit = 2,0 m/s, nombre d'observations = 30. La demi-amplitude des vitesses radiales doit être d'environ 12 m/s (lire ceci à partir de l'axe y du tracé RV).