Calculateur de détection d'exoplanètes

La plupart des exoplanètes ne peuvent pas être distinguées de leur étoile hôte comme des points lumineux séparés. Les astronomes déduisent donc leur présence d'effets périodiques. La photométrie de transit détecte une baisse temporaire de luminosité lorsqu'une planète traverse le disque stellaire. Les observations de vitesse radiale détectent le mouvement répété de l'étoile vers l'observateur puis à l'opposé, tandis que l'étoile et la planète orbitent autour de leur centre de masse commun. Ce calculateur compare les ordres de grandeur idéaux des signaux des deux méthodes. Le demi-grand axe orbital est estimé par la troisième loi de Kepler, avec la masse stellaire en masses solaires et la période en années. Lorsque la masse planétaire est faible devant celle de l'étoile, le cube du demi-grand axe égale la masse stellaire multipliée par le carré de la période, le demi-grand axe étant en unités astronomiques. Un compagnon très massif impose d'ajouter sa masse à celle du système, mais cette correction est négligeable pour les planètes ordinaires de ce modèle de présélection. La profondeur du transit est le carré du rapport du rayon planétaire au rayon stellaire, exprimé en pourcentage. Une planète de rayon terrestre passant devant une étoile de rayon solaire ne bloque qu'environ 0.0084 pour cent de la lumière, contre environ un pour cent pour une planète de la taille de Jupiter. Le modèle suppose un disque planétaire entièrement projeté sur un disque stellaire de luminosité uniforme. Les courbes de lumière réelles dépendent de l'assombrissement centre-bord, des transits rasants, des taches stellaires, de la lumière d'étoiles d'arrière-plan, du temps de pose et de la réponse instrumentale. La probabilité géométrique de transit est approximativement la somme des rayons stellaire et planétaire divisée par le demi-grand axe. Les planètes proches ont bien plus de chances d'être alignées pour un transit que celles sur des orbites larges. Cette probabilité concerne des orientations orbitales aléatoires avant observation ; ce n'est pas la probabilité de détecter dans des données bruitées une planète qui transite déjà. L'excentricité et l'argument du périastre peuvent la modifier. La semi-amplitude de vitesse radiale repose sur une orbite circulaire vue par la tranche et une faible masse planétaire. Elle augmente avec la masse de la planète et lorsque la période diminue, et baisse avec la masse stellaire. L'amplitude réelle est multipliée par le sinus de l'inclinaison orbitale et dépend de l'excentricité. L'activité stellaire, les oscillations, les taches en rotation, le type spectral, la cadence et la précision du spectrographe déterminent si elle est mesurable. Utilisez les masses et rayons solaires pour l'étoile, les masses et rayons terrestres pour la planète, et les jours pour la période. Les résultats conviennent à l'enseignement, à la comparaison de cibles et aux évaluations rapides de plausibilité. Valider une candidate demande des observations répétées, une analyse des incertitudes, une évaluation des faux positifs et généralement des méthodes indépendantes. Un modèle professionnel doit ajuster toute la courbe de lumière ou la série temporelle des vitesses, en intégrant inclinaison, excentricité, assombrissement centre-bord, contamination, bruit corrélé et incertitudes des paramètres.